La galaxie la plus proche de la galaxie solaire. Quelles galaxies sont nos plus proches voisines ? La galaxie d’Andromède et la Voie lactée : se rapprocher l’une de l’autre

Les scientifiques savent depuis un certain temps que la Voie lactée n’est pas la seule dans l’Univers. En plus de notre galaxie, qui fait partie du Groupe Local - une collection de 54 galaxies et galaxies naines - nous faisons également partie d'une formation plus vaste également connue sous le nom d'Amas de Galaxies de la Vierge. On peut donc dire que la Voie Lactée a de nombreux voisins.

Parmi eux, la plupart des gens pensent que la galaxie d’Andromède est notre plus proche voisine galactique. Mais en vérité, Andromède est la plus proche spirale Galaxie, mais pas du tout la galaxie la plus proche. Cette distinction se résume à la formation de ce qui se trouve réellement au sein de la Voie lactée elle-même, une galaxie naine connue sous le nom de Canis Major Dwarf Galax (alias Canis Major).

Cette formation d'étoiles est située à environ 42 000 années-lumière du centre galactique et à seulement 25 000 années-lumière de notre système solaire. Cela la rapproche de nous que du centre de notre propre galaxie, qui se trouve à 30 000 années-lumière du système solaire.

Avant sa découverte, les astronomes pensaient que la galaxie naine du Sagittaire était la formation galactique la plus proche de la nôtre. Située à 70 000 années-lumière de la Terre, cette galaxie a été identifiée en 1994 comme étant plus proche de nous que le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine située à 180 000 années-lumière qui détenait auparavant le titre de notre plus proche voisine.

Tout a changé en 2003, lorsque la galaxie naine Canis Major a été découverte par le Two Micron Survey Survey (2MASS), une mission astronomique qui s'est déroulée entre 1997 et 2001.

Utilisation de télescopes situés sur MT. À l'Observatoire Hopkins en Arizona (pour l'hémisphère nord) et à l'Observatoire interaméricain au Chili dans l'hémisphère sud, les astronomes ont pu mener une étude complète du ciel en lumière infrarouge, qui n'est pas bloquée par les gaz et la poussière aussi sévèrement que lumière visible.

Grâce à cette technique, les astronomes ont pu détecter une densité très importante d'étoiles géantes de classe M dans le ciel occupé par la constellation Canis Major, ainsi que plusieurs autres structures associées au sein de ce type d'étoiles, dont deux ont l'apparence de des arcs larges et évanouis (comme le montre l’image ci-dessus).

La prévalence des étoiles de classe M est ce qui a rendu la formation facile à détecter. Ces « naines rouges » froides ne sont pas très brillantes par rapport aux autres classes d’étoiles et ne peuvent même pas être vues à l’œil nu. Cependant, ils brillent très fort dans l’infrarouge et sont apparus en grand nombre.

En plus de sa composition, la Galaxie a une forme presque elliptique et on pense qu'elle contient autant d'étoiles que la galaxie elliptique naine du Sagittaire, un ancien prétendant au titre de galaxie la plus proche de notre emplacement dans la Voie Lactée.

En plus de la galaxie naine, une longue chaîne d’étoiles est visible derrière elle. Cette structure annulaire complexe – parfois appelée anneau Monoceros – se déforme trois fois autour de la galaxie. La douche a été découverte pour la première fois au début du 21e siècle par des astronomes menant le Sloan Digital Sky Survey.

C'est au cours de l'étude de cet anneau d'étoiles et de groupes d'amas globulaires rapprochés semblables à ceux associés à la galaxie elliptique naine du Sagittaire, que la galaxie naine Canis Major a été découverte.

La théorie actuelle est que cette galaxie a été fusionnée (ou absorbée) dans la Voie lactée. D'autres amas globulaires en orbite autour du centre de la Voie lactée en tant que satellites - c'est-à-dire NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 et NGC 2808 - auraient fait partie de la galaxie naine Canis Major avant son accrétion.

La découverte de cette galaxie, et l'analyse ultérieure des étoiles qui lui sont associées, confortent dans une certaine mesure la théorie actuelle selon laquelle les galaxies peuvent grossir en avalant leurs plus petites voisines. La Voie Lactée est devenue ce qu’elle est aujourd’hui, dévorant d’autres galaxies comme un gros chien, et elle continue de le faire aujourd’hui. Et comme les étoiles de la galaxie naine Canis Major font techniquement déjà partie de la Voie lactée, c'est par définition la galaxie la plus proche de nous.

Les astronomes pensent également que les galaxies naines à gros chiens sont en train d'être éloignées par le champ gravitationnel de la galaxie plus massive de la Voie Lactée. Le corps principal de la galaxie est déjà extrêmement dégradé, et ce processus va se poursuivre, se déplaçant autour et à travers notre Galaxie. Au cours de son accrétion, il est probable que la galaxie naine Great Canis finira par stocker 1 milliard des 200 à 400 milliards d'étoiles qui font déjà partie de la Voie lactée.

Avant sa découverte en 2003, c'était la galaxie elliptique naine du Sagittaire, qui occupait la position de galaxie la plus proche de la nôtre. À 75 000 années-lumière. Cette galaxie naine, constituée de quatre amas globulaires mesurant environ 10 000 années-lumière de diamètre, a été découverte en 1994. Avant cela, le Grand Nuage de Magellan était considéré comme notre plus proche voisin.

La galaxie d'Andromède (M31) est la galaxie spirale la plus proche de nous. Bien que – gravitationnellement – ​​elle soit connectée à la Voie Lactée, elle n’est toujours pas la galaxie la plus proche – à 2 millions d’années-lumière. Andromède s'approche actuellement de notre galaxie à une vitesse d'environ 110 kilomètres par seconde. Dans environ 4 milliards d’années, la galaxie d’Andromède devrait fusionner pour former une seule super galaxie.

LES GALAXIES, « nébuleuses extragalactiques » ou « univers insulaires », sont des systèmes stellaires géants qui contiennent également du gaz et de la poussière interstellaires. Le système solaire fait partie de notre Galaxie – la Voie Lactée. Tout l’espace extra-atmosphérique, jusqu’aux limites où peuvent pénétrer les télescopes les plus puissants, est rempli de galaxies. Les astronomes en dénombrent au moins un milliard. La galaxie la plus proche est située à environ 1 million d’années-lumière de nous. années (10,19 km), et les galaxies les plus éloignées enregistrées par les télescopes se trouvent à des milliards d'années-lumière. L'étude des galaxies est l'une des tâches les plus ambitieuses de l'astronomie.

Informations historiques. Les galaxies externes les plus brillantes et les plus proches de nous - les Nuages ​​de Magellan - sont visibles à l'œil nu dans l'hémisphère sud du ciel et étaient connues des Arabes dès le XIe siècle, ainsi que la galaxie la plus brillante de l'hémisphère nord - la Grande nébuleuse d'Andromède. Avec la redécouverte de cette nébuleuse en 1612 à l'aide d'un télescope par l'astronome allemand S. Marius (1570-1624), l'étude scientifique des galaxies, des nébuleuses et des amas d'étoiles commença. De nombreuses nébuleuses ont été découvertes par divers astronomes aux XVIIe et XVIIIe siècles ; ils étaient alors considérés comme des nuages ​​de gaz lumineux.

L'idée de systèmes stellaires au-delà de la Galaxie a été discutée pour la première fois par des philosophes et des astronomes du XVIIIe siècle : E. Swedishborg (1688-1772) en Suède, T. Wright (1711-1786) en Angleterre, I. Kant (1724- 1804) en Prusse, I. .Lambert (1728-1777) en Alsace et W. Herschel (1738-1822) en Angleterre. Cependant, seulement dans le premier quart du 20e siècle. l'existence d'« univers insulaires » a été prouvée sans équivoque, principalement grâce aux travaux des astronomes américains G. Curtis (1872-1942) et E. Hubble (1889-1953). Ils ont prouvé que les distances jusqu’aux « nébuleuses blanches » les plus brillantes, et donc les plus proches, dépassent largement la taille de notre Galaxie. Au cours de la période 1924 à 1936, Hubble a repoussé la frontière de la recherche sur les galaxies à partir des systèmes proches jusqu'à la limite du télescope de 2,5 mètres de l'observatoire du mont Wilson, c'est-à-dire jusqu'à plusieurs centaines de millions d'années-lumière.

En 1929, Hubble découvre la relation entre la distance à une galaxie et la vitesse de son mouvement. Cette relation, la loi de Hubble, est devenue la base d'observation de la cosmologie moderne. Après la fin de la Seconde Guerre mondiale, l'étude active des galaxies a commencé à l'aide de nouveaux grands télescopes dotés d'amplificateurs de lumière électroniques, de machines de mesure automatiques et d'ordinateurs. La découverte des émissions radio de notre galaxie et d'autres galaxies a fourni une nouvelle opportunité d'étudier l'Univers et a conduit à la découverte de radiogalaxies, de quasars et d'autres manifestations d'activité dans les noyaux des galaxies. Les observations extra-atmosphériques réalisées à partir de fusées géophysiques et de satellites ont permis de détecter l'émission de rayons X provenant des noyaux de galaxies actives et d'amas de galaxies.

Riz. 1. Classification des galaxies selon Hubble

Le premier catalogue de « nébuleuses » a été publié en 1782 par l'astronome français Charles Messier (1730-1817). Cette liste comprend à la fois les amas d'étoiles et les nébuleuses gazeuses de notre Galaxie, ainsi que les objets extragalactiques. Les numéros d'objet Messier sont encore utilisés aujourd'hui ; par exemple, Messier 31 (M 31) est la célèbre nébuleuse d'Andromède, la grande galaxie la plus proche observée dans la constellation d'Andromède.

Une étude systématique du ciel, commencée par W. Herschel en 1783, le conduisit à la découverte de plusieurs milliers de nébuleuses dans le ciel nordique. Ce travail fut poursuivi par son fils J. Herschel (1792-1871), qui fit des observations dans l'hémisphère sud au cap de Bonne-Espérance (1834-1838) et publia en 1864 Annuaire général 5 mille nébuleuses et amas d'étoiles. Dans la seconde moitié du XIXe siècle. des objets nouvellement découverts furent ajoutés à ces objets, et J. Dreyer (1852-1926) publia en 1888 Nouveau répertoire partagé (Nouveau catalogue général – MBAC), dont 7814 objets. Avec la publication en 1895 et 1908 de deux Index du répertoire(IC) le nombre de nébuleuses et d'amas d'étoiles découverts a dépassé 13 000. La désignation selon les catalogues NGC et IC est depuis devenue généralement acceptée. Ainsi, la nébuleuse d'Andromède est désignée soit M 31, soit NGC 224. Une liste distincte de 1 249 galaxies plus brillantes que la 13e magnitude, basée sur une étude photographique du ciel, a été compilée par H. Shapley et A. Ames de l'Observatoire de Harvard en 1932. .

Cet ouvrage a été considérablement enrichi par les première (1964), deuxième (1976) et troisième (1991) éditions. Catalogue abstrait de galaxies brillantes J. de Vaucouleurs et collègues. Des catalogues plus complets, mais moins détaillés, basés sur la visualisation de plaques photographiques d'observation du ciel, ont été publiés dans les années 1960 par F. Zwicky (1898-1974) aux États-Unis et B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) en URSS. Ils contiennent env. 30 000 galaxies jusqu'à la 15e magnitude. Une étude similaire du ciel austral a été récemment réalisée à l'aide de la caméra Schmidt de 1 mètre de l'Observatoire européen austral au Chili et de la caméra Schmidt de 1,2 mètre du Royaume-Uni en Australie.

Il existe trop de galaxies de magnitude inférieure à 15 pour en dresser une liste. En 1967, les résultats d'un décompte des galaxies plus lumineuses que la magnitude 19 (au nord de la déclinaison 20) réalisé par C. Schein et K. Virtanen à l'aide de plaques de l'astrographe de 50 cm de l'Observatoire Lick ont ​​été publiés. Il y avait environ. 2 millions, sans compter celles que nous cache la large bande de poussière de la Voie lactée. Et en 1936, Hubble à l'Observatoire du Mont Wilson a compté le nombre de galaxies jusqu'à la magnitude 21 dans plusieurs petites zones réparties uniformément sur la sphère céleste (au nord de la déclinaison 30). Selon ces données, il y a dans tout le ciel plus de 20 millions de galaxies plus brillantes que la 21e magnitude.

Classification. Il existe des galaxies de différentes formes, tailles et luminosités ; certains sont isolés, mais la plupart ont des voisins ou des satellites qui exercent sur eux une influence gravitationnelle. En règle générale, les galaxies sont calmes, mais on en trouve souvent des actives. En 1925, Hubble proposa une classification des galaxies basée sur leur apparence. Plus tard, il fut affiné par Hubble et Shapley, puis Sandage et enfin Vaucouleurs. Toutes les galaxies qu'il contient sont divisées en 4 types : elliptiques, lenticulaires, spirales et irrégulières.

Elliptique(E) les galaxies sur les photographies ont la forme d'ellipses sans limites nettes ni détails clairs. Leur luminosité augmente vers le centre. Ce sont des ellipsoïdes en rotation constitués de vieilles étoiles ; leur forme apparente dépend de l'orientation par rapport à la ligne de mire de l'observateur. Lorsqu'il est observé par la tranche, le rapport des longueurs des axes court et long de l'ellipse atteint  5/10 (noté E5).

Riz. 2. Galaxie elliptique ESO 325-G004

Lenticulaire(L ou S 0) les galaxies sont similaires aux galaxies elliptiques, mais, en plus de la composante sphéroïdale, elles ont un disque équatorial mince à rotation rapide, parfois avec des structures en forme d'anneau comme les anneaux de Saturne. Les galaxies lenticulaires observées par la tranche apparaissent plus comprimées que les galaxies elliptiques : le rapport de leurs axes atteint 2/10.

Riz. 2. La Galaxie Fuseau (NGC 5866), une galaxie lenticulaire de la constellation du Draco.

Spirale(S) les galaxies sont également constituées de deux composants - sphéroïdal et plat, mais avec une structure spirale plus ou moins développée dans le disque. Le long de la séquence des sous-types Sa, Sb, Sc, SD(des spirales « précoces » aux spirales « tardives »), les bras spiraux deviennent plus épais, plus complexes et moins tordus, et le sphéroïde (condensation centrale, ou renflement) diminue. Les galaxies spirales latérales n'ont pas de bras spiraux visibles, mais le type de galaxie peut être déterminé par la luminosité relative du renflement et du disque.

Riz. 2. Un exemple de galaxie spirale, la Galaxie Pinwheel (Messier 101 ou NGC 5457)

Incorrect(je) les galaxies sont de deux types principaux : Le type magellanique, c'est-à-dire type Nuages ​​de Magellan, poursuivant la séquence de spirales de Petità Je suis, et type non Magellan je 0, ayant des bandes de poussière sombres et chaotiques au-dessus d'une structure sphéroïdale ou discale telle qu'une spirale lenticulaire ou précoce.

Riz. 2. NGC 1427A, un exemple de galaxie irrégulière.

Espèces L Et S se répartissent en deux familles et deux types selon la présence ou l'absence d'une structure linéaire passant par le centre et coupant le disque ( bar), ainsi qu'un anneau à symétrie centrale.

Riz. 2. Modèle informatique de la Voie Lactée.

Riz. 1. NGC 1300, un exemple de galaxie spirale barrée.

Riz. 1. CLASSIFICATION TRIDIMENSIONNELLE DES GALAXIES. Principaux types : E, L, S, je E situé séquentiellement à partir de Je suisà ; familles ordinaires UN et traversé B; gentil s

Et r Sb.

Il existe d'autres systèmes de classification des galaxies basés sur des détails morphologiques plus fins, mais une classification objective basée sur des mesures photométriques, cinématiques et radio n'a pas encore été développée.

Composé.

Deux composants structurels - un sphéroïde et un disque - reflètent la différence dans la population stellaire des galaxies, découverte en 1944 par l'astronome allemand W. Baade (1893-1960). Population I

, présente dans les galaxies irrégulières et les bras spiraux, contient des géantes et supergéantes bleues des classes spectrales O et B, des supergéantes rouges des classes K et M, ainsi que des gaz et poussières interstellaires avec des régions brillantes d'hydrogène ionisé. Il contient également des étoiles de faible masse de la séquence principale, visibles près du Soleil mais impossibles à distinguer dans les galaxies lointaines. Population II

, présente dans les galaxies elliptiques et lenticulaires, ainsi que dans les régions centrales des spirales et dans les amas globulaires, contient des géantes rouges de classe G5 à K5, des sous-géantes et probablement des sous-naines ; On y trouve des nébuleuses planétaires et des explosions de novae (Fig. 3). Sur la fig. La figure 4 montre la relation entre les types spectraux (ou couleurs) des étoiles et leurs luminosités pour différentes populations. Riz. 3. POPULATIONS ÉTOILES . Une photographie de la galaxie spirale, la nébuleuse d'Andromède, montre que les géantes bleues et les supergéantes de la population I sont concentrées dans son disque et que la partie centrale est constituée d'étoiles rouges de la population II. Les satellites de la nébuleuse d'Andromède sont également visibles : galaxie NGC 205 ( vers le bas) et M 32 (

en haut à gauche).

Les étoiles les plus brillantes sur cette photo appartiennent à notre Galaxie.

Riz. 4. DIAGRAMME DE HERZSPRUNG-RUSSELL.  La mesure des distances jusqu'aux galaxies lointaines est basée sur l'échelle absolue des distances jusqu'aux étoiles de notre Galaxie. Il s'installe de plusieurs manières. La plus fondamentale est la méthode des parallaxes trigonométriques, valable jusqu'à des distances de 300 sv. années. Les autres méthodes sont indirectes et statistiques ; ils sont basés sur l'étude des mouvements propres, des vitesses radiales, de la luminosité, de la couleur et du spectre des étoiles. Sur leur base, les valeurs absolues de New et les variables de type RR Lyra et Céphée, qui deviennent les principaux indicateurs de la distance aux galaxies les plus proches où elles sont visibles. Les amas globulaires, les étoiles les plus brillantes et les nébuleuses en émission de ces galaxies deviennent des indicateurs secondaires et permettent de déterminer les distances jusqu'à des galaxies plus lointaines. Enfin, les diamètres et luminosités des galaxies elles-mêmes sont utilisés comme indicateurs tertiaires. Pour mesurer la distance, les astronomes utilisent généralement la différence entre la magnitude apparente d'un objet m et sa grandeur absolue M. ; cette valeur ( m-M

) est appelé « module de distance apparent ». Pour connaître la vraie distance, il faut la corriger en fonction de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire. Dans ce cas, l'erreur atteint généralement 10 à 20 %. L'échelle de distance extragalactique est révisée de temps en temps, ce qui signifie que d'autres paramètres des galaxies qui dépendent de la distance changent également. Dans le tableau 1 montre les distances les plus précises des groupes de galaxies les plus proches aujourd'hui. Pour les galaxies plus lointaines, à des milliards d'années-lumière, les distances sont estimées avec une faible précision en fonction de leur redshift ( voir ci-dessous

Cluster dans la fournaise Luminosité. La mesure de la luminosité de la surface d'une galaxie donne la luminosité totale de ses étoiles par unité de surface. Le changement de luminosité de la surface avec la distance du centre caractérise la structure de la galaxie.):

Les systèmes elliptiques, comme les plus réguliers et les plus symétriques, ont été étudiés plus en détail que les autres ; en général, ils sont décrits par une seule loi de luminosité (Fig. 5,. La mesure de la luminosité de la surface d'une galaxie donne la luminosité totale de ses étoiles par unité de surface. Le changement de luminosité de la surface avec la distance du centre caractérise la structure de la galaxie. UN Riz. 5. DISTRIBUTION DE LUMINOSITÉ DES GALAXIES e) 1/4, où gentil– la distance du centre, et gentil e est le rayon effectif dans lequel est contenue la moitié de la luminosité totale de la galaxie) ; b– galaxie lenticulaire NGC 1553 ; V– trois galaxies spirales normales (la partie extérieure de chaque ligne est droite, indiquant une dépendance exponentielle de la luminosité en fonction de la distance).

Les données sur les systèmes lenticulaires ne sont pas aussi complètes. b Leurs profils de luminosité (Fig. 5,

) diffèrent des profils des galaxies elliptiques et possèdent trois régions principales : le noyau, la lentille et l'enveloppe. Ces systèmes semblent être intermédiaires entre l'elliptique et la spirale. Sa Les spirales sont très diverses, leur structure est complexe et il n'existe pas de loi unique pour la répartition de leur luminosité. Cependant, il semble que pour des spirales simples éloignées du noyau, la luminosité superficielle du disque diminue de façon exponentielle vers la périphérie. Les mesures montrent que la luminosité des bras spiraux n’est pas aussi grande qu’elle le paraît en regardant des photographies de galaxies. SD Les bras n’ajoutent pas plus de 20 % à la luminosité du disque en lumière bleue et beaucoup moins en lumière rouge. La contribution à la luminosité du renflement diminue de V).

À Céphée, qui deviennent les principaux indicateurs de la distance aux galaxies les plus proches où elles sont visibles. Les amas globulaires, les étoiles les plus brillantes et les nébuleuses en émission de ces galaxies deviennent des indicateurs secondaires et permettent de déterminer les distances jusqu'à des galaxies plus lointaines. Enfin, les diamètres et luminosités des galaxies elles-mêmes sont utilisés comme indicateurs tertiaires. Pour mesurer la distance, les astronomes utilisent généralement la différence entre la magnitude apparente d'un objet(Fig. 5, ; cette valeur ( En mesurant la magnitude apparente de la galaxie et sa grandeur absolue et déterminer son module de distance ( et sa grandeur absolue), calculez la valeur absolue et sa grandeur absolue. et sa grandeur absolue Les galaxies les plus brillantes, à l'exclusion des quasars,

 22, soit leur luminosité est près de 100 milliards de fois supérieure à celle du Soleil. Et les plus petites galaxies E situé séquentiellement à partir de Sc10, soit luminosité env. 10 6 solaire. Répartition du nombre de galaxies par et sa grandeur absolue Céphée, qui deviennent les principaux indicateurs de la distance aux galaxies les plus proches où elles sont visibles. Les amas globulaires, les étoiles les plus brillantes et les nébuleuses en émission de ces galaxies deviennent des indicateurs secondaires et permettent de déterminer les distances jusqu'à des galaxies plus lointaines. Enfin, les diamètres et luminosités des galaxies elles-mêmes sont utilisés comme indicateurs tertiaires. Pour mesurer la distance, les astronomes utilisent généralement la différence entre la magnitude apparente d'un objet, appelée « fonction de luminosité », est une caractéristique importante de la population galactique de l’Univers, mais elle n’est pas facile à déterminer avec précision. SD situé séquentiellement à partir de Je suis Pour les galaxies sélectionnées à une certaine magnitude visible limite, la luminosité fonctionne de chaque type séparément de

presque gaussien (en forme de cloche) avec une valeur absolue moyenne en rayons bleus

= 18,5 et dispersion  0,8 (Fig. 6). Mais les galaxies de type tardif. La mesure de la luminosité de la surface d'une galaxie donne la luminosité totale de ses étoiles par unité de surface. Le changement de luminosité de la surface avec la distance du centre caractérise la structure de la galaxie. et les naines elliptiques sont plus faibles. b Pour un échantillon complet de galaxies dans un volume d'espace donné, par exemple dans un amas, la fonction de luminosité augmente fortement avec la diminution de la luminosité, c'est-à-dire et sa grandeur absolue le nombre de galaxies naines est plusieurs fois supérieur au nombre de galaxies géantes< -16.

Riz. 6. FONCTION DE LUMINOSITÉ GALAXIE.

Étant donné que la densité stellaire et la luminosité des galaxies diminuent progressivement vers l'extérieur, la question de leur taille repose en réalité sur les capacités du télescope, sur sa capacité à mettre en évidence la faible lueur des régions extérieures de la galaxie sur la lueur du ciel nocturne. La technologie moderne permet d'enregistrer des régions de galaxies dont la luminosité est inférieure à 1 % de la luminosité du ciel ; c'est environ un million de fois inférieur à la luminosité des noyaux galactiques. Selon cette isophote (ligne d'égale luminosité), les diamètres des galaxies vont de plusieurs milliers d'années-lumière pour les systèmes nains à des centaines de milliers pour les géants. En règle générale, les diamètres des galaxies correspondent bien à leur luminosité absolue. Classe spectrale et couleur. ; situé séquentiellement à partir de Le premier spectrogramme de la galaxie - la nébuleuse d'Andromède, obtenu à l'Observatoire de Potsdam en 1899 par Yu Scheiner (1858-1913), ressemble avec ses raies d'absorption au spectre du Soleil. Des recherches massives sur les spectres des galaxies ont commencé avec la création de spectrographes « rapides » à faible dispersion (200-400 /mm) ; plus tard, l’utilisation d’amplificateurs électroniques de luminosité d’image a permis d’augmenter la dispersion jusqu’à 20-100/mm. ; Les observations de Morgan à l'observatoire Yerkes ont montré que, malgré la composition stellaire complexe des galaxies, leurs spectres sont généralement proches de ceux des étoiles d'une certaine classe de Je suis K Petit; SD, et il existe une corrélation notable entre le spectre et le type morphologique de la galaxie. En règle générale, le spectre des classes avoir des galaxies irrégulières et des spirales SD; Sc. Sc Les spirales sont très diverses, leur structure est complexe et il n'existe pas de loi unique pour la répartition de leur luminosité. Cependant, il semble que pour des spirales simples éloignées du noyau, la luminosité superficielle du disque diminue de façon exponentielle vers la périphérie. Les mesures montrent que la luminosité des bras spiraux n’est pas aussi grande qu’elle le paraît en regardant des photographies de galaxies. Sb Classe Spectre A–F Les spirales sont très diverses, leur structure est complexe et il n'existe pas de loi unique pour la répartition de leur luminosité. Cependant, il semble que pour des spirales simples éloignées du noyau, la luminosité superficielle du disque diminue de façon exponentielle vers la périphérie. Les mesures montrent que la luminosité des bras spiraux n’est pas aussi grande qu’elle le paraît en regardant des photographies de galaxies. aux spirales. Sb; Sa Transition de accompagné d'un changement dans le spectre de; Le premier spectrogramme de la galaxie - la nébuleuse d'Andromède, obtenu à l'Observatoire de Potsdam en 1899 par Yu Scheiner (1858-1913), ressemble avec ses raies d'absorption au spectre du Soleil. Des recherches massives sur les spectres des galaxies ont commencé avec la création de spectrographes « rapides » à faible dispersion (200-400 /mm) ; F ; F–G UN; Le premier spectrogramme de la galaxie - la nébuleuse d'Andromède, obtenu à l'Observatoire de Potsdam en 1899 par Yu Scheiner (1858-1913), ressemble avec ses raies d'absorption au spectre du Soleil. Des recherches massives sur les spectres des galaxies ont commencé avec la création de spectrographes « rapides » à faible dispersion (200-400 /mm) ;.

, et les spirales  , les systèmes lenticulaires et elliptiques ont des spectres  G  .  Certes, il s'est avéré plus tard que le rayonnement des galaxies de la classe spectrale  consiste en fait en un mélange de lumière provenant d'étoiles géantes de classes spectrales  En plus des raies d'absorption, de nombreuses galaxies possèdent des raies d'émission visibles, comme les nébuleuses en émission de la Voie Lactée. Il s'agit généralement de conduites d'hydrogène de la série Balmer, par exemple H Sa Les spirales sont très diverses, leur structure est complexe et il n'existe pas de loi unique pour la répartition de leur luminosité. Cependant, il semble que pour des spirales simples éloignées du noyau, la luminosité superficielle du disque diminue de façon exponentielle vers la périphérie. Les mesures montrent que la luminosité des bras spiraux n’est pas aussi grande qu’elle le paraît en regardant des photographies de galaxies. Je suis.

De plus, l'intensité des raies d'émission des éléments plus lourds que l'hydrogène (N, O, S) et, probablement, l'abondance relative de ces éléments diminuent du noyau vers la périphérie des galaxies à disques. Certaines galaxies ont des raies d'émission inhabituellement fortes dans leur noyau. En 1943, K. Seifert découvrit un type particulier de galaxie avec de très larges raies d'hydrogène dans les noyaux, indiquant leur forte activité. La luminosité de ces noyaux et leurs spectres évoluent avec le temps. En général, les noyaux des galaxies de Seyfert sont similaires à ceux des quasars, bien que moins puissants. Au cours de la séquence morphologique des galaxies, l'indice intégral de leur couleur change ( B–V UN), c'est-à-dire différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu et jaune

V

des rayons L'indice de couleur moyen des principaux types de galaxies est le suivant :

Sur cette échelle, 0,0 correspond au blanc, 0,5 au jaunâtre et 1,0 au rougeâtre. Une photométrie détaillée révèle généralement que la couleur d'une galaxie varie d'un noyau à l'autre, indiquant un changement dans la composition stellaire. La plupart des galaxies sont plus bleues dans leurs régions externes que dans leur noyau ; Ceci est beaucoup plus visible dans les spirales que dans les elliptiques, car leurs disques contiennent de nombreuses jeunes étoiles bleues.  / = différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu gentil Les galaxies irrégulières, qui sont généralement dépourvues de noyau, sont souvent plus bleues au centre qu'au bord. Rotation et masse. La rotation de la galaxie autour d'un axe passant par le centre entraîne une modification de la longueur d'onde des raies de son spectre : les raies des régions de la galaxie qui nous approchent se déplacent vers la partie violette du spectre, et des régions reculées vers le rouge (Fig.7). Selon la formule Doppler, le changement relatif de la longueur d'onde de la raie est /c différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu gentil, Où différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu et sa grandeur absolue c gentil et sa grandeur absolue est la vitesse de la lumière, et différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu et sa grandeur absolue– la vitesse radiale, c'est-à-dire composante de vitesse de la source le long de la ligne de visée. gentil et sa grandeur absolue Les périodes de révolution des étoiles autour des centres des galaxies s'étendent sur des centaines de millions d'années et la vitesse de leur mouvement orbital atteint 300 km/s. Habituellement, la vitesse de rotation du disque atteint sa valeur maximale (

) à une certaine distance du centre (), puis diminue (Fig. 8). Près de notre Galaxie = 230 km/s à distance= 40 mille St. années du centre : Riz. 7. LIGNES SPECTRALES DE LA GALAXIE, tournant autour d'un axe N, lorsque la fente du spectrographe est orientée le long de l'axe ab.

Ligne partant du bord fuyant de la galaxie ( b différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu) est dévié vers le côté rouge (R), et depuis le bord d'approche ( différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu un ) – aux ultraviolets (UV). Riz. 8. COURBE DE ROTATION DE LA GALAXIE

Les raies d'absorption et d'émission dans les spectres des galaxies ont la même forme, donc les étoiles et le gaz dans le disque tournent à la même vitesse dans la même direction.

Lorsque, grâce à l'emplacement des bandes de poussière sombres dans le disque, nous pouvons comprendre quel bord de la galaxie est le plus proche de nous, nous pouvons découvrir la direction de torsion des bras spiraux : dans toutes les galaxies étudiées, ils sont en retard, c'est-à-dire en s'éloignant du centre, le bras se plie dans le sens opposé au sens de rotation. et sa grandeur absolue = L'analyse de la courbe de rotation permet de déterminer la masse de la galaxie. Dans le cas le plus simple, en assimilant la force de gravité à la force centrifuge, on obtient la masse de la galaxie à l'intérieur de l'orbite de l'étoile : gentil 2 /accompagné d'un changement dans le spectre de Rotation et masse. accompagné d'un changement dans le spectre de VR L– constante de gravité. L'analyse du mouvement des étoiles périphériques permet d'estimer la masse totale. Notre Galaxie a une masse d'env. 210 11 masses solaires, pour la nébuleuse d'Andromède 410 11 , pour le Grand Nuage de Magellan – 1510 9 . Les masses des disques galactiques sont approximativement proportionnelles à leur luminosité (), donc la relation Les masses des disques galactiques sont approximativement proportionnelles à leur luminosité ( M/L

ils ont presque la même chose et pour une luminosité en rayons bleus égale   5 en unités de masse solaire et de luminosité. La masse d'une galaxie sphéroïdale peut être estimée de la même manière, en prenant à la place de la vitesse de rotation du disque la vitesse de mouvement chaotique des étoiles dans la galaxie ( et sa grandeur absolue  ) – aux ultraviolets (UV).  5 en unités de masse solaire et de luminosité. 2 /accompagné d'un changement dans le spectre de Rotation et masse. ) – aux ultraviolets (UV). v

), qui est mesurée par la largeur des raies spectrales et est appelée dispersion de vitesse :– rayon de la galaxie (théorème du virial).  La dispersion des vitesses des étoiles dans les galaxies elliptiques est généralement de 50 à 300 km/s, et les masses de 10,9 masses solaires dans les systèmes nains à 10,12 dans les systèmes géants. La rotation de la galaxie autour d'un axe passant par le centre entraîne une modification de la longueur d'onde des raies de son spectre : les raies des régions de la galaxie qui nous approchent se déplacent vers la partie violette du spectre, et des régions reculées vers le rouge (Fig.7). Selon la formule Doppler, le changement relatif de la longueur d'onde de la raie est / Émissions radio  La Voie lactée a été découverte par K. Jansky en 1931. La première carte radio de la Voie lactée a été obtenue par G. Reber en 1945. Ce rayonnement se décline dans une large gamme de longueurs d'onde.   1 cm), et est dit « continu ». Plusieurs processus physiques en sont responsables, le plus important étant le rayonnement synchrotron des électrons interstellaires se déplaçant presque à la vitesse de la lumière dans un faible champ magnétique interstellaire. En 1950, une émission continue à une longueur d'onde de 1,9 m a été découverte par R. Brown et K. Hazard (Jodrell Bank, Angleterre) depuis la nébuleuse d'Andromède, puis depuis de nombreuses autres galaxies. Les galaxies normales, comme la nôtre ou M 31, sont de faibles sources d'ondes radio. Ils émettent à peine un millionième de leur puissance optique dans le domaine radio. Mais dans certaines galaxies inhabituelles, ce rayonnement est beaucoup plus puissant. Les « radiogalaxies » les plus proches, Vierge A (M 87), Centaure A (NGC 5128) et Persée A (NGC 1275), ont une luminosité radio de 10 –4 10 –3 de la luminosité optique. Et pour des objets rares, comme la radiogalaxie Cygnus A, ce rapport est proche de l'unité. Quelques années seulement après la découverte de cette puissante source radio, il a été possible de trouver une faible galaxie qui lui était associée.

De nombreuses sources radio faibles, probablement associées à des galaxies lointaines, n'ont pas encore été identifiées avec des objets optiques.

> La galaxie la plus proche de nous Quelle galaxie est la plus proche de la Voie Lactée :

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Il convient de comprendre que notre galaxie n’est pas unique en termes de formation. Autrement dit, il en existe de nombreux autres similaires, réunis en groupes spécifiques. La Voie Lactée est abritée par le Groupe Local (54 galaxies) dont il fait partie. Nous ne sommes donc pas seuls.

Beaucoup pensent que la galaxie d’Andromède est la plus proche car elle et la Voie lactée subissent un processus de collision et de fusion. Mais d’un point de vue plus scientifique, c’est le représentant le plus proche du type spirale. Le fait est que le nain a été découvert il n’y a pas si longtemps, il est donc temps de reconsidérer vos connaissances.

Quelle galaxie est la plus proche

Actuellement, la galaxie naine Canis Major est la galaxie la plus proche de la Voie lactée. Elle se trouve à 42 000 années-lumière du centre et à 25 000 années-lumière du système.

Caractéristiques de la galaxie la plus proche de nous

Lors de l'étude de l'anneau, cette galaxie naine a été découverte à Canis Major. On pense qu'elle a été « mangée ». Et les amas globulaires proches de son centre (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 et NGC 2808) appartenaient autrefois à la galaxie absorbée.

Exemples de fusions galactiques capturées par le télescope Hubble

Découverte de la galaxie la plus proche de la Terre

Avant cela, on pensait que la galaxie elliptique naine (à 70 000 années-lumière de la Terre) occupait la première place en termes de proximité. C'est plus proche que (180 000 ans).

La galaxie naine Canis Major est apparue pour la première fois en 2003. Les astronomes ont scanné 70 % du ciel à l’aide du All-Sky Survey et ont découvert environ 5 700 sources célestes de rayonnement infrarouge. La technologie infrarouge est extrêmement importante car la lumière rouge n’est pas bloquée par les gaz et la poussière. Ainsi, il a été possible de trouver de nombreuses géantes de type M dans la constellation du Canis Major. Certaines structures formaient des arcs faibles.

Le grand nombre d’étoiles de type M explique la découverte de cette couche. Les naines rouges à basse température ont une luminosité inférieure, elles ne peuvent donc pas être vues sans l'utilisation de la technologie. Mais ils sont clairement visibles dans le domaine infrarouge.

Les données ont alimenté l’idée selon laquelle les galaxies peuvent se développer en consommant leurs voisines plus petites. Ainsi est apparue notre galaxie, la Voie lactée, qui continue de le faire encore aujourd'hui. Et puisque les anciennes étoiles de la Galaxie naine en Canis Major sont désormais les nôtres, on peut dire que c'est la plus proche.

L'ancien vainqueur a été trouvé en 1994 (nain en Sagittaire). Parmi les spirales les plus proches se trouve (M31), qui se précipite vers nous avec une accélération de 110 km/s. Dans 4 milliards d’années-lumière, une fusion aura lieu.

Qu’est-ce qui attend la galaxie la plus proche de nous ?

Vous savez maintenant que la galaxie la plus proche de la Voie lactée est la galaxie naine de Canis Major. Mais que va-t-il lui arriver ? Les scientifiques pensent qu’elle finira par être détruite par la force gravitationnelle de la Voie lactée. Il est à noter que son corps principal s’est déjà déformé et cela ne s’arrête pas. L'accrétion se terminera par la fusion complète des objets, transférant 1 milliard d'étoiles dans notre galaxie, venant s'ajouter aux 200 à 400 milliards écoulés plus tôt. La courte distance jusqu'à la galaxie la plus proche lui a donc joué une blague cruelle.

Parmi les grands systèmes stellaires à proximité, la nébuleuse d'Andromède (M31) est une galaxie spirale 2,6 fois plus grande que notre maison, la Voie lactée : son diamètre est de 260 000 années-lumière. La nébuleuse d'Andromède est située à 2,5 millions d'années-lumière (772 kiloparsecs) de nous et sa masse est de 300 milliards de masses solaires. Elle est composée d'environ un billion d'étoiles (à titre de comparaison : la Voie Lactée contient environ 100 milliards d'étoiles).

La nébuleuse d'Andromède est l'objet cosmique le plus éloigné de nous qui puisse être observé à l'œil nu dans le ciel étoilé (hémisphère nord), même dans des conditions de lumière urbaine - elle ressemble à un ovale lumineux et flou. Il ne faut pas oublier qu'en raison du fait que la lumière de la galaxie d'Andromède met 2,5 millions d'années à nous parvenir, nous la voyons telle qu'elle était il y a 2,5 millions d'années, et nous ne savons pas à quoi elle ressemble actuellement.

Les astronomes ont découvert que la galaxie d'Andromède et notre galaxie se rapprochent à une vitesse de 100 à 140 km/s. Dans environ 3 à 4 milliards d’années, ils entreront peut-être en collision, puis fusionneront en une seule galaxie géante. On s'empresse de rassurer ceux qui s'inquiètent du sort du système solaire à la suite de cette collision : il n'y aura très probablement aucun impact sur le Soleil et les planètes. Les processus de fusion galactique ne s'accompagnent pas de collisions stellaires catastrophiques, car les distances entre les étoiles sont très grandes par rapport à la taille des étoiles elles-mêmes.

Il ne faut cependant pas penser que le processus de fusion des galaxies, qui s’étend sur des millions d’années, se déroule sans effets dramatiques. Lorsque deux galaxies se rapprochent, les nuages ​​de gaz interstellaire entrent en premier en contact. En raison de leur interpénétration rapide, leur densité augmente fortement, ils s'échauffent et la pression croissante transforme ces nuages ​​​​de gaz et de poussière en centres de formation de nouvelles étoiles. Un processus violent et explosif de formation d'étoiles commence, accompagné d'éclairs, d'explosions et d'éjections de jets de poussière et de gaz monstrueusement étendus.

Mais revenons à nos voisins. La deuxième galaxie spirale la plus proche de nous est M33. Elle est située dans la constellation du Triangle et se trouve à 2,4 millions d'années-lumière de nous. Son diamètre est 2 fois plus petit que la Voie Lactée et 4 fois plus petit que la Galaxie d'Andromède. Il peut également être vu à l’œil nu, mais uniquement par une nuit sans lune et en dehors de la ville. Cela ressemble à un point sombre et brumeux entre α Triangulum et τ Poissons.

Toutes les autres galaxies de notre environnement immédiat sont des galaxies naines, elliptiques et irrégulières. Parmi les galaxies irrégulières les plus proches de nous, deux présentent le plus grand intérêt : Grands et petits nuages ​​de Magellan.

Les Nuages ​​de Magellan sont des satellites de notre Voie Lactée. Ils sont également visibles à l’œil nu, mais uniquement dans l’hémisphère sud. Le Grand Nuage de Magellan est situé dans la constellation du Doradus. Il se trouve à 170 000 années-lumière de nous (50 kiloparsecs), son diamètre est de 20 000 années-lumière et contient environ 30 milliards d'étoiles. Bien qu'il s'agisse d'une galaxie irrégulière, le Grand Nuage de Magellan possède une structure similaire à celle des galaxies spirales croisées. Il contient tous les types d’étoiles connues dans la Voie Lactée. Un autre objet intéressant a été découvert dans le Grand Nuage de Magellan - l'un des complexes de gaz et de poussières les plus brillants connus avec une longueur de 700 années-lumière - Nébuleuse de la Tarentule, un foyer de formation rapide d’étoiles.

Le Petit Nuage de Magellan est 3 fois plus petit que le Grand Nuage de Magellan et ressemble également à une galaxie spirale croisée. Il est situé dans la constellation Tucana, à côté de Dorado. La distance qui nous sépare de cette galaxie est de 210 000 années-lumière (60 kiloparsecs).

Les nuages ​​​​de Magellan sont entourés d’une coquille commune d’hydrogène neutre, appelée système magellanique.

Les deux nuages ​​de Magellan sont victimes cannibalisme galactique de la Voie Lactée : l'influence gravitationnelle de notre Galaxie les détruit progressivement et attire la matière de ces galaxies. D'où la forme irrégulière des Nuages ​​de Magellan. Les experts estiment qu’il s’agit des restes de deux petites galaxies en voie de disparition progressive. Selon les astronomes, dans les 10 milliards d’années à venir, la Voie Lactée absorbera complètement toute la matière des Nuages ​​de Magellan. Des processus similaires se produisent entre les nuages ​​​​de Magellan eux-mêmes : en raison de leur gravité, le Grand Nuage de Magellan « vole » des millions d'étoiles au Petit Nuage de Magellan. C'est peut-être ce fait qui explique la forte activité de formation d'étoiles dans la nébuleuse de la Tarentule : cette région se trouve exactement sur le trajet du flux de gaz que la gravité du Grand Nuage de Magellan tire du Petit Nuage de Magellan.

Ainsi, en prenant l'exemple de ce qui se passe à proximité de notre Galaxie, on peut à nouveau être convaincu que la fusion des galaxies et l'absorption des petites galaxies par les plus grandes sont un phénomène tout à fait ordinaire dans la vie galactique.

Notre Galaxie, la Galaxie d'Andromède et la Galaxie du Triangle forment un groupe de galaxies reliées par interaction gravitationnelle. Ils l'appellent Groupe local de galaxies. La taille du groupe local est de 1,5 mégaparsecs. En plus de trois grandes galaxies spirales, le groupe local comprend plus de 50 galaxies naines et irrégulières (de forme). Ainsi, la galaxie d'Andromède compte au moins 19 galaxies satellites, et notre galaxie compte 14 satellites connus (en 2005). En plus d'eux, le groupe local comprend d'autres galaxies naines qui ne sont pas des satellites de grandes galaxies.

Grand dictionnaire encyclopédique

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Galaxies- des systèmes stellaires géants comptant chacun des dizaines à des centaines de milliards d'étoiles. Les estimations modernes donnent environ 150 millions de galaxies dans la métagalaxie que nous connaissons. Les galaxies sont divisées en elliptiques (désignées en astronomie par la lettre E),... ... Les débuts des sciences naturelles modernes

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Systèmes stellaires dont la forme diffère des systèmes spiraux et elliptiques en étant chaotiques et irréguliers. Parfois, il y a des N. g., qui n'ont pas de forme claire, sont amorphes. Ils sont constitués d'étoiles mélangées à de la poussière, tandis que la plupart des N. g.... ... Grande Encyclopédie Soviétique

- ... Wikipédia

Livres

• Galaxies, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Le quatrième livre de la série Astronomie et Astrophysique contient un aperçu des idées modernes sur les systèmes stellaires géants - les galaxies. Il raconte l'histoire de la découverte des galaxies, de leur...
• Galaxies, Surdin V.G.. Le quatrième livre de la série « Astronomie et astrophysique » contient un aperçu des idées modernes sur les systèmes stellaires géants - les galaxies. Il raconte l'histoire de la découverte des galaxies, de leur...