Arčiausiai Paukščių Tako esanti galaktika. Arčiausiai mūsų esanti galaktika

Andromeda yra galaktika, taip pat populiari kaip M31 ir NGC224. Tai spiralinis darinys, esantis maždaug 780 kp (2,5 mln. šviesmečių) atstumu nuo Žemės.

Andromeda yra arčiausiai Paukščių Tako esanti galaktika. Jis pavadintas to paties pavadinimo mitinės princesės vardu. 2006 m. stebėjimai leido daryti išvadą, kad čia yra apie trilijoną žvaigždžių – mažiausiai dvigubai daugiau nei Paukščių Take, kur jų yra apie 200–400 mlrd. Mokslininkai mano, kad Paukščių Tako ir Andromedos galaktikos susidūrimas įvyks įvyks maždaug per 3,75 milijardo metų ir galiausiai susiformuos didžiulė elipsinė arba diskinė galaktika. Bet daugiau apie tai šiek tiek vėliau. Pirmiausia išsiaiškinkime, kaip atrodo „mitinė princesė“.

Nuotraukoje pavaizduota Andromeda. Galaktikoje yra baltos ir mėlynos juostelės. Jie aplink jį suformuoja žiedus ir uždengia karštas, raudonai įkaitusias didžiules žvaigždes. Tamsiai mėlynai pilkos juostos ryškiai kontrastuoja su šiais ryškiais žiedais ir rodo sritis, kuriose tankiuose debesų kokonuose žvaigždžių formavimasis tik prasideda. Stebint matomoje spektro dalyje, Andromedos žiedai labiau atrodo kaip spiralės rankos. Ultravioletinių spindulių spektre šie dariniai veikiau primena žiedines struktūras. Anksčiau juos atrado NASA teleskopas. Astrologai mano, kad šie žiedai rodo galaktikos susidarymą dėl susidūrimo su kaimynine daugiau nei prieš 200 milijonų metų.

Toks pat kaip Paukščių Takas Andromeda turi daugybę miniatiūrinių palydovų, iš kurių 14 jau buvo atrasti. Garsiausi yra M32 ir M110. Žinoma, mažai tikėtina, kad kiekvienos galaktikos žvaigždės susidurs, nes atstumai tarp jų yra labai dideli. Mokslininkai vis dar turi gana miglotų minčių apie tai, kas nutiks realybėje. Tačiau vardas būsimam naujagimiui jau sugalvotas. Mamutas – taip mokslininkai vadina dar negimusią didžiulę galaktiką.

Žvaigždžių susidūrimai

Andromeda yra galaktika, turinti 1 trilijoną žvaigždžių (1012), o Paukščių Takas turi 1 milijardą (3*1011). Tačiau dangaus kūnų susidūrimo tikimybė yra nereikšminga, nes yra didžiulis atstumas. Pavyzdžiui, artimiausia Saulės žvaigždė Proxima Centauri yra 4,2 šviesmečio (4*1013 km) arba 30 milijonų (3*107) Saulės skersmenų atstumu. Įsivaizduokite, kad mūsų šviesulys yra stalo teniso kamuoliukas. Tada Proxima Centauri atrodys kaip žirnis, esantis 1100 km atstumu nuo jo, o pats Paukščių Takas išsiplės 30 milijonų km pločio. Netgi žvaigždės galaktikos centre (ir būtent ten didžiausias jų spiečius) yra išsidėsčiusios 160 milijardų (1,6 * 1011) km atstumu. Tai kaip vienas stalo teniso kamuoliukas kas 3,2 km. Todėl tikimybė, kad galaktikų susiliejimo metu susidurs kokios nors dvi žvaigždės, yra labai maža.

Juodosios skylės susidūrimas

Andromedos galaktikoje ir Paukščių Take yra centrinės supermasyvios juodosios skylės: Šaulys A (3,6 * 106 saulės masės) ir objektas, esantis Galaktikos šerdies spiečiuje P2. Šios juodosios skylės susilies viename taške netoli naujai suformuotos galaktikos centro, perkeldamos orbitos energiją žvaigždėms, kurios ilgainiui judės į aukštesnes trajektorijas. Minėtas procesas gali užtrukti milijonus metų. Kai juodosios skylės patenka į vieną šviesmečiai vienas nuo kito jie pradės skleisti gravitacines bangas. Orbitos energija taps dar galingesnė, kol susijungimas bus baigtas. Remiantis 2006 m. atlikto modeliavimo duomenimis, Žemė pirmiausia gali būti išmesta beveik į patį naujai susiformavusios galaktikos centrą, tada prasilenkti su viena iš juodųjų skylių ir išstumta už Paukščių Tako ribų.

Teorijos patvirtinimas

Andromedos galaktika artėja prie mūsų maždaug 110 km per sekundę greičiu. Iki 2012 m. nebuvo jokio būdo žinoti, ar įvyks susidūrimas, ar ne. Mokslininkams pavyko padaryti išvadą, kad tai beveik neišvengiama Kosminis teleskopas Hablas. Stebint Andromedos judėjimą nuo 2002 iki 2010 metų, buvo padaryta išvada, kad susidūrimas įvyks maždaug po 4 mlrd.

Panašūs reiškiniai plačiai paplitę erdvėje. Pavyzdžiui, manoma, kad Andromeda praeityje sąveikavo bent su viena galaktika. Ir kai kurie nykštukinės galaktikos, pavyzdžiui, SagDEG, ir dabar toliau susiduria Paukščių Takas, kuriant vieningą švietimą.

Tyrimai taip pat rodo, kad šiame renginyje dalyvaus ir M33, arba Trikampio galaktika, trečias pagal dydį ir ryškiausias Vietinės grupės narys. Labiausiai tikėtinas jo likimas bus patekimas į po susijungimo susiformavusio objekto orbitą, o tolimoje ateityje – galutinis suvienijimas. Tačiau M33 susidūrimas su Paukščių Taku prieš priartėjus Andromedai arba mūsų Saulės sistemai išmetant už Vietinės grupės ribų yra neįtrauktas.

Saulės sistemos likimas

Harvardo mokslininkai teigia, kad galaktikų susijungimo laikas priklausys nuo to tangentinis greitis Andromeda. Remiantis skaičiavimais, buvo padaryta išvada, kad yra 50% tikimybė, kad susijungimo metu Saulės sistema bus nusviesta atgal į tris kartus didesnį atstumą nei dabartinis į Paukščių Tako centrą. Neaišku, kaip tiksliai elgsis Andromedos galaktika. Planetai Žemei taip pat gresia pavojus. Mokslininkai teigia, kad yra 12% tikimybė, kad praėjus kuriam laikui po susidūrimo būsime išmesti atgal už buvusių „namų“ ribų. Tačiau šis įvykis greičiausiai neturės didelio neigiamo poveikio Saulės sistemai ir dangaus kūnai nebus sunaikintas.

Jei neįtrauksime planetų inžinerijos, tada kol galaktikos susidurs, Žemės paviršius labai įkais ir ant jo nebeliks vandeningo vandens, taigi ir gyvybės.

Galimas šalutinis poveikis

Kai susilieja dvi spiralinės galaktikos, jų diskuose esantis vandenilis suspaudžiamas. Prasideda intensyvus naujų žvaigždžių formavimasis. Pavyzdžiui, tai galima pastebėti sąveikaujančioje galaktikoje NGC 4039, kitaip vadinamoje Antenų galaktika. Jei Andromeda ir Paukščių Takas susijungs, manoma, kad jų diskuose liks mažai dujų. Žvaigždžių formavimasis nebus toks intensyvus, nors kvazaro gimimas yra visiškai įmanomas.

Susijungimo rezultatas

Susijungimo metu susidariusią galaktiką mokslininkai preliminariai vadina Milcomeda. Modeliavimo rezultatas rodo, kad gautas objektas bus elipsės formos. Jo centre bus mažesnis žvaigždžių tankis nei šiuolaikinių elipsinių galaktikų. Tačiau galima ir disko forma. Daug kas priklausys nuo to, kiek dujų liks Paukščių Take ir Andromedoje. Netolimoje ateityje likusios Vietinės grupės galaktikos susijungs į vieną objektą ir tai reikš naujo evoliucijos etapo pradžią.

Faktai apie Andromedą

Andromeda yra labiausiai didžioji galaktika vietinėje grupėje. Bet galbūt ne pats masiškiausias. Mokslininkai teigia, kad Paukščių Take yra daugiau tamsioji medžiaga, ir tai daro mūsų galaktiką masyvesnę. Mokslininkai tyrinės Andromedą, siekdami suprasti į ją panašių darinių kilmę ir evoliuciją, nes tai yra arčiausiai mūsų esanti spiralinė galaktika. Andromeda atrodo nuostabiai iš Žemės. Daugelis netgi sugeba ją nufotografuoti. Andromeda turi labai tankų galaktikos šerdį. Jo centre yra ne tik didžiulės žvaigždės, bet ir jos šerdyje yra paslėpta bent viena supermasyvi juodoji skylė. Jo spiralinės rankos buvo sulenktos dėl gravitacinės sąveikos su dviem kaimyninėmis galaktikomis: M32 ir M110. Andromedos viduje cirkuliuoja mažiausiai 450 sferinių kamuoliukų žvaigždžių spiečius. Tarp jų yra keletas tankiausių, kurie buvo atrasti. Andromedos galaktika yra labiausiai nutolęs objektas, kurį galite pamatyti plika akimi. Jums reikės gero apžvalgos taško ir minimalios ryškios šviesos.

Baigdamas norėčiau patarti skaitytojams dažniau pakelti žvilgsnį į žvaigždėtą dangų. Jame saugoma daug naujų ir nežinomų dalykų. Savaitgalį raskite laisvo laiko erdvės stebėjimui. Andromedos galaktika danguje yra įspūdingas vaizdas.

Koks atstumas iki artimiausios galaktikos? 2013 m. kovo 12 d

Pirmą kartą mokslininkams pavyko išmatuoti tikslų atstumą iki artimiausios mūsų galaktikos. Ši nykštukinė galaktika žinoma kaip Didelis Magelano debesis. Jis yra 163 tūkstančių šviesmečių atstumu nuo mūsų, tiksliau, 49,97 kiloparseko.

Didžiojo Magelano debesies galaktika lėtai plaukia per erdvę, aplenkdama mūsų galaktiką Paukščių Takas aplink, kaip Mėnulis sukasi aplink Žemę.

Didžiuliai dujų debesys galaktikos regione lėtai išsisklaido, todėl susidaro naujos žvaigždės, kurios savo šviesa apšviečia tarpžvaigždinę erdvę ir sukuria ryškius, spalvingus kosminius kraštovaizdžius. Šiuos kraštovaizdžius nuotraukose pavyko užfiksuoti kosminiu teleskopu. "Hablas".

Seklioji galaktika Didysis Magelano debesis apima Tarantulos ūką – ryškiausią žvaigždžių darželį kosmose mūsų kaimynystėje – ir parodė naujų žvaigždžių formavimosi požymius.

Mokslininkai galėjo atlikti skaičiavimus stebėdami retas artimas žvaigždžių poras, žinomas kaip užtemdančios dvigubas žvaigždes. Šios žvaigždžių poros yra gravitaciškai susietos viena su kita, o kai viena žvaigždė užtemdo kitą, kaip mato stebėtojas Žemėje, bendras sistemos ryškumas sumažėja.

Jei palyginsite žvaigždžių ryškumą, galite neįtikėtinai tiksliai apskaičiuoti tikslų atstumą iki jų.

Apibrėžimas tikslus atstumasį kosminiai objektai labai svarbu suprasti mūsų Visatos dydį ir amžių. Kol kas klausimas lieka atviras: nė vienas mokslininkas negali tiksliai pasakyti, kokio dydžio yra mūsų Visata.

Kai astronomai pasieks tokį tikslumą nustatydami atstumus erdvėje, jie galės pažvelgti į tolimesnius objektus ir galiausiai apskaičiuoti Visatos dydį.

Be to, naujos galimybės leis tiksliau nustatyti mūsų Visatos plėtimosi greitį, taip pat tiksliau apskaičiuoti Hablo konstanta. Šis koeficientas buvo pavadintas amerikiečių astronomo Edvino P. Hablo vardu, kuris 1929 metais įrodė, kad mūsų Visata nuo pat savo atsiradimo nuolat plečiasi.

Atstumas tarp galaktikų

Didžioji Magelano debesies galaktika yra arčiausiai mūsų esanti nykštukinė galaktika, tačiau didelė galaktika laikoma mūsų kaimyne Andromedos spiralinė galaktika, kuris yra maždaug 2,52 mln. šviesmečių atstumu nuo mūsų.

Atstumas tarp mūsų galaktikos ir Andromedos galaktikos palaipsniui mažėja. Jie artėja vienas prie kito maždaug 100–140 kilometrų per sekundę greičiu, nors susitiks dar labai greitai, tiksliau, po 3–4 milijardų metų.

Galbūt taip naktinis dangus atrodys stebėtojui žemėje po kelių milijardų metų.

Taigi atstumai tarp galaktikų gali būti labai skirtingi. skirtingi etapai laiko, nes jie nuolat yra dinamikoje.

Visatos mastelis

Matoma Visata turi neįtikėtiną skersmenį, kuris yra milijardai, o gal ir dešimtys milijardų šviesmečių. Daugelio objektų, kuriuos galime pamatyti teleskopais, nebėra arba jie atrodo visiškai kitaip, nes šviesa juos pasiekė neįtikėtinai ilgai.

Siūloma iliustracijų serija padės bent įsivaizduoti bendras kontūras mūsų Visatos mastu.

Saulės sistema su didžiausiais objektais (planetomis ir nykštukinėmis planetomis)

Saulė (centre) ir arčiausiai jos esančios žvaigždės

Paukščių Tako galaktika, rodanti artimiausią grupę saulės sistema žvaigždžių sistemos

Grupė netoliese esančių galaktikų, įskaitant daugiau nei 50 galaktikų, kurių skaičius nuolat didėja, nes atrandamos naujos.

Vietinis galaktikų superspiečius (Virgo Supercluster). Dydis - apie 200 milijonų šviesmečių

Galaktikų superspiečių grupė

Matoma Visata

Andromeda yra galaktika, taip pat žinoma kaip M31 ir NGC224. Tai spiralinis darinys, esantis maždaug 780 kp (2,5 mln.) atstumu nuo Žemės.

Andromeda yra arčiausiai Paukščių Tako esanti galaktika. Jis pavadintas to paties pavadinimo mitinės princesės vardu. 2006 m. stebėjimai leido daryti išvadą, kad čia yra apie trilijoną žvaigždžių – mažiausiai dvigubai daugiau nei Paukščių Take, kur jų yra apie 200–400 mlrd. Mokslininkai mano, kad Paukščių Tako ir Andromedos galaktikos susidūrimas įvyks įvyks maždaug per 3, 75 milijardus metų ir galiausiai susiformuos milžiniška elipsinė arba diskinė galaktika. Bet daugiau apie tai šiek tiek vėliau. Pirmiausia išsiaiškinkime, kaip atrodo „mitinė princesė“.

Nuotraukoje pavaizduota Andromeda. Galaktikoje yra baltos ir mėlynos juostelės. Jie aplink jį suformuoja žiedus ir dengia karštą kaitinamąją lempą milžiniškos žvaigždės. Tamsiai mėlynai pilkos juostos ryškiai kontrastuoja su šiais ryškiais žiedais ir rodo sritis, kuriose tankiuose debesų kokonuose žvaigždžių formavimasis tik prasideda. Stebint matomoje spektro dalyje, Andromedos žiedai labiau atrodo kaip spiralės rankos. Ultravioletiniame diapazone šie dariniai labiau primena žiedines struktūras. Anksčiau juos atrado NASA teleskopas. Astronomai mano, kad šie žiedai rodo galaktikos susidarymą dėl susidūrimo su kaimynine daugiau nei prieš 200 milijonų metų.

Andromedos mėnuliai

Kaip ir Paukščių Takas, Andromeda turi daugybę nykštukų palydovų, iš kurių 14 jau buvo atrasti. Garsiausi yra M32 ir M110. Žinoma, mažai tikėtina, kad kiekvienos galaktikos žvaigždės susidurs viena su kita, nes atstumai tarp jų yra labai dideli. Mokslininkai vis dar turi gana miglotų minčių apie tai, kas iš tikrųjų nutiks. Tačiau vardas būsimam naujagimiui jau sugalvotas. Mamutas – taip mokslininkai vadina negimusią milžinišką galaktiką.

Žvaigždžių susidūrimai

Andromeda yra galaktika, turinti 1 trilijoną žvaigždžių (10 12), o Paukščių Takas - 1 milijardą (3 * 10 11). Tačiau dangaus kūnų susidūrimo tikimybė yra nereikšminga, nes tarp jų yra didžiulis atstumas. Pavyzdžiui, arčiausiai Saulės esanti žvaigždė Proxima Centauri yra nutolusi 4,2 šviesmečio (4*10 13 km), arba 30 milijonų (3*10 7) Saulės skersmens. Įsivaizduokite, kad mūsų šviesulys yra stalo teniso kamuoliukas. Tada Proxima Centauri atrodys kaip žirnis, esantis 1100 km atstumu nuo jo, o pats Paukščių Takas išsiplės 30 milijonų km pločio. Netgi žvaigždės galaktikos centre (kur jos yra labiausiai susitelkusios) išsidėsčiusios 160 milijardų (1,6 * 10 11) km atstumu. Tai kaip vienas stalo teniso kamuoliukas kas 3,2 km. Todėl tikimybė, kad galaktikų susiliejimo metu susidurs kokios nors dvi žvaigždės, yra labai maža.

Juodosios skylės susidūrimas

Andromedos galaktika ir Paukščių Takas turi centrinį Šaulį A (3,6 * 10 6 saulės masės) ir objektą, esantį Galaktikos šerdies P2 klasteryje. Šios juodosios skylės susilies netoli naujai susiformavusios galaktikos centro, perkeldamos orbitos energiją žvaigždėms, kurios ilgainiui judės į aukštesnes trajektorijas. Minėtas procesas gali užtrukti milijonus metų. Kai juodosios skylės atsidurs vienų šviesmečių atstumu viena nuo kitos, jos pradės skleisti gravitacines bangas. Orbitos energija taps dar galingesnė, kol susijungimas bus baigtas. Remiantis 2006 m. atlikto modeliavimo duomenimis, Žemė pirmiausia gali būti išmesta beveik į patį naujai susiformavusios galaktikos centrą, tada prasilenkti arti vienos iš juodųjų skylių ir išstumta už Paukščių Tako.

Teorijos patvirtinimas

Andromedos galaktika artėja prie mūsų maždaug 110 km per sekundę greičiu. Iki 2012 m. nebuvo jokio būdo žinoti, ar įvyks susidūrimas, ar ne. Hablo kosminis teleskopas padėjo mokslininkams padaryti išvadą, kad tai buvo beveik neišvengiama. Stebint Andromedos judėjimą nuo 2002 iki 2010 metų, buvo padaryta išvada, kad susidūrimas įvyks maždaug po 4 mlrd.

Panašūs reiškiniai plačiai paplitę erdvėje. Pavyzdžiui, manoma, kad Andromeda praeityje sąveikavo bent su viena galaktika. Kai kurios nykštukinės galaktikos, tokios kaip SagDEG, ir toliau susiduria su Paukščių Taku, sukurdamos vieną darinį.

Tyrimai taip pat rodo, kad šiame renginyje dalyvaus ir M33, arba Trikampio galaktika, trečia pagal dydį ir ryškiausia Vietinės grupės narė. Labiausiai tikėtinas jo likimas bus po susijungimo susiformavusio objekto patekimas į orbitą, o tolimoje ateityje – galutinis suvienijimas. Tačiau M33 susidūrimas su Paukščių Taku prieš priartėjus Andromedai arba mūsų Saulės sistemai išmetant iš Vietinės grupės yra neįtrauktas.

Saulės sistemos likimas

Harvardo mokslininkai tvirtina, kad galaktikų susijungimo laikas priklausys nuo Andromedos tangentinio greičio. Remdamiesi skaičiavimais padarėme išvadą, kad yra 50% tikimybė, kad susijungimo metu Saulės sistema bus nusviesta atgal į tris kartus didesnį atstumą nei dabartinis į Paukščių Tako centrą. Tiksliai nežinoma, kaip elgsis Andromedos galaktika. Planetai Žemei taip pat gresia pavojus. Mokslininkai teigia, kad yra 12% tikimybė, kad praėjus kuriam laikui po susidūrimo būsime išmesti už savo buvusių „namų“. Tačiau šis įvykis greičiausiai neturės didelio neigiamo poveikio Saulės sistemai, o dangaus kūnai nebus sunaikinti.

Jei neįtrauksime planetų inžinerijos, tada iki to laiko Žemės paviršius taps labai karštas ir ant jo nebeliks vandens. skysta būsena, taigi ir gyvenimas.

Galimas šalutinis poveikis

Kai susilieja dvi spiralinės galaktikos, jų diskuose esantis vandenilis suspaudžiamas. Prasideda intensyvus naujų žvaigždžių formavimasis. Pavyzdžiui, tai galima pastebėti sąveikaujančioje galaktikoje NGC 4039, kitaip vadinamoje Antenų galaktika. Jei Andromeda ir Paukščių Takas susijungs, manoma, kad jų diskuose liks mažai dujų. Žvaigždžių formavimasis nebus toks intensyvus, nors tikėtinas kvazaro gimimas.

Susijungimo rezultatas

Susijungimo metu susidariusią galaktiką mokslininkai preliminariai vadina Milcomeda. Modeliavimo rezultatas rodo, kad gautas objektas bus elipsės formos. Jo centre bus mažesnis žvaigždžių tankis nei šiuolaikinių elipsinių galaktikų. Tačiau galima ir disko forma. Daug kas priklausys nuo to, kiek dujų liks Paukščių Take ir Andromedoje. Netolimoje ateityje likę susilies į vieną objektą ir tai reikš naujo evoliucijos etapo pradžią.

Faktai apie Andromedą

• Andromeda yra didžiausia vietinės grupės galaktika. Bet turbūt ne pats masiškiausias. Mokslininkai teigia, kad Paukščių Take yra daugiau koncentracijos, todėl mūsų galaktika yra masyvesnė.
• Mokslininkai tiria Andromedą, siekdami suprasti į ją panašių darinių kilmę ir evoliuciją, nes tai yra arčiausiai mūsų esanti spiralinė galaktika.
• Andromeda atrodo nuostabiai iš Žemės. Daugelis netgi sugeba ją nufotografuoti.
• Andromeda turi labai tankų galaktikos šerdį. Jo centre yra ne tik didžiulės žvaigždės, bet ir jos šerdyje yra paslėpta bent viena supermasyvi juodoji skylė.
• Jo spiralinės rankos buvo sulenktos dėl gravitacinės sąveikos su dviem kaimyninėmis galaktikomis: M32 ir M110.
• Andromedos viduje yra mažiausiai 450 rutulinių žvaigždžių spiečių. Tarp jų yra keletas tankiausių, kurie buvo atrasti.
• Andromedos galaktika yra labiausiai nutolęs objektas, kurį galima pamatyti plika akimi. Jums reikės gero apžvalgos taško ir minimalios ryškios šviesos.

Baigdamas norėčiau patarti skaitytojams dažniau pažvelgti į žvaigždėtą dangų. Jame saugoma daug naujų ir nežinomų dalykų. Savaitgalį raskite laisvo laiko erdvės stebėjimui. Andromedos galaktika danguje yra įspūdingas vaizdas.

GALAKTIKOS, „ekstragalaktiniai ūkai“ arba „salų visatos“, yra milžiniškos žvaigždžių sistemos, kuriose taip pat yra tarpžvaigždinių dujų ir dulkių. Saulės sistema yra mūsų galaktikos – Paukščių Tako – dalis. Visi kosminė erdvė iki ribos, kur gali prasiskverbti galingiausi teleskopai, jis užpildytas galaktikų. Astronomai jų skaičiuoja mažiausiai milijardą. Artimiausia galaktika yra maždaug 1 milijono šviesmečių atstumu nuo mūsų. metų (10 19 km), o tolimiausios teleskopais užfiksuotos galaktikos yra nutolusios milijardus šviesmečių. Galaktikų tyrimas yra viena ambicingiausių astronomijos užduočių.

Istorinė informacija. Ryškiausios ir arčiausiai mūsų esančios išorinės galaktikos – Magelano debesys – matomos plika akimi. pietinis pusrutulis danguje ir arabams buvo žinomi dar XI amžiuje, taip pat ryškiausia galaktika šiauriniame pusrutulyje – Didysis ūkas Andromedoje. 1612 metais vokiečių astronomo S. Mariaus (1570–1624) teleskopu iš naujo atradus šį ūką, prasidėjo moksliniai galaktikų, ūkų ir žvaigždžių spiečių tyrimai. Daugelis ūkų buvo aptikti įvairių astronomų XVII ir XVIII amžiuje; tada jie buvo laikomi šviečiančių dujų debesimis.

Žvaigždžių sistemų anapus galaktikos idėją pirmieji aptarė XVIII amžiaus filosofai ir astronomai: E. Swedenborgas (1688–1772) Švedijoje, T. Wrightas (1711–1786) Anglijoje, I. Kantas (1724–1724). 1804) Prūsijoje, I. .Lambertas (1728–1777) Elzase ir W. Herschelis (1738–1822) Anglijoje. Tačiau tik pirmajame XX a. „salų visatų“ egzistavimas buvo neabejotinai įrodytas daugiausia amerikiečių astronomų G. Curtis (1872–1942) ir E. Hablo (1889–1953) dėka. Jie įrodė, kad atstumai iki ryškiausių, taigi ir artimiausių „baltųjų ūkų“ gerokai viršija mūsų Galaktikos dydį. Per laikotarpį nuo 1924 iki 1936 metų Hablas perkėlė galaktikų tyrimų ribą nuo netoliese esančių sistemų iki 2,5 metro teleskopo ribos Vilsono kalno observatorijoje, t.y. iki kelių šimtų milijonų šviesmečių.

1929 m. Hablas atrado ryšį tarp atstumo iki galaktikos ir jos judėjimo greičio. Šis santykis, Hablo dėsnis, tapo šiuolaikinės kosmologijos stebėjimo pagrindu. Pasibaigus Antrajam pasauliniam karui, pradėtas aktyvus galaktikų tyrimas, pasitelkiant naujus didelius teleskopus su elektroniniais šviesos stiprintuvais, automatines matavimo mašinas ir kompiuterius. Radijo spinduliuotės iš mūsų ir kitų galaktikų aptikimas davė nauja galimybė tyrinėti Visatą ir paskatino atrasti radijo galaktikas, kvazarus ir kitas aktyvumo apraiškas galaktikų branduoliuose. Neatmosferiniai stebėjimai iš geofizinių raketų ir palydovų leido aptikti rentgeno spinduliuotė iš aktyvių galaktikų branduolių ir galaktikų spiečių.

Ryžiai. 1. Galaktikų klasifikacija pagal Hablą

Pirmąjį „ūkų“ katalogą 1782 m. išleido prancūzų astronomas Charlesas Mesjė (1730–1817). Šiame sąraše yra mūsų galaktikos žvaigždžių spiečių ir dujinių ūkų, taip pat ekstragalaktinių objektų. Messier objektų numeriai naudojami ir šiandien; Pavyzdžiui, Mesjė 31 (M 31) yra garsusis Andromedos ūkas, artimiausia didelė galaktika, stebima Andromedos žvaigždyne.

Sistemingas dangaus tyrinėjimas, kurį W. Herschelis pradėjo 1783 m., paskatino jį aptikti kelis tūkstančius ūkų šiauriniame danguje. Šį darbą tęsė jo sūnus J. Herschelis (1792–1871), atlikęs stebėjimus pietiniame pusrutulyje prie Gerosios Vilties kyšulio (1834–1838) ir paskelbęs 1864 m. Bendrasis katalogas 5 tūkstančiai ūkų ir žvaigždžių spiečių. antroje pusėje XIX a. prie šių objektų buvo pridėti naujai atrasti objektai, o J. Dreyer (1852–1926) 1888 m. Naujas bendrinamas katalogas (Naujas bendrasis katalogas – NGC), įskaitant 7814 objektų. 1895 ir 1908 m. paskelbus du papildomus Katalogų rodyklė(IC) aptiktų ūkų ir žvaigždžių spiečių skaičius viršijo 13 tūkst. Pavadinimas pagal NGC ir IC katalogus tapo visuotinai priimtas. Taigi Andromedos ūkas žymimas arba M 31, arba NGC 224. Atskiras 1249 galaktikų, šviesesnių nei 13-asis dydis, sąrašas, pagrįstas fotografijos dangaus tyrimu, buvo sudarytas H. Shapley ir A. Ames iš Harvardo observatorijos 1932 m. .

Šį darbą gerokai praplėtė pirmasis (1964), antrasis (1976) ir trečiasis (1991) leidimai. Abstraktus ryškių galaktikų katalogas J. de Vaucouleurs ir kolegos. Išsamesni, bet ne tokie išsamūs katalogai, pagrįsti fotografinių dangaus tyrimo plokštelių peržiūra, septintajame dešimtmetyje buvo išleisti F. Zwicky (1898–1974) JAV ir B. A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) SSRS. Juose yra apie. 30 tūkstančių galaktikų iki 15 dydžio. Panaši peržiūra neseniai buvo baigta pietinis dangus naudojant Europos Pietų observatorijos 1 metro Schmidt kamerą Čilėje ir JK 1,2 metro Schmidt kamerą Australijoje.

Yra per daug galaktikų, silpnesnių nei 15, kad būtų galima sudaryti jų sąrašą. 1967 metais buvo paskelbti C. Scheino ir K. Virtanen ryškesnių nei 19 dydžio galaktikų (į šiaurę nuo deklinacijos 20) skaičiavimo, naudojant Licko observatorijos 50 cm astrografo plokšteles, rezultatai. Tokių galaktikų buvo maždaug. 2 mln., neskaitant tų, kuriuos nuo mūsų slepia plati Paukščių Tako dulkių juosta. O dar 1936 m. Hablas Vilsono kalno observatorijoje suskaičiavo galaktikų skaičių iki 21 dydžio keliose nedidelėse srityse, tolygiai paskirstytose dangaus sferoje (į šiaurę nuo deklinacijos 30). Remiantis šiais duomenimis, visame danguje yra daugiau nei 20 milijonų galaktikų, šviesesnių nei 21-asis dydis.

Klasifikacija. Yra įvairių formų, dydžių ir šviesumo galaktikų; kai kurie iš jų yra izoliuoti, tačiau dauguma turi kaimynų ar palydovų, turinčių jiems įtakos gravitacinis poveikis. Paprastai galaktikos yra tylios, tačiau dažnai randamos aktyvios. 1925 m. Hablas pasiūlė galaktikų klasifikaciją, pagrįstą jomis išvaizda. Vėliau jį patobulino Hablas ir Shapley, tada Sandage ir galiausiai Vaucouleurs. Visos joje esančios galaktikos skirstomos į 4 tipus: elipsinę, lęšinę, spiralinę ir netaisyklingą.

Elipsės formos(E) nuotraukose esančios galaktikos turi elipsės formą be ryškių ribų ir aiškių detalių. Jų ryškumas didėja link centro. Tai besisukantys elipsoidai, susidedantys iš senų žvaigždžių; regimoji jų forma priklauso nuo orientacijos į stebėtojo matymo liniją. Stebint kraštą, elipsės trumposios ir ilgosios ašių ilgių santykis siekia  5/10 (žymima E5).

Ryžiai. 2. Elipsinė galaktika ESO 325-G004

Lęšinis(L arba S 0) galaktikos yra panašios į elipsines, tačiau, be sferoidinio komponento, jos turi ploną, greitai besisukantį pusiaujo diską, kartais su žiedo formos struktūromis, kaip Saturno žiedai. Stebimos kraštinės, lęšinės galaktikos atrodo labiau suspaustos nei elipsinės: jų ašių santykis siekia 2/10.

Ryžiai. 2. Verpstės galaktika (NGC 5866), lęšinė galaktika Drako žvaigždyne.

Spiralė(S) galaktikos taip pat susideda iš dviejų komponentų – sferoidinės ir plokščiosios, tačiau turinčios daugiau ar mažiau išvystytą spiralinę struktūrą diske. Išilgai potipių sekos Sa, Sb, Sc, Sd(nuo „ankstyvųjų“ iki „vėlyvų“ spiralių), spiralės petys tampa storesnės, sudėtingesnės ir mažiau susisukusios, o sferoidas (centrinis kondensatas arba išsipūtimas) mažėja. U spiralinės galaktikosŽiūrint iš šono, spiralės svirties nesimato, tačiau galaktikos tipą galima nustatyti pagal santykinį iškilumo ir disko ryškumą.

Ryžiai. 2. Spiralinės galaktikos pavyzdys – Spygliuko galaktika (Messier 101 arba NGC 5457)

Neteisinga(aš) galaktikos yra dviejų pagrindinių tipų: Magelano tipo, t.y. tipo Magelano debesys, tęsiant spiralių seką nuo Smį Im, ir ne Magelano tipo aš 0, su chaotiškomis tamsiomis dulkių juostomis ant sferoidinės arba disko struktūros, pvz., lęšinės ar ankstyvos spiralės.

Ryžiai. 2. NGC 1427A, netaisyklingos galaktikos pavyzdys.

Tipai L Ir S yra skirstomi į dvi šeimas ir dvi rūšis, priklausomai nuo linijos, einančios per centrą ir kertančios diską, buvimo ar nebuvimo linijinė struktūra (baras), taip pat centre simetriškas žiedas.

Ryžiai. 2. Paukščių tako galaktikos kompiuterinis modelis.

Ryžiai. 1. NGC 1300, skersinės spiralinės galaktikos pavyzdys.

Ryžiai. 1. TRIMATĖ GALAKTIKŲ KLASIFIKACIJA. Pagrindiniai tipai: E, L, S, I E esančios nuosekliai nuo Imį ; paprastų šeimų A ir kirto B; malonus s

Ir r Sb.

Yra ir kitų galaktikų klasifikavimo schemų, pagrįstų smulkesnėmis morfologinėmis detalėmis, tačiau objektyvi klasifikacija, pagrįsta fotometriniais, kinematikos ir radijo matavimais, dar nėra sukurta.

Junginys. Du konstrukciniai komponentai

– sferoidas ir diskas – atspindi galaktikų žvaigždžių populiacijos skirtumą, kurį 1944 m. atrado vokiečių astronomas W. Baade (1893–1960). I populiacija

, esantis netaisyklingose ​​galaktikose ir spiralinėse rankose, turi O ir B spektrinių klasių mėlynųjų milžinų ir supergigantų, K ir M klasių raudonųjų supergigantų ir tarpžvaigždinių dujų bei dulkių su ryškiomis jonizuoto vandenilio sritimis. Jame taip pat yra mažos masės pagrindinės sekos žvaigždžių, kurios matomos netoli Saulės, tačiau jų negalima atskirti tolimose galaktikose. II populiacija , esantis elipsinėse ir lęšinėse galaktikose, taip pat centrinėse spiralių srityse ir rutulinėse spiečių, turi raudonųjų milžinų nuo G5 iki K5 klasės, submilžinų ir tikriausiai ponykštukų; susitikti joje planetiniai ūkai

ir stebimi naujų protrūkiai (3 pav.). Fig. 4 paveiksle parodytas ryšys tarp žvaigždžių spektrinių tipų (arba spalvų) ir jų šviesumo įvairiose populiacijose. Ryžiai. 3. ŽVAIGŽDŽIŲ POPULIACIJAS . Spiralinės galaktikos – Andromedos ūko – nuotraukoje matyti, kad jo diske susitelkę I populiacijos mėlynieji milžinai ir supergigantai, o centrinę dalį sudaro raudonos II populiacijos žvaigždės. Taip pat matomi Andromedos ūko palydovai: galaktika NGC 205 ( žemyn) ir M 32 (

viršuje kairėje). Ryškiausios žvaigždės šioje nuotraukoje priklauso mūsų galaktikai. Ryžiai. 4. HERZSPRUNG-RUSSELL SCHEMA

, kuris rodo ryšį tarp spektrinio tipo (arba spalvos) ir žvaigždžių šviesumo skirtingų tipų. I: jaunos I populiacijos žvaigždės, būdingos spiralinėms rankoms. II: pasenusios I populiacijos žvaigždės; III: senos II populiacijos žvaigždės, būdingos rutulinėms spiečių ir elipsinėms galaktikoms.

Iš pradžių buvo manoma, kad elipsinėse galaktikose yra tik II populiacija, o netaisyklingose ​​– tik I populiacija. Tačiau paaiškėjo, kad galaktikose dažniausiai yra dviejų žvaigždžių populiacijų mišinys skirtingomis proporcijomis. Išsami analizė populiacijos yra įmanomas tik keliose netoliese esančiose galaktikose, tačiau tolimų sistemų spalvų ir spektro matavimai rodo, kad jų žvaigždžių populiacijų skirtumas gali būti didesnis, nei manė Baade. atstumus iki mūsų Galaktikos žvaigždžių. Jis montuojamas keliais būdais. Pagrindinis yra trigonometrinių paralaksų metodas, galiojantis iki 300 sv atstumų. metų. Likę metodai yra netiesioginiai ir statistiniai; jie pagrįsti studijomis savo judesius, žvaigždžių radialiniai greičiai, ryškumas, spalva ir spektras. Jų pagrindu absoliučios Naujųjų ir tipo kintamieji RR Lyra ir  Cepheus, kurie tampa pagrindiniais atstumo iki artimiausių galaktikų, kur jie yra matomi, rodikliais. Rutuliniai klasteriai, ryškiausios žvaigždės o šių galaktikų emisijos ūkai tampa antriniais rodikliais ir leidžia nustatyti atstumus iki tolimesnių galaktikų. Galiausiai, kaip tretiniai rodikliai naudojami pačių galaktikų skersmenys ir šviesumas. Kaip atstumo matą astronomai dažniausiai naudoja skirtumą tarp matomo objekto dydžio m ir jos absoliutus dydis M; ši vertė ( m-M) vadinamas „tariamu atstumo moduliu“. Norint sužinoti tikrąjį atstumą, jis turi būti pakoreguotas atsižvelgiant į tarpžvaigždinių dulkių šviesos sugertį. Tokiu atveju paklaida paprastai siekia 10–20%.

Ekstragalaktinio atstumo skalė karts nuo karto peržiūrima, o tai reiškia, kad keičiasi ir kiti nuo atstumo priklausomi galaktikų parametrai. Lentelėje 1 rodo tiksliausius atstumus iki artimiausių galaktikų grupių šiandien. Atstumai iki tolimesnių galaktikų, esančių už milijardų šviesmečių, įvertinami mažai tiksliai pagal jų raudonuosius poslinkius ( žr. žemiau: Raudonojo poslinkio prigimtis).

Šviesumas. Matuojant galaktikos paviršiaus ryškumą, gaunamas bendras jos žvaigždžių šviesumas ploto vienete. Paviršiaus šviesumo pokytis atsižvelgiant į atstumą nuo centro apibūdina galaktikos struktūrą. Elipsinės sistemos, kaip taisyklingiausios ir simetriškiausios, buvo ištirtos išsamiau nei kitos; apskritai jie apibūdinami vienu šviesumo dėsniu (5 pav.,):

A. Elipsinės sistemos, kaip taisyklingiausios ir simetriškiausios, buvo ištirtos išsamiau nei kitos; apskritai jie apibūdinami vienu šviesumo dėsniu (5 pav., Ryžiai. 5. GALAKTIKŲ ŠVIESČIO PASKIRSTYMAS – elipsinės galaktikos (paviršiaus šviesumo logaritmas rodomas priklausomai nuo sumažinto spindulio ketvirtosios šaknies ( r/r malonus e) 1/4, kur malonus e yra efektyvusis spindulys, kuriame yra pusė pilnas šviesumas galaktikos); b– lęšinė galaktika NGC 1553; V– trys normalios spiralinės galaktikos (kiekvienos išorinė dalis tiesios linijos, kuris rodo eksponentinę šviesumo priklausomybę nuo atstumo).

Duomenys apie lęšių sistemas nėra tokie išsamūs. b Jų šviesumo profiliai (5 pav.,

) skiriasi nuo elipsinių galaktikų profilių ir turi tris pagrindines sritis: šerdį, lęšį ir apvalkalą. Šios sistemos atrodo tarpinės tarp elipsės ir spiralinės. Sa Spiralės yra labai įvairios, jų struktūra sudėtinga, o jų šviesumo pasiskirstymui nėra vieno dėsnio. Tačiau atrodo, kad paprastoms spiralėms, esančioms toli nuo šerdies, disko paviršiaus šviesumas mažėja eksponentiškai link periferijos. Matavimai rodo, kad spiralinių strypų šviesumas nėra toks didelis, kaip atrodo žiūrint į galaktikų nuotraukas. Sd Rankos padidina disko šviesumą mėlynoje šviesoje ne daugiau kaip 20%, o raudonoje šviesoje - žymiai mažiau. Indėlis į šviesumą iš iškilimo mažėja nuo V).

Į m(5 pav., m-M Matuojant tariamąjį galaktikos dydį M ir jo atstumo modulio nustatymas ( M), apskaičiuokite absoliučią vertę M. M Ryškiausios galaktikos, išskyrus kvazarus,  22, t.y. jų šviesumas yra beveik 100 milijardų kartų didesnis nei Saulės. Ir mažiausios galaktikos10, t.y. šviesumas apytiksl. 10 6 saulės. Galaktikų skaičiaus pasiskirstymas pagal

, vadinamas „šviesumo funkcija“, – svarbi savybė Galaktinės Visatos populiacijos, tačiau ją tiksliai nustatyti nėra lengva. E esančios nuosekliai nuo Sc Galaktikoms, pasirinktoms iki tam tikros ribos matomas dydis, kiekvieno tipo šviesumo funkcija atskirai nuo M m beveik Gauso (varpo formos) su vidutiniu Sd esančios nuosekliai nuo Im absoliuti vertė

mėlynuose spinduliuose

= 18,5 ir dispersija  0,8 (6 pav.). Tačiau vėlyvojo tipo galaktikos iš. Elipsinės sistemos, kaip taisyklingiausios ir simetriškiausios, buvo ištirtos išsamiau nei kitos; apskritai jie apibūdinami vienu šviesumo dėsniu (5 pav., o elipsės formos nykštukai blankesni. b Visam galaktikų pavyzdžiui tam tikrame erdvės tūryje, pavyzdžiui, klasteryje, šviesumo funkcija staigiai didėja mažėjant šviesumui, t.y. M nykštukinių galaktikų skaičius yra daug kartų didesnis nei milžiniškų< -16.

Ryžiai. 6. GALAKTIKOS ŠVIETIMO FUNKCIJA. Kadangi galaktikų žvaigždžių tankis ir šviesumas palaipsniui mažėja, jų dydžio klausimas iš tikrųjų priklauso nuo teleskopo galimybių, nuo jo gebėjimo išryškinti silpną išorinių galaktikos sričių švytėjimą naktinio dangaus spindesio fone.Šiuolaikinės technologijos

leidžia registruoti galaktikų sritis, kurių šviesumas mažesnis nei 1% dangaus šviesumo; tai maždaug milijoną kartų mažesnis už galaktikos branduolių šviesumą. Pagal šį izofotą (vienodo ryškumo liniją) galaktikų skersmenys svyruoja nuo kelių tūkstančių šviesmečių nykštukinėms sistemoms iki šimtų tūkstančių milžiniškų. Paprastai galaktikų skersmenys gerai koreliuoja su jų absoliučiu šviesumu. Spektrinė klasė ir spalva. ; esančios nuosekliai nuo Pirmoji galaktikos spektrograma – Andromedos ūkas, kurį 1899 m. Potsdamo observatorijoje gavo Yu Scheineris (1858–1913), savo absorbcijos linijomis primena Saulės spektrą. Masiniai galaktikų spektrų tyrimai prasidėjo sukūrus „greitus“ spektrografus su maža dispersija (200–400 /mm); vėliau panaudojus elektroninius vaizdo ryškumo stiprintuvus dispersiją pavyko padidinti iki 20–100/mm. Morgano stebėjimai Yerkes observatorijoje parodė, kad nepaisant sudėtingos galaktikų žvaigždžių sudėties, jų spektrai paprastai yra artimi tam tikros klasės žvaigždžių spektrams. K ;, ir yra pastebima koreliacija tarp spektro ir Im morfologinis tipas Sm; Sd galaktikos. Kaip taisyklė, klasių spektras turi netaisyklingas galaktikas ir spiralės Sd; Sc. Sc Spiralės yra labai įvairios, jų struktūra sudėtinga, o jų šviesumo pasiskirstymui nėra vieno dėsnio. Tačiau atrodo, kad paprastoms spiralėms, esančioms toli nuo šerdies, disko paviršiaus šviesumas mažėja eksponentiškai link periferijos. Matavimai rodo, kad spiralinių strypų šviesumas nėra toks didelis, kaip atrodo žiūrint į galaktikų nuotraukas. Sb Spektro klasė A–F Spiralės yra labai įvairios, jų struktūra sudėtinga, o jų šviesumo pasiskirstymui nėra vieno dėsnio. Tačiau atrodo, kad paprastoms spiralėms, esančioms toli nuo šerdies, disko paviršiaus šviesumas mažėja eksponentiškai link periferijos. Matavimai rodo, kad spiralinių strypų šviesumas nėra toks didelis, kaip atrodo žiūrint į galaktikų nuotraukas. prie spiralių. Sb; Sa Perėjimas iš kartu su spektro pasikeitimu nuo; Pirmoji galaktikos spektrograma – Andromedos ūkas, kurį 1899 m. Potsdamo observatorijoje gavo Yu Scheineris (1858–1913), savo absorbcijos linijomis primena Saulės spektrą. Masiniai galaktikų spektrų tyrimai prasidėjo sukūrus „greitus“ spektrografus su maža dispersija (200–400 /mm); F F–G ;, ir spiralės A; Pirmoji galaktikos spektrograma – Andromedos ūkas, kurį 1899 m. Potsdamo observatorijoje gavo Yu Scheineris (1858–1913), savo absorbcijos linijomis primena Saulės spektrą. Masiniai galaktikų spektrų tyrimai prasidėjo sukūrus „greitus“ spektrografus su maža dispersija (200–400 /mm);.

, lęšinės ir elipsinės sistemos turi spektrus  G  .  Tiesa, vėliau paaiškėjo, kad galaktikų spinduliuotė  spektrinė klasė  iš tikrųjų susideda iš milžiniškų spektrinių klasių žvaigždžių šviesos mišinio  Be sugerties linijų, daugelis galaktikų turi matomas emisijos linijas, pavyzdžiui, Paukščių Tako emisijos ūkus. Paprastai tai yra Balmer serijos vandenilio linijos, pavyzdžiui, H Sa Spiralės yra labai įvairios, jų struktūra sudėtinga, o jų šviesumo pasiskirstymui nėra vieno dėsnio. Tačiau atrodo, kad paprastoms spiralėms, esančioms toli nuo šerdies, disko paviršiaus šviesumas mažėja eksponentiškai link periferijos. Matavimai rodo, kad spiralinių strypų šviesumas nėra toks didelis, kaip atrodo žiūrint į galaktikų nuotraukas. Im. Be to, sunkesnių už vandenilį elementų (N, O, S) emisijos linijų intensyvumas ir, tikėtina, santykinė šių elementų gausa mažėja nuo diskinių galaktikų šerdies iki periferijos. Kai kurių galaktikų šerdyje yra neįprastai stiprios emisijos linijos. 1943 metais K. Seifertas atidarė specialus tipas galaktikos, kurių branduoliuose yra labai plačios vandenilio linijos, nurodančios jų didelis aktyvumas

. Šių branduolių šviesumas ir jų spektrai laikui bėgant kinta. Apskritai Seyferto galaktikų branduoliai yra panašūs į kvazarus, nors ir nėra tokie galingi. Išilgai galaktikų morfologinės sekos keičiasi integralus jų spalvos indeksas ( B–V A), t.y. skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos ir geltona V spinduliai

Vidutinis Pagrindinių galaktikų tipų spalvos yra šios:Šioje skalėje 0,0 atitinka

balta spalva

, 0,5 – gelsvos, 1,0 – rausvos. Išsami fotometrija paprastai atskleidžia, kad galaktikos spalva skiriasi nuo šerdies iki krašto, o tai rodo žvaigždžių sudėties pasikeitimą. Daugumos galaktikų išoriniai regionai yra mėlynesni nei branduoliai; Tai daug labiau pastebima spiralėse nei elipsėse, nes jų diskuose yra daug jaunų mėlynų žvaigždžių. Netaisyklingos galaktikos, kurioms paprastai trūksta branduolio, centre dažnai būna mėlynesnės nei pakraštyje. Sukimasis ir masė.  / = skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos malonus Galaktikos sukimasis aplink ašį, einančią per centrą, keičia jos spektro linijų bangos ilgį: linijos iš galaktikos regionų, artėjančių prie mūsų, pasislenka į violetinę spektro dalį, o iš besitraukiančių sričių į raudoną. (7 pav.). Autorius Doplerio formulė , santykinis linijos bangos ilgio pokytis yra /c skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos malonus, Kur c yra šviesos greitis ir skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos M– radialinis greitis, t.y. šaltinio greičio komponentas išilgai regėjimo linijos. malonus MŽvaigždžių apsisukimo aplink galaktikų centrus periodai yra šimtai milijonų metų, o jų greitis skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos M orbitos judėjimas malonus M pasiekti 300 km/s. Paprastai disko sukimosi greitis pasiekia maksimalią vertę (

) tam tikru atstumu nuo centro (), o vėliau mažėja (8 pav.). Netoli mūsų galaktikos = 230 km/s atstumu= 40 tūkstančių Šv. metų nuo centro: Ryžiai. 7. GALAKTIKOS SPEKTRALINĖS LINIJAS, sukasi aplink ašį N, kai spektrografo plyšys yra orientuotas išilgai ašies ab.

Linija nuo tolstančio galaktikos krašto ( b skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos) yra nukreiptas į raudoną pusę (R), o nuo artėjančio krašto ( a skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos) – į ultravioletinius (UV). Ryžiai. 8. GALAKTIKOS PASUKIMO KREIVĖ.

Sugerties linijos ir emisijos linijos galaktikų spektruose turi ta pati forma Todėl žvaigždės ir dujos diske sukasi tuo pačiu greičiu ta pačia kryptimi.

Kai pagal tamsių dulkių juostų išsidėstymą diske galime suprasti, kuris galaktikos kraštas yra arčiau mūsų, galime sužinoti spiralinių strypų sukimosi kryptį: visose tirtose galaktikose jos atsilieka, t.y. tolstant nuo centro, ranka pasilenkia priešinga sukimosi krypčiai. Sukimosi kreivės analizė leidžia nustatyti galaktikos masę. Paprasčiausiu atveju gravitacijos jėgą prilyginant išcentrinė jėga M = , gauname žvaigždės orbitoje esančios galaktikos masę: malonus 2 /kartu su spektro pasikeitimu nuo Doplerio formulė kartu su spektro pasikeitimu nuo – rV gravitacijos konstanta . Periferinių žvaigždžių judėjimo analizė leidžia įvertinti viso svorio . Mūsų galaktikos masė yra apytiksliai. 210 11 saulės masės L, prie Andromedos ūko 410 11 , prie Didžiojo Magelano debesies – 1510 9 . Diskinių galaktikų masės yra maždaug proporcingos jų šviesumui (), taigi santykis Diskinių galaktikų masės yra maždaug proporcingos jų šviesumui ( M/L

jie yra beveik vienodi, o šviesumas mėlynuose spinduliuose lygus   5 saulės masės ir šviesumo vienetais. Sferoidinės galaktikos masę galima įvertinti tokiu pat būdu, vietoj disko sukimosi greičio imant chaotiško žvaigždžių judėjimo galaktikoje greitį ( M  Ryžiai. 8. GALAKTIKOS PASUKIMO KREIVĖ  5 saulės masės ir šviesumo vienetais. 2 /kartu su spektro pasikeitimu nuo Doplerio formulė Ryžiai. 8. GALAKTIKOS PASUKIMO KREIVĖ v

), kuris matuojamas spektrinių linijų pločiu ir vadinamas greičio dispersija:– galaktikos spindulys (virial teorema).  Žvaigždžių greičio sklaida elipsinėse galaktikose paprastai yra nuo 50 iki 300 km/s, o masės nuo 10 9 Saulės masių nykštukinėse sistemose iki 10 12 milžiniškose. , santykinis linijos bangos ilgio pokytis yra / Radijo spinduliai  Paukščių Taką 1931 m. atrado K. Jansky. Pirmąjį Paukščių Tako radijo žemėlapį G. Reber gavo 1945 m. Ši spinduliuotė yra įvairių bangų ilgių.  arba dažniai  = , nuo kelių megahercų ( 100 m) iki dešimčių gigahercų (  1 cm) ir vadinamas „ištisiniu“. Už tai atsakingi keli fiziniai procesai, iš kurių svarbiausias yraši spinduliuotė daug stipresnė. Artimiausių „radijo galaktikų“ Mergelės A (M 87), Kentauro A (NGC 5128) ir Perseus A (NGC 1275) radijo šviesumas yra 10 –4 10 –3 optinio šviesumo. O retiems objektams, tokiems kaip radijo galaktika Cygnus A, šis santykis yra artimas vienybei. Tik praėjus keleriems metams po šio galingo radijo šaltinio atradimo buvo įmanoma rasti su juo susietą silpną galaktiką.

Daugelis silpnų radijo šaltinių, tikriausiai susijusių su tolimomis galaktikomis, dar nebuvo identifikuoti su optiniais objektais.

Iš netoliese esančių didelių žvaigždžių sistemų Andromedos ūkas (M31) yra spiralinė galaktika, kurios dydis yra 2,6 karto didesnis nei mūsų namų – Paukščių Tako galaktika: jos skersmuo – 260 tūkstančių šviesmečių. Andromedos ūkas yra 2,5 milijono šviesmečių (772 kiloparsekų) atstumu nuo mūsų, o jo masė siekia 300 milijardų Saulės masių. Jį sudaro apie trilijonas žvaigždžių (palyginimui: Paukščių Take yra apie 100 milijardų žvaigždžių). Andromedos ūkas yra labiausiai nutolęs nuo mūsų kosminis objektas , kurį galima stebėti žvaigždėtame danguje (šiaurinis pusrutulis

ultravioletiniai spinduliai

Tačiau nereikėtų manyti, kad milijonus metų besitęsiantis galaktikų susiliejimo procesas vyksta be dramatiškų padarinių. Kai dvi galaktikos priartėja viena prie kitos, pirmiausia susiliečia tarpžvaigždinių dujų debesys. Dėl greito įsiskverbimo jų tankis smarkiai padidėja, jie įkaista, o didėjantis slėgis šiuos dujų ir dulkių debesis paverčia naujų žvaigždžių formavimosi centrais. Prasideda žiaurus, sprogus žvaigždžių formavimosi procesas, lydimas blyksnių, sprogimų ir siaubingai išsiplėtusių dulkių ir dujų čiurkšlių.

Tačiau grįžkime prie kaimynų. Antra arčiausiai mūsų esanti spiralinė galaktika yra M33. Jis yra trikampio žvaigždyne ir yra nutolęs nuo mūsų 2,4 milijono šviesmečių. Jo skersmuo yra 2 kartus mažesnis nei Paukščių Tako ir 4 kartus mažesnis nei Andromedos galaktikos. Jį galima pamatyti ir plika akimi, bet tik be mėnulio naktį ir už miesto ribų. Tai atrodo kaip blanki, miglota dėmė tarp α trikampio ir τ Žuvų.

Visos kitos mūsų artimiausioje aplinkoje esančios galaktikos yra nykštukinės elipsės ir netaisyklingos galaktikos. Iš arčiausiai mūsų esančių netaisyklingų galaktikų didžiausią susidomėjimą kelia dvi: Dideli ir maži Magelano debesys.

Magelano debesys yra mūsų Paukščių Tako galaktikos palydovai. Jie matomi ir plika akimi, nors tik pietiniame pusrutulyje. Didysis Magelano debesis yra Dorado žvaigždyne. Jis nuo mūsų nutolęs 170 tūkstančių šviesmečių (50 kiloparsekų), jo skersmuo – 20 tūkstančių šviesmečių, jame yra apie 30 milijardų žvaigždžių. Nepaisant netaisyklingos galaktikos, Didžiojo Magelano debesies struktūra panaši į susikertančių spiralinių galaktikų struktūrą. Jame yra visų tipų žvaigždės, kurios žinomos Paukščių Take. Dar vienas įdomus objektas buvo aptiktas Didžiajame Magelano debesyje – viename ryškiausių žinomų dujų-dulkių kompleksas apima 700 šviesmečių - Tarantulos ūkas, greito žvaigždžių formavimosi židinys.

Mažasis Magelano debesis yra 3 kartus mažesnis už Didįjį Magelano debesį ir taip pat primena sukryžiuotą spiralinę galaktiką. Jis yra Tucana žvaigždyne, šalia Dorado. Atstumas nuo mūsų iki šios galaktikos yra 210 tūkstančių šviesmečių (60 kiloparsekų).

Magelano debesys apsupti bendras apvalkalas iš neutralaus vandenilio, kuris vadinamas Magelano sistema.

Abu Magelano debesys yra aukos galaktinis kanibalizmas iš Paukščių Tako: gravitacinė mūsų Galaktikos įtaka jas palaipsniui naikina ir pritraukia šių galaktikų materiją. Vadinasi netaisyklingos formos Magelano debesys. Ekspertai mano, kad tai yra dviejų mažų galaktikų liekanos, kurios palaipsniui nyksta. Pasak astronomų, per ateinančius 10 milijardų metų Paukščių Takas visiškai sugers visą Magelano debesų medžiagą. Panašūs procesai vyksta tarp pačių Magelano debesų: dėl jų gravitacijos Didysis Magelano debesis „pavagia“ milijonus žvaigždžių iš Mažojo Magelano debesies. Galbūt šis faktas paaiškina didelį žvaigždžių formavimosi aktyvumą Tarantulos ūke: šis regionas yra būtent dujų srauto kelyje, kurį Didžiojo Magelano debesies gravitacija traukia iš Mažojo Magelano debesies.

Taigi, naudodamiesi pavyzdžiu, kas vyksta netoli mūsų Galaktikos, vėl galite įsitikinti, kad galaktikų susijungimas ir mažų galaktikų absorbcija didesnių yra visiškai įprastas reiškinys galaktikos gyvenime.

Mūsų galaktika, Andromedos galaktika ir trikampio galaktika sudaro galaktikų grupę, sujungtą viena su kita gravitacinė sąveika. Jie jai skambina Vietinė galaktikų grupė. Vietinės grupės dydis yra 1,5 megaparseko. Be trijų didelių spiralinių galaktikų, Vietinė grupė apima daugiau nei 50 nykštukinių ir netaisyklingų (formos) galaktikų. Taigi Andromedos galaktikoje yra mažiausiai 19 palydovinių galaktikų, o mūsų galaktikoje – 14 žinomų palydovų (2005 m.). Be jų, vietinei grupei priklauso ir kitos nykštukinės galaktikos, kurios nėra didelių galaktikų palydovai.