Најблиската галаксија до млечната. Галаксија Млечен пат

Научниците веќе некое време знаат дека галаксијата Млечен Пат не е единствената во Универзумот. Покрај нашата галаксија, која е дел од Локалната група - збирка од 54 галаксии и џуџести галаксии - ние сме и дел од поголема формација, позната и како Јатото на галаксии Девица. Значи, можеме да кажеме дека Млечниот пат има многу соседи.

Од нив, повеќето луѓе веруваат дека галаксијата Андромеда е нашиот најблизок галактички сосед. Но, за волја на вистината, Андромеда е најблиску спиралаГалакси, но воопшто не најблискиот Галакси. Оваа разлика се сведува на формирањето на она што всушност е во самиот Млечен Пат, џуџеста галаксија која е позната како Голема џуџеста галакса (позната како Канис мајор).

Оваа формација на ѕвезди се наоѓа на околу 42.000 светлосни години од галактичкиот центар и само 25.000 светлосни години од нашиот Сончев систем. Ова го става поблиску до нас отколку центарот на нашата сопствена галаксија, која е оддалечена 30.000 светлосни години од Сончевиот систем.

Пред неговото откривање, астрономите веруваа дека галаксијата Џуџеста Стрелец е најблиската галактичка формација кај нас. На оддалеченост од 70.000 светлосни години од Земјата, оваа галаксија беше идентификувана во 1994 година дека е поблиску до нас од Големиот Магеланов Облак, џуџеста галаксија оддалечена 180.000 светлосни години од нас, која претходно ја носеше титулата на нашиот најблизок сосед.

Сето тоа се промени во 2003 година, кога џуџестата галаксија Canis Major беше откриена од Two Micron Survey Survey (2MASS), астрономска мисија што се одржа помеѓу 1997 и 2001 година.

Користење на телескопи лоцирани на МТ. Опсерваторијата Хопкинс во Аризона (за Северната хемисфера) и во Интерамериканската опсерваторија во Чиле на јужната хемисфера, астрономите можеа да спроведат сеопфатно истражување на небото во инфрацрвена светлина, која не е блокирана од гас и прашина толку сериозно како видлива светлина.

Поради оваа техника, астрономите беа во можност да откријат многу значајна густина на џиновски ѕвезди од класа М на небото што ги зафаќаат соѕвездијата големо куче, како и неколку други поврзани структури во рамките на овој тип на ѕвезди, од кои две имаат изглед на широки лакови кои паѓаат (како што се гледа на сликата погоре).

Распространетоста на ѕвездите од М-класа е она што ја направи формацијата лесна за откривање. Овие кул, „црвени џуџиња“ не се многу светли во споредба со другите класи на ѕвезди, па дури и не можат да се видат со голо око. Сепак, тие светат многу светло во инфрацрвеното, и во големи количинисе појави.

Покрај неговиот состав, Галаксијата има речиси елипсовидна форма и се верува дека содржи исто толку ѕвезди колку и џуџестата елиптична галаксија Стрелец, претходен претендент за најблиската галаксија до нашата локација на Млечниот Пат.

Покрај џуџестата галаксија, зад неа е видлива долга низа ѕвезди. Оваа комплексна, прстенест структура - понекогаш наречена прстен Моноцерос - се искривува околу галаксијата три пати. Тушот првпат беше откриен на почетокот на 21 век од астрономите кои го спроведоа истражувањето за дигитално небо Слоан.

За време на истражувањето на овој прстен од ѕвезди и тесно распоредени групи на глобуларни јата слични на оние поврзани со елиптичната галаксија Џуџеста Стрелец, беше откриена Големата џуџеста галаксија Canis Major.

Сегашната теорија е дека оваа галаксија била споена (или апсорбирана) во галаксијата Млечен Пат. Други глобуларни јата кои орбитираат околу центарот на Млечниот Пат како сателит - односно NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 и NGC 2808 - се верува дека биле дел од Големата џуџеста галаксија Куче пред нејзиното создавање.

Откривањето на оваа галаксија и последователната анализа на ѕвездите поврзани со неа, даваат одредена поддршка за сегашната теорија дека галаксиите можат да пораснат во големина со голтање на нивните помали соседи. Млечниот пат стана ова што е сега, јадејќи други галаксии како големо куче, а тоа продолжува да го прави и денес. И бидејќи ѕвездите на Canis Major Dwarf Galaxy се технички веќе дел од Млечниот Пат, таа по дефиниција е најблиската галаксија до нас.

Астрономите исто така веруваат дека големите џуџести галаксии на кучиња се во процес на повлекување од гравитационото поле на помасивната галаксија Млечен Пат. Главното тело на галаксијата е веќе екстремно деградирано и овој процес ќе продолжи, патувајќи околу и низ нашата галаксија. За време на акрецијата, најверојатно ќе заврши со џуџеста галаксија на Големото куче, која ќе складира 1 милијарда од 200 до 400 милијарди ѕвезди кои веќе се дел од Млечниот Пат.

Пред нејзиното откривање во 2003 година, тоа беше џуџеста елиптична галаксија Стрелец, која ја држеше позицијата на најблиската галаксија до нашата. 75.000 светлосни години од нас. Оваа џуџеста галаксија, која се состои од четири глобуларни јата со дијаметар од околу 10.000 светлосни години, е откриена во 1994 година. Пред ова, се сметаше дека Големиот Магеланов Облак е нашиот најблизок сосед.

Галаксијата Андромеда (М31) е најблиската спирална галаксија до нас. Иако - гравитациски - е поврзан со млечен пат, ова сè уште не е најблиската галаксија - 2 милиони светлосни години од нас. Андромеда моментално се приближува до нашата галаксија со брзина од околу 110 километри во секунда. За околу 4 милијарди години, се очекува галаксијата Андромеда да се спои и да формира единствена Супер галаксија.

Галаксијата е голема формација од ѕвезди, гас и прашина која се држи заедно со гравитацијата. Овие најголеми соединенија во Универзумот може да се разликуваат по форма и големина. Повеќето вселенски објекти се дел од одредена галаксија. Тоа се ѕвезди, планети, сателити, маглини, црни дупки и астероиди. Некои од галаксиите имаат големи количини на невидлива темна енергија. Поради фактот што галаксиите се одделени со празен простор, тие фигуративно се нарекуваат оази во космичката пустина.

	Елиптична галаксија	Спирална галаксија	Погрешна галаксија
Сфероидна компонента	Целата галаксија	Јадете	Многу слаб
Ѕвезден диск	Ниту еден или слабо изразен	Главна компонента	Главна компонента
Дискот за гас и прашина	бр	Јадете	Јадете
Спирални гранки	Не или само во близина на јадрото	Јадете	бр
Активни јадра	Запознајте се	Запознајте се	бр
	20%	55%	5%

Нашата галаксија

Најблиската ѕвезда до нас, Сонцето, е една од милијардите ѕвезди во галаксијата Млечен Пат. Гледајќи го ѕвезденото ноќно небо, тешко е да не се забележи широка лента расфрлана со ѕвезди. Старите Грци јатото на овие ѕвезди го нарекле Галаксија.

Кога би имале можност да го погледнеме овој ѕвезден систем однадвор, би забележале обрасната топка во која има над 150 милијарди ѕвезди. Нашата галаксија има димензии кои е тешко да се замислат. Зрак светлина патува од едната до другата страна стотици илјади Земјини години! Центарот на нашата галаксија е окупиран од јадро, од кое се протегаат огромни спирални гранки исполнети со ѕвезди. Растојанието од Сонцето до јадрото на Галаксијата е 30 илјади светлосни години. Сончевиот систем се наоѓа на периферијата на Млечниот Пат.

Ѕвездите во Галаксијата, и покрај огромната акумулација на космички тела, се ретки. На пример, растојанието помеѓу најблиските ѕвезди е десетици милиони пати поголемо од нивните дијаметри. Не може да се каже дека ѕвездите се расфрлани случајно во Универзумот. Нивната локација зависи од гравитационите сили кои го држат небесното тело во одредена рамнина. Ѕвездените системи со свои гравитациони полиња се нарекуваат галаксии. Покрај ѕвездите, галаксијата вклучува гас и меѓуѕвездена прашина.

Состав на галаксии.

Универзумот е составен и од многу други галаксии. Најблиските до нас се оддалечени на растојание од 150 илјади светлосни години. Тие можат да се видат на небото на јужната хемисфера во форма на мали магливи точки. Тие првпат беа опишани од Пигафет, член на Магелановата експедиција низ светот. Тие влегоа во науката под името Големи и Мали Магеланови Облаци.

Најблиската галаксија до нас е маглината Андромеда. Таа има многу големи димензии, затоа видливи од Земјата со обични двогледи, а при ведро време - дури и со голо око.

Самата структура на галаксијата наликува на џиновска спирална конвексна во вселената. На еден од спиралните краци, ¾ од растојанието од центарот, се наоѓа Сончевиот систем. Сè во галаксијата се врти околу централното јадро и е предмет на силата на нејзината гравитација. Во 1962 година, астрономот Едвин Хабл ги класифицирал галаксиите во зависност од нивната форма. Научникот ги подели сите галаксии на елиптични, спирални, неправилни и решетки галаксии.

Во делот од Универзумот достапен за астрономски истражувања, има милијарди галаксии. Збирно, астрономите ги нарекуваат Метагалаксија.

Галаксии на универзумот

Галаксиите се претставени со големи групи ѕвезди, гасови и прашина кои се држат заедно со гравитацијата. Тие можат значително да се разликуваат по форма и големина. Повеќето вселенски објекти припаѓаат на некоја галаксија. Тоа се црни дупки, астероиди, ѕвезди со сателити и планети, маглини, неутронски сателити.

Повеќето галаксии во Универзумот содржат огромни количини на невидлива темна енергија. Бидејќи просторот помеѓу различни галаксии се смета за празен, тие често се нарекуваат оази во празнината на вселената. На пример, ѕвезда наречена Сонце е една од милијардите ѕвезди во галаксијата Млечен Пат лоцирана во нашиот Универзум. Сончевиот систем се наоѓа на ¾ од растојанието од центарот на оваа спирала. Во оваа галаксија, сè постојано се движи околу централното јадро, кое се покорува на нејзината гравитација. Меѓутоа, јадрото се движи и со галаксијата. Во исто време, сите галаксии се движат со супер брзини.
Астрономот Едвин Хабл во 1962 година извршил логичка класификација на галаксиите на Универзумот, земајќи ја предвид нивната форма. Сега галаксиите се поделени во 4 главни групи: елиптични, спирални, решетки и неправилни галаксии.
Која е најголемата галаксија во нашиот универзум?
Најголемата галаксија во Универзумот е суперџиновска леќеста галаксија која се наоѓа во јатото Абел 2029.

Спирални галаксии

Тие се галаксии чија форма наликува на рамен спирален диск со светол центар (јадро). Млечниот пат е типична спирална галаксија. Спиралните галаксии обично се нарекуваат со буквата S; тие се поделени во 4 подгрупи: Sa, So, Sc и Sb. Галаксиите кои припаѓаат на групата So се одликуваат со светли јадра кои немаат спирални краци. Што се однесува до галаксиите Са, тие се одликуваат со густи спирални краци цврсто навиени околу централното јадро. Краците на галаксиите Sc и Sb ретко го опкружуваат јадрото.

Спирални галаксии од каталогот Месие

Забранети галаксии

Бар галаксиите се слични на спиралните галаксии, но имаат една разлика. Во таквите галаксии, спиралите започнуваат не од јадрото, туку од мостовите. Околу 1/3 од сите галаксии спаѓаат во оваа категорија. Тие обично се означени со буквите SB. За возврат, тие се поделени во 3 подгрупи Sbc, SBb, SBa. Разликата меѓу овие три групи се одредува според обликот и должината на џемперите, каде што, всушност, започнуваат краците на спиралите.

Спирални галаксии со лентата за каталог Месие

Елиптични галаксии

Обликот на галаксиите може да варира од совршено тркалезни до издолжени овални. Нивните карактеристична карактеристикае отсуството на централно светло јадро. Тие се означени со буквата Е и се поделени во 6 подгрупи (според обликот). Таквите обрасци се означени од Е0 до Е7. Првите имаат речиси тркалезна форма, додека Е7 се карактеризираат со исклучително издолжена форма.

Елиптични галаксии од каталогот Месие

Неправилни галаксии

Тие немаат изразена структура или форма. Неправилните галаксии обично се поделени во 2 класи: IO и Im. Најчеста е класата на галаксии Im (има само мала навестување на структурата). Во некои случаи, видливи се спирални остатоци. IO спаѓа во класата на галаксии кои имаат хаотичен облик. Малите и големите магеланови облаци се одличен пример за класата Im.

Неправилни галаксии од каталогот Месие

Табела со карактеристики на главните типови галаксии

	Елиптична галаксија	Спирална галаксија	Погрешна галаксија
Сфероидна компонента	Целата галаксија	Јадете	Многу слаб
Ѕвезден диск	Ниту еден или слабо изразен	Главна компонента	Главна компонента
Дискот за гас и прашина	бр	Јадете	Јадете
Спирални гранки	Не или само во близина на јадрото	Јадете	бр
Активни јадра	Запознајте се	Запознајте се	бр
Процент од вкупен бројгалаксии	20%	55%	5%

Голем портрет на галаксии

Не така одамна, астрономите почнаа да работат на заеднички проект за идентификување на локацијата на галаксиите низ Универзумот. Нивната цел е да добијат подетална слика за целокупната структура и форма на Универзумот во големи размери. За жал, обемот на универзумот е тешко за многу луѓе да го разберат. Земете ја нашата галаксија, која се состои од повеќе од сто милијарди ѕвезди. Во Универзумот има уште милијарди галаксии. Откриени се далечни галаксии, но ние ја гледаме нивната светлина како што беше пред речиси 9 милијарди години (нè дели толку големо растојание).

Астрономите дознаа дека повеќето галаксии припаѓаат на одредена група (таа стана позната како „јато“). Млечниот Пат е дел од јатото, кое пак се состои од четириесет познати галаксии. Вообичаено, повеќето од овие кластери се дел од уште поголема групација наречена суперкластери.

Нашето јато е дел од суперкластерот, кој вообичаено се нарекува кластер Девица. Таквото масивно јато се состои од повеќе од 2 илјади галаксии. Во времето кога астрономите создадоа мапа на локацијата на овие галаксии, суперјатата почнаа да добиваат конкретна форма. Големи суперкластери се собраа околу она што изгледа како џиновски меурчиња или празнини. За каква структура станува збор, никој сè уште не знае. Не разбираме што може да има внатре во овие празнини. Според претпоставката, тие можат да бидат исполнети со одреден тип на непознато за научниците темна материјаили има празен простор внатре. Ќе помине долго време пред да ја дознаеме природата на таквите празнини.

Галактички компјутери

Едвин Хабл е основач на галактичките истражувања. Тој е првиот што утврди како да се пресмета точното растојание до галаксијата. Во своето истражување тој се потпирал на методот на пулсирачки ѕвезди, кои се попознати како Цефеиди. Научникот успеал да ја забележи врската помеѓу периодот потребен за да се заврши едно пулсирање на светлината и енергијата што ја ослободува ѕвездата. Резултатите од неговото истражување станаа голем напредок во областа на галактичкото истражување. Покрај тоа, тој открил дека постои корелација помеѓу црвениот спектар емитиран од галаксијата и нејзиното растојание (Хаблова константа).

Во денешно време, астрономите можат да го измерат растојанието и брзината на галаксијата со мерење на количината на црвено поместување во спектарот. Познато е дека сите галаксии во Универзумот се оддалечуваат една од друга. Колку е подалеку една галаксија од Земјата, толку е поголема нејзината брзина на движење.

За да ја визуелизирате оваа теорија, само замислете се себеси како возите автомобил кој се движи со брзина од 50 километри на час. Автомобилот пред вас вози за 50 километри на час побрзо, што значи дека неговата брзина е 100 километри на час. Пред него има уште еден автомобил, кој се движи побрзо за уште 50 километри на час. Иако брзината на сите 3 автомобили ќе биде различна за 50 км на час, првиот автомобил всушност се оддалечува од вас 100 км на час побрзо. Бидејќи црвениот спектар зборува за брзината на оддалечувањето на галаксијата од нас, се добива следново: колку е поголемо црвеното поместување, толку побрзо се движи галаксијата и толку е поголема нејзината оддалеченост од нас.

Сега имаме нови алатки кои ќе им помогнат на научниците да бараат нови галаксии. Благодарение на вселенскиот телескоп Хабл, научниците можеа да го видат она за што претходно можеа само да сонуваат. Високата моќ на овој телескоп обезбедува добра видливост дури и на мали детали во блиските галаксии и ви овозможува да ги проучувате подалечните кои сè уште никому не му биле познати. Во моментов, нови инструменти за набљудување на вселената се во развој, а во блиска иднина тие ќе помогнат да се добие подлабоко разбирање за структурата на Универзумот.

Видови галаксии

Спирални галаксии. Обликот наликува на рамен спирален диск со изразен центар, т.н. Нашата галаксија Млечен Пат спаѓа во оваа категорија. Во овој дел од страницата на порталот ќе најдете многу различни написи кои ги опишуваат вселенските објекти на нашата Галакси.
Забранети галаксии. Тие личат на спирални, само што се разликуваат од нив во една значајна разлика. Спиралите не се протегаат од јадрото, туку од таканаречените џемпери. Една третина од сите галаксии во Универзумот може да се припише на оваа категорија.
Елиптичните галаксии имаат различни форми: од совршено тркалезна до овална издолжена. Во споредба со спиралните, им недостасува централно, изразено јадро.
Неправилните галаксии немаат карактеристична формаили структура. Тие не можат да се класифицираат во ниту еден од типовите наведени погоре. Има многу помалку неправилни галаксии во пространоста на Универзумот.

Астрономите во Во последно времезапочна заеднички проект за идентификување на локацијата на сите галаксии во Универзумот. Научниците се надеваат дека ќе добијат појасна слика за неговата структура во голем обем. Големината на универзумот е тешко да се процени за човечката мисла и разбирање. Само нашата галаксија е збирка од стотици милијарди ѕвезди. А такви галаксии има милијарди. Можеме да видиме светлина од откриените далечни галаксии, но дури и да не имплицираме дека гледаме во минатото, бидејќи светлосниот зрак стигнува до нас во текот на десетици милијарди години, толку голема далечина нè дели.

Астрономите исто така ги поврзуваат повеќето галаксии со одредени групи наречени јата. Нашиот Млечен Пат припаѓа на јато кое се состои од 40 истражени галаксии. Таквите кластери се комбинираат во големи групи наречени суперкластери. Јатото со нашата галаксија е дел од суперјатото Девица. Ова џиновско јато содржи повеќе од 2 илјади галаксии. Откако научниците почнаа да цртаат карта на локацијата на овие галаксии, суперјато добија одредени форми. Повеќето галактички суперкластери биле опкружени со огромни празнини. Никој не знае што би можело да биде внатре во овие празнини: вселената како меѓупланетарен простор или нова формаматерија. Ќе биде потребно долго време за да се реши оваа мистерија.

Интеракција на галаксиите

Не помалку интересно за научниците е прашањето за интеракцијата на галаксиите како компоненти на космичките системи. Не е тајна дека вселенските објекти се во постојано движење. Галаксиите не се исклучок од ова правило. Некои типови галаксии може да предизвикаат судир или спојување на два космички системи. Ако разберете како се појавуваат овие вселенски објекти, промените од големи размери како резултат на нивната интеракција стануваат поразбирливи. За време на судирот на два вселенски системи, огромно количество енергија испрска. Средбата на две галаксии во пространоста на Универзумот е уште поверојатен настан од судирот на две ѕвезди. Судирите на галаксиите не завршуваат секогаш со експлозија. Мал просторен систем може слободно да помине покрај неговиот поголем колега, менувајќи ја својата структура само малку.

Така, се случува формирање на формации, слични по изглед на издолжени коридори. Тие содржат ѕвезди и гасовити зони и често се формираат нови ѕвезди. Има моменти кога галаксиите не се судираат, туку само лесно се допираат една со друга. Сепак, дури и таквата интеракција предизвикува синџир на неповратни процеси кои водат до огромни промени во структурата на двете галаксии.

Каква иднина ја чека нашата галаксија?

Како што сугерираат научниците, можно е во далечна иднина Млечниот Пат да може да апсорбира мал сателитски систем со големина на вселената, кој се наоѓа на оддалеченост од 50 светлосни години од нас. Истражувањата покажуваат дека овој сателит има долг животен потенцијал, но доколку се судри со својот гигантски сосед, најверојатно ќе стави крај на своето одвоено постоење. Астрономите предвидуваат и судир меѓу Млечниот пат и маглината Андромеда. Галаксиите се движат една кон друга со брзина на светлината. Чекањето за веројатен судир е приближно три милијарди земјини години. Сепак, дали тоа навистина ќе се случи сега е тешко да се шпекулира поради недостигот на податоци за движењето на двата вселенски системи.

Опис на галаксиите наКвант. Простор

Сајтот на порталот ќе ве однесе во светот на интересниот и фасцинантен простор. Ќе ја научите природата на структурата на Универзумот, ќе се запознаете со структурата на познатите големи галаксии и нивните компоненти. Со читање на написи за нашата галаксија, стануваме појасни за некои од феномените што можат да се забележат на ноќното небо.

Сите галаксии се на голема оддалеченост од Земјата. Само три галаксии можат да се видат со голо око: Големиот и Малиот Магеланов Облак и Маглината Андромеда. Невозможно е да се избројат сите галаксии. Научниците проценуваат дека нивниот број е околу 100 милијарди. Просторната распределба на галаксиите е нерамномерна - еден регион може да содржи огромен број од нив, додека вториот нема да содржи ниту една мала галаксија. Астрономите не беа во можност да одвојат слики на галаксии од поединечни ѕвезди до раните 90-ти. Во тоа време, имаше околу 30 галаксии со поединечни ѕвезди. Сите тие беа доделени во Локалната група. Во 1990 година, се случи величествен настан во развојот на астрономијата како наука - телескопот Хабл беше лансиран во орбитата на Земјата. Токму оваа техника, како и новите 10-метарски телескопи на земја, овозможија да се видат значително поголем број разрешени галаксии.

Денес, „астрономските умови“ на светот си ја чешаат главата за улогата на темната материја во изградбата на галаксиите, која се манифестира само во гравитациската интеракција. На пример, во некои големи галаксии сочинува околу 90% од вкупната маса, додека џуџестите галаксии можеби воопшто не го содржат.

Еволуција на галаксиите

Научниците веруваат дека појавата на галаксиите е природна фаза во еволуцијата на Универзумот, која се одвивала под влијание на гравитационите сили. Пред приближно 14 милијарди години, започна формирањето на протокластери во примарната супстанција. Понатаму, под влијание на различни динамични процеси, се случи раздвојување на галактичките групи. Изобилството на облици на галаксии се објаснува со разновидноста на почетните услови при нивното формирање.

Контракцијата на галаксијата трае околу 3 милијарди години. Зад овој периодСо текот на времето, гасниот облак се претвора во ѕвезден систем. Формирањето ѕвезди се случува под влијание на гравитациската компресија на гасните облаци. По постигнување одредена температура и густина во центарот на облакот, доволна за почеток на термонуклеарни реакции, се формира нова ѕвезда. Масивните ѕвезди се формираат од термонуклеарни хемиски елементи, што го надминува хелиумот во маса. Овие елементи ја создаваат примарната хелиум-водородна средина. За време на огромни експлозии на супернова, се формираат елементи потешки од железото. Од ова произлегува дека галаксијата се состои од две генерации ѕвезди. Првата генерација е најстарата ѕвезда, која се состои од хелиум, водород и многу мала количинатешки елементи. Ѕвездите од втората генерација имаат позабележителен примеси на тешки елементи бидејќи се формираат од исконски гас збогатен со тешки елементи.

Во современата астрономија, на галаксиите како космички структури им се дава посебно место. Детално се проучуваат типовите на галаксии, карактеристиките на нивната интеракција, сличностите и разликите и се прави прогноза за нивната иднина. Оваа област сè уште содржи многу непознати кои бараат дополнително проучување. Модерна наукареши многу прашања во врска со типовите на градба на галаксиите, но имаше и многу празни точки поврзани со формирањето на овие космички системи. Сегашното темпо на модернизација на опремата за истражување и развојот на нови методологии за проучување на космичките тела даваат надеж за значителен пробив во иднина. Вака или онака, галаксиите секогаш ќе бидат во центарот научно истражување. И ова се заснова не само на човечката љубопитност. Откако ги добивме податоците за моделите на развој на космичките системи, ќе можеме да ја предвидиме иднината на нашата галаксија наречена Млечен Пат.

Најмногу интересна вест, научни, оригинални написи за проучување на галаксиите ќе ви бидат доставени од страна на порталот. Овде можете да најдете возбудливи видеа, висококвалитетни слики од сателити и телескопи кои нема да ве остават рамнодушни. Нурнете во светот на непознатиот простор со нас!

Науката

Научниците за прв пат успеаја да го измерат точното растојание до нашата најблиска галаксија. Оваа џуџеста галаксија е позната како Голем магеланов облак. Таа се наоѓа на оддалеченост од нас 163 илјади светлосни годиниили поточно 49,97 килопарсеци.

Галаксијата Големиот Магеланов Облак полека лебди низ вселената, заобиколувајќи ја нашата галаксија млечен патоколу како Месечината се врти околу земјата.

Огромните облаци од гас во регионот на галаксијата полека се распаѓаат, што резултира со формирање на нови ѕвезди, кои го осветлуваат меѓуѕвездениот простор со својата светлина, создавајќи светли шарени космички пејзажи. Вселенскиот телескоп успеа да ги сними овие пејзажи на фотографии. „Хабл“.

Плитката галаксија Големиот магеланов облак вклучува Тарантула маглина- најсветлата ѕвездена лулка во вселената во нашето соседство - се видени во неа знаци на формирање на нови ѕвезди.

Научниците беа во можност да ги направат пресметките со набљудување на ретки блиски парови на ѕвезди познати како затемнување на двојни ѕвезди. Овие парови ѕвезди се гравитациски поврзани едни со други, и кога едната ѕвезда ја затемнува другата, како што гледа набљудувач на Земјата, целокупната осветленост на системот се намалува.

Ако ја споредите осветленоста на ѕвездите, можете да го пресметате точното растојание до нив со неверојатна точност.

Одредувањето на точното растојание до вселенските објекти е многу важно за разбирање на големината и староста на нашиот универзум. Засега останува отворено прашањето: колкава е големината на нашиот универзумНикој од научниците сè уште не може да каже со сигурност.

Откако астрономите успеаја да постигнат таква точност во одредувањето на растојанија во вселената, тие ќе може да се справува со подалечни објектии на крајот да може да ја пресмета големината на Универзумот.

Исто така, новите способности ќе овозможат попрецизно одредување на стапката на проширување на нашиот универзум, како и попрецизно пресметување Хабл константа. Овој коефициент беше именуван по Едвин П. Хабл, американски астроном кој во 1929 година докажал дека нашите Универзумот постојано се шири од почетокот на своето постоење.

Растојание меѓу галаксиите

Галакси Големиот Магеланов Облак - најблиску до нас џуџеста галаксија, но голема галаксија - се смета нашиот сосед Спиралната галаксија Андромеда, кој се наоѓа на растојание од приближно 2,52 милиони светлосни години.

Растојание помеѓу нашата галаксија и галаксијата Андромеда постепено се намалува. Тие се приближуваат еден кон друг со брзина од приближно 100-140 километри во секунда, иако нема да се сретнат многу наскоро, поточно, потоа 3-4 милијарди години.

Можеби вака ќе изгледа ноќното небо за набљудувач на Земјата за неколку милијарди години.

Растојанието помеѓу галаксиите се така можат да бидат многу различниво различни временски фази, бидејќи тие се постојано во динамика.

Скала на универзумот

Видливиот универзум има неверојатен дијаметар, што е милијарди или можеби десетици милијарди светлосни години. Многу објекти кои можеме да ги видиме со телескопи веќе не постојат или изгледаат сосема поинаку бидејќи на светлината и требаше неверојатно долго време да стигне до нив.

Предложената серија на илустрации ќе ви помогне барем да замислите општ преглед размерите на нашиот универзум.

Сончевиот систем со своите најголеми објекти (планети и џуџести планети)

Сонцето (во центарот) и ѕвездите најблиску до него

Галаксијата Млечен Пат, прикажувајќи ја групата ѕвездени системи најблиску до Сончевиот систем

Група блиски галаксии, вклучувајќи повеќе од 50 галаксии, чиј број постојано се зголемува како што се откриваат нови.

Локален суперкластер на галаксии (Суперјато Девица). Големина: околу 200 милиони светлосни години

Група суперкластери галаксии

Видлив универзум

Со разбирање како и кога би можеле да се појават галаксиите, ѕвездите и планетите, научниците се поблиску до решавање на една од главните мистерии на Универзумот. тие тврдат дека како резултат на големата експлозија - и тоа, како што веќе знаеме, се случило пред 15-20 милијарди години (види „Наука и живот“ бр.) - токму тој вид на материјал од кој настанал небесните тела и нивните кластери може последователно да се формираат.

Планетарна гасна маглина Прстен во соѕвездието Лира.

Маглината Рак во соѕвездието Бик.

Големата маглина Орион.

Ѕвезденото јато Плејади во соѕвездието Бик.

Маглината Андромеда е еден од најблиските соседи на нашата Галаксија.

Сателитите на нашата Галаксија се галактички јата на ѕвезди: Малите (горе) и Големите Магеланови облаци.

Елиптична галаксија во соѕвездието Кентаур со широка лента за прашина. Понекогаш се нарекува пура.

Една од најголемите спирални галаксии видливи од Земјата преку моќни телескопи.

Наука и живот // Илустрации

Нашата галаксија - Млечниот пат - има милијарди ѕвезди и сите тие се движат околу нејзиниот центар. Не се само ѕвездите што се вртат во оваа огромна галактичка рингишпил. Има и магливи точки, или маглини. Не многу од нив се видливи со голо око. Друга работа е ако земеме предвид ѕвездено небопреку двоглед или телескоп. Каква космичка магла ќе видиме? Далечни мали групи ѕвезди кои не можат да се видат поединечно, или нешто сосема, сосема различно?

Денес, астрономите знаат што е одредена маглина. Се покажа дека тие се сосема различни. Има маглини кои се состојат од гас, тие се осветлени од ѕвезди. Тие често се случуваат тркалезна форма, за што го добиле и името планетарен. Многу од овие маглини се формирани од еволуцијата на стареењето на масивните ѕвезди. Пример за „замаглен остаток“ од супернова (ќе ви кажеме што е подоцна) е маглината Рак во соѕвездието Бик. Оваа маглина во облик на рак е прилично млада. Со сигурност се знае дека е родена во 1054 година. Има маглини кои се многу постари, нивната старост е десетици и стотици илјади години.

Планетарните маглини и остатоците од некогаш експлодираните супернови би можеле да се наречат споменични маглини. Но, познати се и други маглини, во кои ѕвездите не згаснуваат, туку, напротив, се раѓаат и растат. Таква, на пример, е маглината што е видлива во соѕвездието Орион, таа се нарекува Голема маглина Орион.

Маглините, кои се кластери од ѕвезди, се испостави дека се сосема различни од нив. Јатото Плејади е јасно видливо со голо око во соѕвездието Бик. Гледајќи го, тешко е да се замисли дека ова не е облак од гас, туку стотици и илјадници ѕвезди. Има и „побогати“ јата од стотици илјади, па дури и милиони ѕвезди! Ваквите ѕвездени „топки“ се нарекуваат глобуларни ѕвездени јата. Цела свита од такви „замрсници“ го опкружува Млечниот Пат.

Повеќето од ѕвездените јата и маглините видливи од Земјата, иако се наоѓаат на многу големи растојанија од нас, сепак припаѓаат на нашата Галаксија. Во меѓувреме, има многу далечни маглини точки за кои се покажа дека не се ѕвездени јата или маглини, туку цели галаксии!

Нашиот најпознат галактички сосед е маглината Андромеда во соѕвездието Андромеда. Кога се гледа со голо око, изгледа како магливо заматување. А на фотографиите направени со големи телескопи, маглината Андромеда се појавува како прекрасна галаксија. Преку телескоп, ги гледаме не само многуте ѕвезди што го сочинуваат, туку и ѕвездените гранки кои излегуваат од центарот, кои се нарекуваат „спирали“ или „ракави“. Во големина, нашиот сосед е дури и поголем од Млечниот Пат, неговиот дијаметар е околу 130 илјади светлосни години.

Маглината Андромеда е најблиската и најголемата позната спирална галаксија. Светлосниот зрак оди од него до Земјата „само“ околу два милиони светлосни години. Така, кога би сакале да ги поздравиме „андромеданците“ тропајќи им со светло светло, тие би дознале за нашите напори речиси два милиони години подоцна! А одговорот од нив би ни дошол по исто време, односно напред-назад - приближно четири милиони години. Овој пример помага да се замисли колку е далеку маглината Андромеда од нашата планета.

На фотографиите од маглината Андромеда, јасно се гледаат не само самата галаксија, туку и некои нејзини сателити. Се разбира, сателитите на галаксијата воопшто не се исти како, на пример, планетите - сателити на Сонцето или Месечината - сателит на Земјата. Сателитите на галаксиите се исто така галаксии, само „мали“ кои се состојат од милиони ѕвезди.

Нашата Галакси има и сателити. Има неколку десетици од нив, а две од нив се видливи со голо око на небото на јужната хемисфера на Земјата. Европејците првпат ги видоа за време патување низ светотМагелан. Тие мислеа дека се некакви облаци и ги нарекоа Големиот Магеланов Облак и Малиот Магеланов Облак.

Сателитите на нашата Галаксија се, се разбира, поблиску до Земјата отколку маглината Андромеда. Светлината од големиот магеланов облак стигнува до нас за само 170 илјади години. До неодамна оваа галаксија се сметаше за најблискиот сателит на Млечниот Пат. Но, неодамна, астрономите открија сателити кои се поблиску, иако се многу помали од Магелановите облаци и не се видливи со голо око.

Гледајќи ги „портретите“ на некои галаксии, астрономите открија дека меѓу нив има и такви кои по структура и форма не се слични на Млечниот Пат. Има и многу такви галаксии - тоа се и прекрасни галаксии и целосно безоблични галаксии, слични, на пример, на Магелановите облаци.

Поминаа помалку од сто години од создавањето на астрономите неверојатно откритие: далечните галаксии се расфрлаат една од друга во сите правци. За да разберете како се случува ова, можете да користите балон и да направите едноставен експеримент со него.

Користејќи мастило, фломастер или боја, нацртајте мали кругови или шкрилци за да ги претставите галаксиите на топката. Како што почнувате да го надувувате балонот, нацртаните „галаксии“ ќе се оддалечуваат една од друга. Ова е она што се случува во Универзумот.

Галаксиите брзаат, ѕвездите се раѓаат, живеат и умираат во нив. И не само ѕвезди, туку и планети, затоа што во Универзумот веројатно има многу ѕвездени системи, слични и различни на нашиот Сончев систем, кој е роден во нашата Галаксија. Неодамна, астрономите веќе открија околу 300 планети кои се движат околу други ѕвезди.

ГАЛАКСИИТЕ, „екстрагалактичките маглини“ или „островските универзуми“ се џиновски ѕвездени системи кои исто така содржат меѓуѕвезден гас и прашина. Сончевиот систем е дел од нашата Галаксија - Млечниот Пат. Целата вселена, до степен до која можат да навлезат најмоќните телескопи, е исполнета со галаксии. Астрономите бројат најмалку милијарда од нив. Најблиската галаксија се наоѓа на оддалеченост од околу 1 милион светлосни години од нас. години (10 19 km), а најоддалечените галаксии снимени со телескопи се оддалечени милијарди светлосни години. Проучувањето на галаксиите е една од најамбициозните задачи во астрономијата.

Историска референца.Најсветлите и најблиските надворешни галаксии до нас - Магелановите облаци - се видливи со голо око на јужната хемисфера на небото и им биле познати на Арапите уште во 11 век, како и најсветлата галаксија на северната хемисфера - Голема маглина во Андромеда. Со повторното откривање на оваа маглина во 1612 година со помош на телескоп од германскиот астроном С. Мариус (1570–1624), започна научното проучување на галаксиите, маглините и ѕвездените јата. Многу маглини биле откриени од различни астрономи во 17 и 18 век; тогаш тие се сметаа за облаци од прозрачен гас.

Идејата за ѕвездени системи надвор од Галаксијата првпат била дискутирана од филозофите и астрономите од 18 век: Е. Сведенборг (1688–1772) во Шведска, Т. Рајт (1711–1786) во Англија, И. Кант (1724– 1804) во Прусија, И. Ламберт (1728–1777) во Алзас и В. Хершел (1738–1822) во Англија. Сепак, само во првата четвртина на 20 век. постоењето на „островските универзуми“ беше недвосмислено докажано главно благодарение на работата на американските астрономи Г. Кертис (1872–1942) и Е. Хабл (1889–1953). Тие докажаа дека растојанијата до најсветлите, а со тоа и најблиските, „бели маглини“ значително ја надминуваат големината на нашата Галаксија. Во периодот од 1924 до 1936 година, Хабл ја помести границата на истражување на галаксиите од блиските системи до границата на телескопот од 2,5 метри во опсерваторијата Маунт Вилсон, т.е. до неколку стотици милиони светлосни години.

Во 1929 година, Хабл ја откри врската помеѓу растојанието до галаксијата и брзината на нејзиното движење. Овој однос, законот на Хабл, стана набљудувачка основа на модерната космологија. По завршувањето на Втората светска војна, активното проучување на галаксиите започна со помош на нови големи телескопи со електронски светлосни засилувачи, автоматски мерни машини и компјутери. Откривањето на радио емисијата од нашата и другите галаксии даде нова можност за проучување на Универзумот и доведе до откривање на радио галаксии, квазари и други манифестации на активност во јадрата на галаксиите. Екстра-атмосферските набљудувања од геофизички ракети и сателити овозможија да се открие рендгенско зрачењеод јадрата на активните галаксии и галаксичните јата.

Ориз. 1. Класификација на галаксиите според Хабл

Првиот каталог на „маглини“ беше објавен во 1782 година од францускиот астроном Шарл Месие (1730–1817). Оваа листа вклучува и ѕвездени јата и гасовити маглини на нашата Галаксија, како и екстрагалактички објекти. Броевите на објектите на Месиер сè уште се користат и денес; на пример, Месиер 31 (М 31) е познатата маглина Андромеда, најблиската голема галаксија забележана во соѕвездието Андромеда.

Систематското истражување на небото, започнато од В. Хершел во 1783 година, го довело до откривање на неколку илјади маглини на северното небо. Оваа работа ја продолжил неговиот син Џ. Хершел (1792–1871), кој направил набљудувања на јужната хемисфера на Кејп на добра надеж (1834–1838) и објавен во 1864 г. Општ именик 5 илјади маглини и ѕвездени јата. Во втората половина на 19 век. Новооткриените беа додадени на овие предмети, а J. Dreyer (1852–1926) објавен во 1888 г. Нов споделен директориум (Нов општ каталог – NGC), вклучувајќи 7814 објекти. Со објавувањето во 1895 и 1908 година на две дополнителни Индекс на директориум(IC) бројот на откриени маглини и ѕвездени јата надмина 13 илјади. Ознаката според каталозите NGC и IC оттогаш стана општо прифатена. Така, маглината Андромеда е означена или M 31 или NGC 224. Посебен список на 1249 галаксии посветли од 13-та светлинска величина, врз основа на фотографско истражување на небото, беше составен од H. Shapley и A. Ames од опсерваторијата Харвард во 1932 година. .

Ова дело беше значително проширено со првото (1964), второто (1976) и третото (1991) изданија Апстрактен каталог на светли галаксии J. de Vaucouleurs и колегите. Пообемни, но помалку детални каталози засновани на гледање на фотографски таблички за истражување на небото беа објавени во 1960-тите од Ф. Цвики (1898–1974) во САД и Б.А. Воронцов-Велиаминов (1904–1994) во СССР. Тие содржат прибл. 30 илјади галаксии до 15-та светлинска величина. Слично истражување на јужното небо неодамна беше завршено со помош на 1-метарската Шмит камера на Европската јужна опсерваторија во Чиле и 1,2-метарската Шмит камера на ОК во Австралија.

Има премногу галаксии побледи од светлинската величина 15 за да се направи список со нив. Во 1967 година, беа објавени резултатите од броењето на галаксии посветли од 19-та светлинска величина (северно од деклинацијата 20), спроведена од К. Шејн и К. Виртанен користејќи ги плочите на 50-см астрографот на опсерваторијата Лик. Имаше приближно такви галаксии. 2 милиони, не сметајќи ги оние што ни се скриени од широкиот појас на прав на Млечниот Пат. И уште во 1936 година, Хабл во опсерваторијата Маунт Вилсон го броел бројот на галаксии до 21-ва светлинска величина во неколку мали области рамномерно распоредени низ небесната сфера (северно од деклинацијата 30). Според овие податоци, на целото небо има повеќе од 20 милиони галаксии посветли од 21-ва светлинска величина.

Класификација.Постојат галаксии со различни форми, големини и сјајности; некои се изолирани, но повеќето имаат соседи или сателити кои вршат гравитациско влијание врз нив. Како по правило, галаксиите се тивки, но често се наоѓаат активни. Во 1925 година, Хабл предложил класификација на галаксиите врз основа на нивните изглед. Подоцна беше рафиниран од Хабл и Шепли, потоа Сандиџ и на крај Vaucouleurs. Сите галаксии во него се поделени на 4 типа: елипсовидна, леќеста, спирална и неправилна.

Елиптична(Е) галаксиите на фотографиите имаат облик на елипса без остри граници и јасни детали. Нивната светлина се зголемува кон центарот. Тоа се ротирачки елипсоиди кои се состојат од стари ѕвезди; нивната очигледна форма зависи од ориентацијата кон видната линија на набљудувачот. Кога се набљудува раб, односот на должините на кратките и долгите оски на елипсата достигнува  5/10 (означено Е5).

Ориз. 2. Елиптична Galaxy ESO 325-G004

Леќата(Лили С 0) галаксиите се слични на елиптичните, но, покрај сфероидната компонента, имаат и тенок, брзо ротирачки екваторијален диск, понекогаш со структури во облик на прстен како прстените на Сатурн. Набљудуваните леќести галаксии изгледаат покомпресирани од елиптичните: односот на нивните оски достигнува 2/10.

Ориз. 2. Вретено галаксија (NGC 5866), леќеста галаксија во соѕвездието Драко.

Спирала(С) галаксиите исто така се состојат од две компоненти - сфероидни и рамни, но со повеќе или помалку развиена спирална структура во дискот. По низата подтипови Са, Сб, Sc, Сд(од „раните“ до „доцните“ спирали), спиралните краци стануваат подебели, посложени и помалку искривени, а сфероидот (централна кондензација, или испакнатост) се намалува. Спиралните галаксии со рабови немаат видливи спирални краци, но типот на галаксијата може да се одреди според релативната осветленост на испакнатоста и дискот.

Ориз. 2.Пример за спирална галаксија, галаксијата на тркала (Messier 101 или NGC 5457)

Погрешно(Јас) галаксиите се од два главни типа: магеланов тип, т.е. тип Магеланови облаци, продолжувајќи ја низата спирали од Смпред Јас сум, и не-магеланов тип Јас 0, имајќи хаотични темни ленти за прашина на врвот на сфероидна или диск структура како што е леќеста или рана спирала.

Ориз. 2. NGC 1427A, пример за неправилна галаксија.

Видови ЛИ Сспаѓаат во две семејства и два вида во зависност од присуството или отсуството на линеарна структура што минува низ центарот и го пресекува дискот ( бар), како и централно симетричен прстен.

Ориз. 2.Компјутерски модел на галаксијата Млечен Пат.

Ориз. 1. NGC 1300, пример за решеткана спирална галаксија.

Ориз. 1. ТРОДИМЕНЗИОНАЛНА КЛАСИФИКАЦИЈА НА ГАЛАКСИИТЕ. Главни типови: Е, Л, Ш, Исе наоѓа последователно од Епред Јас сум; обични семејства Аи вкрстени Б; љубезен сИ р. Кружните дијаграми подолу се пресек на главната конфигурација во регионот на спиралните и леќестите галаксии.

Ориз. 2. ГЛАВНИ СЕМЕЈСТВА И ВИДОВИ СПИРАЛИна пресекот на главната конфигурација во областа Сб.

Постојат и други шеми за класификација на галаксиите засновани на пофини морфолошки детали, но објективна класификација заснована на фотометриски, кинематички и радио мерења сè уште не е развиена.

Соединение. Две структурни компоненти– сфероид и диск – ја одразуваат разликата во ѕвездената популација на галаксиите, откриена во 1944 година од германскиот астроном В. Бааде (1893–1960).

Население I, присутен во неправилни галаксии и спирални краци, содржи сини џинови и суперџинови од спектралните класи O и B, црвени суперџинови од класите K и M и меѓуѕвезден гас и прашина со светли области на јонизиран водород. Исто така, содржи ѕвезди од главната низа со мала маса, кои се видливи во близина на Сонцето, но не се разликуваат во далечните галаксии.

Население II, присутна во елиптични и леќести галаксии, како и во централните региони на спиралите и во топчестите јата, содржи црвени џинови од класата G5 до K5, подџинови и веројатно подџуџиња; Во него се наоѓаат планетарни маглини и се забележуваат изливи на нови (сл. 3). На сл. Слика 4 ја прикажува врската помеѓу спектралните типови (или бои) на ѕвездите и нивната сјајност за различни популации.

Ориз. 3. ЅВЕЗДИ ПОПУЛАЦИИ. Фотографијата на спиралната галаксија, маглината Андромеда, покажува дека сините џинови и суперџинови од Популацијата I се концентрирани во нејзиниот диск, а централниот дел се состои од црвени ѕвезди од Популацијата II. Видливи се и сателитите на маглината Андромеда: галаксија NGC 205 ( на дното) и М 32 ( горе лево). Најсјајните ѕвезди на оваа фотографија припаѓаат на нашата Галакси.

Ориз. 4. ХЕРЦСПРУНГ-РАСЕЛ ДИЈАГРАМ, што ја покажува врската помеѓу спектралниот тип (или боја) и сјајноста на ѕвездите различни типови. I: млади ѕвезди од населението I, типични за спирални краци. II: стари ѕвезди од населението I; III: стари ѕвезди од населението II, типични за топчести јата и елиптични галаксии.

Првично се мислеше дека елиптичните галаксии содржат само Популација II, а неправилните галаксии само Популација I. Сепак, се покажа дека галаксиите обично содржат мешавина од двете ѕвездени популации во различни пропорции. Детални анализи на населението се можни само за неколку блиски галаксии, но мерењата на бојата и спектарот на далечните системи покажуваат дека разликата во нивните ѕвездени популации може да биде поголема отколку што мислеше Бааде.

Растојание. Мерењето на растојанијата до далечните галаксии се заснова на апсолутната скала на растојанија до ѕвездите на нашата галаксија. Се инсталира на неколку начини. Најфундаментален е методот на тригонометриски паралакси, валиден до растојанија од 300 sv. години. Останатите методи се индиректни и статистички; тие се засноваат на проучување на правилните движења, радијалните брзини, осветленоста, бојата и спектарот на ѕвездите. Врз основа на нив, апсолутните вредности на New и променливите од типот RR Lyra и  Цефеј, кои стануваат примарни показатели за растојанието до најблиските галаксии каде што се видливи. Глобуларните јата, најсветлите ѕвезди и емисионите маглини на овие галаксии стануваат секундарни индикатори и овозможуваат да се одредат растојанија до подалечни галаксии. Конечно, дијаметрите и сјајноста на самите галаксии се користат како терциерни индикатори. Како мерка за растојание, астрономите обично ја користат разликата помеѓу привидната големина на објектот ми неговата апсолутна големина М; оваа вредност ( m–M) се нарекува „модул на привидно растојание“. За да се дознае вистинското растојание, мора да се коригира за апсорпција на светлина од меѓуѕвездената прашина. Во овој случај, грешката обично достигнува 10-20%.

Скалата на екстрагалактичко растојание се ревидира од време на време, што значи дека се менуваат и другите параметри на галаксиите кои зависат од растојанието. Во табелата 1 ги покажува најточните растојанија до најблиските групи на галаксии денес. До подалечните галаксии, оддалечени милијарди светлосни години, растојанијата се проценуваат со мала точност врз основа на нивното црвено поместување ( Види подолу: Природата на црвено поместување).

Табела 1. РАСТОЈАНИ ДО НАЈБЛИСКИТЕ ГАЛАКСИИ, НИВНИ ГРУПИ И ЈАТИ
Галаксија или група	Модул за привидно растојание (m–M )	Растојание, милион светлина години
Голем магеланов облак
Мал магеланов облак
Група Андромеда (М 31)
Група на скулптори
Група Б. Урса (М 81)
Кластер во Девица
Кластер во печка

Светлост.Мерењето на површинската осветленост на галаксијата ја дава вкупната сјајност на нејзините ѕвезди по единица површина. Промената на сјајноста на површината со растојание од центарот ја карактеризира структурата на галаксијата. Елиптичните системи, како најправилни и најсиметрични, се подетално проучени од другите; генерално, тие се опишани со еден закон за сјајност (сл. 5, А):

Ориз. 5. РАСПРЕДЕЛБА НА СВЕТЛИВОСТ НА ГАЛАКСИИТЕ. А- елиптични галаксии (логаритмот на осветленоста на површината е прикажан во зависност од четвртиот корен од намалениот радиус ( r/rд) 1/4, каде р– растојание од центарот и р e е ефективниот радиус, во кој е содржана половина од вкупната сјајност на галаксијата); б– леќеста галаксија NGC 1553; В– три нормални спирални галаксии (надворешниот дел на секоја линија е правилен, што укажува на експоненцијална зависност на сјајноста од растојанието).

Податоците за леќестите системи не се толку целосни. Нивните профили на сјајност (сл. 5, б) се разликуваат од профилите на елиптичните галаксии и имаат три главни региони: јадрото, леќата и обвивката. Овие системи се чини дека се средно помеѓу елипсовидни и спирални.

Спиралите се многу разновидни, нивната структура е сложена и не постои единствен закон за распределба на нивната сјајност. Сепак, се чини дека за едноставни спирали далеку од јадрото, површинската осветленост на дискот експоненцијално се намалува кон периферијата. Мерењата покажуваат дека сјајноста на спиралните краци не е толку голема како што изгледа кога се гледаат фотографии од галаксии. Рацете додаваат не повеќе од 20% на осветленоста на дискот при сина светлина и значително помалку при црвено светло. Придонесот кон сјајноста од испакнатоста се намалува од СаДо Сд(Сл. 5, В).

Со мерење на привидната величина на галаксијата ми одредување на неговиот модул на растојание ( m–M), пресметајте ја апсолутната вредност М. Најсветлите галаксии, со исклучок на квазарите, М 22, т.е. нивната сјајност е речиси 100 милијарди пати поголема од онаа на Сонцето. И најмалите галаксии М10, т.е. осветленост прибл. 10 6 соларни. Распределба на бројот на галаксии по М, наречена „функција на сјајност“, - важна карактеристикагалактичко население на универзумот, но не е лесно точно да се одреди.

За галаксии избрани со одредена ограничувачка видлива величина, функцијата на сјајност на секој тип одделно од Епред Scречиси гаусови (ѕвоновидни) со просечни абсолутна вредноство сини зраци М м= 18,5 и дисперзија  0,8 (сл. 6). Но галаксии од доцен тип од Сдпред Јас сума елиптичните џуџиња се побледи.

За целосен примерок од галаксии во даден волумен на простор, на пример во јато, функцијата на осветленост стрмно се зголемува со намалување на сјајноста, т.е. бројот на џуџести галаксии е многу пати поголем од бројот на џиновските

Ориз. 6. ФУНКЦИЈА НА СВЕТЛИНАТА ГАЛАКСИЈА. А- примерокот е посветол од одредена ограничувачка видлива вредност; б– комплетен примерок во одреден голем обем на простор. Забележете го огромниот број на џуџести системи со МБ< -16.

Големина. Бидејќи ѕвездената густина и сјајноста на галаксиите постепено се распаѓаат нанадвор, прашањето за нивната големина всушност почива на можностите на телескопот, на неговата способност да го истакне слабиот сјај на надворешните области на галаксијата наспроти сјајот на ноќното небо. Современата технологија овозможува снимање на региони на галаксии со светлина помала од 1% од светлината на небото; ова е околу милион пати помало од осветленоста на галактичките јадра. Според оваа изофота (линија со еднаква осветленост), дијаметрите на галаксиите се движат од неколку илјади светлосни години за џуџестите системи до стотици илјади за џиновските. Како по правило, дијаметрите на галаксиите добро корелираат со нивната апсолутна сјајност.

Спектрална класа и боја.Првиот спектрограм на галаксијата - маглината Андромеда, добиен во опсерваторијата Потсдам во 1899 година од страна на Ју Шајнер (1858–1913), со своите апсорпциони линии наликува на спектарот на Сонцето. Масовното истражување на спектрите на галаксиите започна со создавање на „брзи“ спектрографи со мала дисперзија (200–400 /mm); подоцна, употребата на електронски засилувачи на осветленоста на сликата овозможи да се зголеми дисперзијата на 20-100/мм. Набљудувањата на Морган во опсерваторијата Јеркс покажаа дека, и покрај сложениот ѕвезден состав на галаксиите, нивните спектри обично се блиску до спектрите на ѕвездите од одредена класа од Апред К, а постои забележлива корелација помеѓу спектарот и морфолошкиот тип на галаксијата. Како по правило, класниот спектар Аимаат неправилни галаксии Јас суми спирали СмИ Сд. Спектра класа А-Фкај спиралите СдИ Sc. Трансфер од ScДо Сбпридружена со промена на спектарот од ФДо F–G, и спиралите СбИ Са, леќестите и елиптичните системи имаат спектри ГИ К. Точно, подоцна се покажа дека зрачењето на галаксиите од спектралната класа Авсушност се состои од мешавина на светлина од џиновски ѕвезди од спектрални типови БИ К.

Покрај линиите за апсорпција, многу галаксии имаат видливи емисиони линии, како што се емисионите маглини на Млечниот Пат. Обично ова се водородни линии од серијата Балмер, на пример, H  на  6563, дублети на јонизиран азот (N II) на  6548 и 6583 и сулфур (S II) на  6717 и 6731, јонизиран кислород (O II) на  3726 и 3729 и двојно јонизиран кислород (O III) на  4959 и 5007. Интензитетот на линиите на емисија обично е во корелација со количината на гас и суперџинови во дисковите на галаксиите: овие линии се отсутни или се многу слаби во елиптичните и леќестите галаксии, но се зајакнати во спиралните и неправилните - од СаДо Јас сум. Покрај тоа, интензитетот на линиите на емисија на елементи потешки од водородот (N, O, S) и, веројатно, релативна содржинаод овие елементи се намалуваат од јадрото до периферијата на галаксиите на дискот. Некои галаксии имаат невообичаено силни емисиони линии во нивните јадра. Во 1943 година, К. Зајферт открил посебен тип на галаксија со многу широки водородни линии во јадрата, што укажува на нивната висока активност. Светлината на овие јадра и нивните спектри се менуваат со текот на времето. Генерално, јадрата на галаксиите Сејферт се слични на квазарите, иако не толку моќни.

По должината на морфолошката низа на галаксиите, интегралниот индекс на нивната боја се менува ( B–V), т.е. разлика помеѓу големината на галаксијата во сино Би жолта Взраци ПросечнаБоите на главните типови на галаксии се како што следува:

На оваа скала одговара 0,0 бела боја, 0,5 – жолтеникава, 1,0 – црвеникава.

Деталната фотометрија обично открива дека бојата на галаксијата варира од јадро до раб, што укажува на промена во составот на ѕвездите. Повеќето галаксии се посини во нивните надворешни области отколку во нивните јадра; Ова е многу позабележително кај спиралите отколку кај елиптичните, бидејќи нивните дискови содржат многу млади сини ѕвезди. Неправилните галаксии, на кои обично им недостасува јадро, често се посини во центарот отколку на работ.

Ротација и маса.Ротацијата на галаксијата околу оската што минува низ центарот доведува до промена на брановата должина на линиите во нејзиниот спектар: линиите од регионите на галаксијата што ни се приближуваат се префрлаат во виолетовиот дел од спектарот, а од регионите што се повлекуваат кон црвениот (сл. 7). Според формулата Доплер, релативната промена на брановата должина на линијата е   / = В р / в, Каде ве брзината на светлината и В р– радијална брзина, т.е. компонента за брзина на изворот долж линијата на видот. Периодите на револуција на ѕвездите околу центрите на галаксиите се стотици милиони години, а брзината на нивното орбитално движење достигнува 300 km/s. Вообичаено, брзината на ротација на дискот ја достигнува својата максимална вредност ( В М) на одредено растојание од центарот ( р М), а потоа се намалува (сл. 8). Во близина на нашата Галакси В М= 230 km/s на растојание р М= 40 илјади Св. години од центарот:

Ориз. 7. СПЕКТРАЛНИ ЛИНИИ НА ГАЛАКСИЈАТА, ротирајќи околу оската Н, кога процепот на спектрографот е ориентиран по оската ab. Линија од повлекувачкиот раб на галаксијата ( б) се отклонува кон црвената страна (R), а од работ што се приближува ( а) – до ултравиолетово (УВ).

Ориз. 8. КРИВА НА РОТАЦИЈА НА ГАЛАКСИЈАТА. Брзина на ротација В r достигнува максимална вредност ВМ на растојание РМ од центарот на галаксијата и потоа полека се намалува.

Линиите за апсорпција и линиите на емисија во спектрите на галаксиите имаат иста форма, затоа, ѕвездите и гасот во дискот ротираат со иста брзина во иста насока. Кога, според локацијата на темните ленти за прашина во дискот, можеме да разбереме кој раб на галаксијата е поблиску до нас, можеме да ја дознаеме насоката на извртување на спиралните краци: во сите проучувани галаксии тие заостануваат, т.е. оддалечувајќи се од центарот, раката се наведнува во насока спротивна на насоката ротација.

Анализата на кривата на ротација ни овозможува да ја одредиме масата на галаксијата. Во наједноставен случај, изедначувајќи ја силата на гравитација со центрифугалната сила, ја добиваме масата на галаксијата во орбитата на ѕвездата: М = rV р 2 /Г, Каде Г– константа на гравитација. Анализата на движењето на периферните ѕвезди овозможува да се процени вкупната маса. Нашата галаксија има маса од прибл. 210 11 соларни маси, за маглината Андромеда 410 11, за Големиот Магеланов облак – 1510 9 . Масите на галаксиите на дискот се приближно пропорционални со нивната сјајност ( Л), па релацијата М/Лтие имаат речиси исти и за сјајност во сините зраци еднакви М/Л 5 во единици за соларна маса и сјајност.

Масата на сфероидната галаксија може да се процени на ист начин, земајќи ја наместо брзината на ротација на дискот брзината на хаотичното движење на ѕвездите во галаксијата (  v), што се мери со ширината на спектралните линии и се нарекува дисперзија на брзина: М  Р v 2 /Г, Каде Р– радиус на галаксијата (виријална теорема). Брзината на дисперзија на ѕвездите во елиптичните галаксии е обично од 50 до 300 km/s, а масите од 10 9 соларни маси во џуџестите системи до 10 12 во џиновските.

Радио емисииМлечниот Пат бил откриен од К. Јански во 1931 година. Првата радио карта на Млечниот пат ја добил Г. Ребер во 1945 година. Ова зрачење доаѓа во широк опсег на бранови должини  или фреквенции  = в/ , од неколку мегахерци (   100 m) до десетици гигахерци (   1 cm), и се нарекува „континуирано“. За него се одговорни неколку физички процеси, од кои најважен е синхротронското зрачење од меѓуѕвездените електрони кои се движат речиси со брзина на светлината во слабо меѓуѕвездено магнетно поле. Во 1950 година, континуираната емисија на бранова должина од 1,9 m била откриена од Р. Браун и К. Хазард (Банката Џодрел, Англија) од маглината Андромеда, а потоа и од многу други галаксии. Нормалните галаксии, како нашата или М 31, се слаби извори на радио бранови. Тие емитуваат едвај еден милионити дел од нивната оптичка моќ во опсегот на радио. Но, во некои необични галаксии ова зрачење е многу посилно. Најблиските „радио галаксии“ Девица А (M 87), Кентаур А (NGC 5128) и Персеј А (NGC 1275) имаат радио сјајност од 10 –4 10 –3 од оптичката. И за ретки објекти, како што е радио галаксијата Лебед А, овој сооднос е блиску до единство. Само неколку години по откривањето на овој моќен радиоизвор беше можно да се најде бледа галаксија поврзана со него. Многу слаби радиоизвори, веројатно поврзани со далечни галаксии, сè уште не се идентификувани со оптички објекти.