Galaktika më e afërt me atë diellore. Cilat galaktika janë fqinjët tanë më të afërt? Galaktika e Andromedës dhe Rruga e Qumështit: lëvizja drejt njëri-tjetrit

Shkencëtarët e kanë ditur prej disa kohësh se Galaktika e Rrugës së Qumështit nuk është e vetmja në Univers. Përveç galaktikës sonë, e cila është pjesë e Grupit Lokal - një koleksion prej 54 galaktikash dhe galaktikash xhuxh - ne jemi gjithashtu pjesë e një formacioni më të madh të njohur gjithashtu si Grumbulli i Galaktikave të Virgjëreshës. Pra, mund të themi se Rruga e Qumështit ka shumë fqinjë.

Nga këto, shumica e njerëzve besojnë se Galaxy Andromeda është fqinji ynë më i afërt galaktik. Por në të vërtetë, Andromeda është më e afërta spirale Galaxy, por jo fare Galaxy më i afërt. Ky dallim i përket formimit të asaj që është në të vërtetë brenda vetë Rrugës së Qumështit, një galaktikë xhuxh që njihet si Galaksi Xhuxh i madh i Canis (aka. Canis Major).

Ky formacion yjor ndodhet rreth 42,000 vite dritë nga qendra galaktike dhe vetëm 25,000 vite dritë nga sistemi ynë diellor. Kjo e vendos atë më afër nesh sesa qendra e galaktikës sonë, e cila është 30,000 vite dritë larg nga sistemi diellor.

Para zbulimit të tij, astronomët besonin se Galaxy Xhuxhi i Shigjetarit ishte formacioni më i afërt galaktik në vetvete. Në 70,000 vite dritë nga Toka, kjo galaktikë u identifikua në 1994 se ishte më afër nesh se Reja e Madhe e Magelanit, një galaktikë xhuxh 180,000 vite dritë larg që më parë mbante titullin e fqinjit tonë më të afërt.

Gjithçka ndryshoi në vitin 2003, kur galaktika xhuxh Canis Major u zbulua nga Two Micron Survey Survey (2MASS), një mision astronomik që u zhvillua midis 1997 dhe 2001.

Përdorimi i teleskopëve të vendosur në MT. Observatori Hopkins në Arizona (për Hemisferën Veriore) dhe në Observatorin Ndër-Amerikan në Kili në Hemisferën Jugore, astronomët ishin në gjendje të kryenin një studim gjithëpërfshirës të qiellit në dritën infra të kuqe, e cila nuk bllokohet nga gazi dhe pluhuri aq ashpër sa dritë e dukshme.

Për shkak të kësaj teknike, astronomët kanë qenë në gjendje të zbulojnë një densitet shumë domethënës të yjeve gjigantë të klasës M në qiell të zënë nga yjësia Canis Major, si dhe disa struktura të tjera të lidhura brenda këtij lloji ylli, dy prej të cilave kanë pamjen e harqe të gjera, me valë (siç shihet në imazhin e mësipërm).

Prevalenca e yjeve të klasit M është ajo që e bëri formimin të lehtë për t'u zbuluar. Këta "xhuxha të kuq" të ftohtë nuk janë shumë të shndritshëm në krahasim me klasat e tjera të yjeve dhe nuk mund të shihen as me sy të lirë. Sidoqoftë, ato shkëlqejnë shumë në infra të kuqe dhe u shfaqën në numër të madh.

Përveç përbërjes së saj, galaktika ka një formë gati eliptike dhe besohet se përmban po aq yje sa galaktika eliptike e xhuxhit të Shigjetarit, një pretendent i mëparshëm për galaktikën më të afërt me vendndodhjen tonë në Rrugën e Qumështit.

Përveç galaktikës xhuxh, pas saj janë të dukshme një varg i gjatë yjesh. Kjo strukturë komplekse unazore - nganjëherë e quajtur unaza Monoceros - deformohet rreth galaktikës tre herë. Dushi u zbulua për herë të parë në fillim të shekullit të 21-të nga astronomët që kryen anketën Sloan Digital Sky.

Ishte gjatë hetimit të kësaj unaze yjesh, dhe grupeve të vendosura ngushtë të grupimeve globulare të ngjashme me ato të lidhura me Galaktikën eliptike të Xhuxhit të Shigjetarit, që u zbulua Galaktika e Xhuxhit të Madh Canis.

Teoria aktuale është se kjo galaktikë është shkrirë (ose zhytur) në galaktikën e Rrugës së Qumështit. Grumbullime të tjera globulare që rrotullohen rreth qendrës së Rrugës së Qumështit si satelit - domethënë NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 dhe NGC 2808 - besohet se kanë qenë pjesë e galaktikës xhuxh të madh Canis përpara grumbullimit të saj.

Zbulimi i kësaj galaktike dhe analiza e mëvonshme e yjeve të lidhur me të, ofron një mbështetje për teorinë aktuale se galaktikat mund të rriten në madhësi duke gëlltitur fqinjët e tyre më të vegjël. Rruga e Qumështit u bë kjo që është tani, duke ngrënë galaktika të tjera si një qen i madh dhe vazhdon ta bëjë këtë edhe sot. Dhe meqenëse yjet Canis Major Dwarf Galaxy janë teknikisht tashmë pjesë e Rrugës së Qumështit, ajo është me përkufizim galaktika më e afërt me ne.

Astronomët gjithashtu besojnë se galaktikat xhuxh të qenve të mëdhenj janë në proces të tërheqjes nga fusha gravitacionale e galaktikës më masive të Rrugës së Qumështit. Trupi kryesor i galaktikës është tashmë jashtëzakonisht i degraduar dhe ky proces do të vazhdojë, duke udhëtuar përreth dhe në të gjithë galaktikën tonë. Gjatë grumbullimit, ai ka të ngjarë të përfundojë me Galaxy Xhuxhin e Madh që do të ruajë 1 miliard nga 200 deri në 400 miliardë yje që janë tashmë pjesë e Rrugës së Qumështit.

Para zbulimit të saj në vitin 2003, ishte galaktika eliptike xhuxh e Shigjetarit, e cila mbante pozicionin e galaktikës më të afërt me galaktikën tonë. 75,000 vite dritë larg. Kjo galaktikë xhuxh, e cila përbëhet nga katër grupime globulare me diametër rreth 10,000 vite dritë, u zbulua në vitin 1994. Para kësaj, Reja e Madhe e Magelanit mendohej të ishte fqinji ynë më i afërt.

Galaxy Andromeda (M31) është galaktika spirale më e afërt me ne. Edhe pse - gravitacionale - është e lidhur me Rrugën e Qumështit, ajo ende nuk është Galaktika më e afërt - 2 milionë vite dritë larg. Andromeda aktualisht po i afrohet galaktikës sonë me një shpejtësi prej rreth 110 kilometra në sekondë. Në rreth 4 miliardë vjet, Galaxy Andromeda pritet të bashkohet për të formuar një Super Galaxy.

GALAKSITË, "mjegullnajat ekstragalaktike" ose "universet ishullore", janë sisteme gjigante yjore që përmbajnë gjithashtu gaz dhe pluhur ndëryjor. Sistemi diellor është pjesë e galaktikës sonë - Rruga e Qumështit. E gjithë hapësira e jashtme, deri në kufijtë ku mund të depërtojnë teleskopët më të fuqishëm, është e mbushur me galaktika. Astronomët numërojnë të paktën një miliard prej tyre. Galaktika më e afërt ndodhet në një distancë prej rreth 1 milion vjet dritë nga ne. vjet (10 19 km), dhe galaktikat më të largëta të regjistruara nga teleskopët janë miliarda vite dritë larg. Studimi i galaktikave është një nga detyrat më ambicioze në astronomi.

Informacion historik. Galaktikat e jashtme më të ndritshme dhe më të afërta për ne - Retë e Magelanit - janë të dukshme me sy të lirë në hemisferën jugore të qiellit dhe ishin të njohura për arabët në shekullin e 11-të, si dhe galaktika më e ndritshme në hemisferën veriore - Mjegullnaja e madhe në Andromeda. Me rizbulimin e kësaj mjegullnaje në 1612 duke përdorur një teleskop nga astronomi gjerman S. Marius (1570–1624), filloi studimi shkencor i galaktikave, mjegullnajave dhe grupimeve të yjeve. Shumë mjegullnaja u zbuluan nga astronomë të ndryshëm në shekujt 17 dhe 18; atëherë ato konsideroheshin re të gazit të ndritshëm.

Ideja e sistemeve të yjeve përtej galaktikës u diskutua për herë të parë nga filozofët dhe astronomët e shekullit të 18-të: E. Swedenborg (1688–1772) në Suedi, T. Wright (1711–1786) në Angli, I. Kant (1724– 1804) në Prusi, I. .Lambert (1728–1777) në Alsace dhe W. Herschel (1738–1822) në Angli. Megjithatë, vetëm në çerekun e parë të shekullit të 20-të. ekzistenca e "universeve ishullore" u vërtetua pa mëdyshje kryesisht falë punës së astronomëve amerikanë G. Curtis (1872-1942) dhe E. Hubble (1889-1953). Ata vërtetuan se distancat me "mjegullnajat e bardha" më të ndritshme, dhe për këtë arsye më të afërta, tejkalojnë ndjeshëm madhësinë e galaktikës sonë. Gjatë periudhës nga 1924 deri në 1936, Hubble shtyu kufirin e kërkimit të galaktikave nga sistemet e afërta deri në kufirin e teleskopit 2.5 metra në Observatorin Mount Wilson, d.m.th. deri në disa qindra milionë vite dritë.

Në vitin 1929, Hubble zbuloi marrëdhënien midis distancës deri në një galaktikë dhe shpejtësisë së lëvizjes së saj. Kjo marrëdhënie, ligji i Hubble, është bërë baza vëzhguese e kozmologjisë moderne. Pas përfundimit të Luftës së Dytë Botërore, studimi aktiv i galaktikave filloi me ndihmën e teleskopëve të rinj të mëdhenj me amplifikues elektronik të dritës, makina matëse automatike dhe kompjuterë. Zbulimi i emetimit të radios nga galaktikat tona dhe të tjera dha një mundësi të re për të studiuar Universin dhe çoi në zbulimin e radiogalaktikave, kuazareve dhe manifestimeve të tjera të aktivitetit në bërthamat e galaktikave. Vëzhgimet ekstra-atmosferike nga raketat dhe satelitët gjeofizikë kanë bërë të mundur zbulimin e emetimit të rrezeve X nga bërthamat e galaktikave aktive dhe grupimeve të galaktikave.

Oriz. 1. Klasifikimi i galaktikave sipas Hubble

Katalogu i parë i "mjegullnajave" u botua në 1782 nga astronomi francez Charles Messier (1730-1817). Kjo listë përfshin si grupimet e yjeve dhe mjegullnajat e gazta të galaktikës sonë, si dhe objektet ekstragalaktike. Numrat e objekteve Messier përdoren edhe sot; për shembull, Messier 31 (M 31) është Mjegullnaja e famshme Andromeda, galaktika e madhe më e afërt e vëzhguar në yjësinë Andromeda.

Një studim sistematik i qiellit, i filluar nga W. Herschel në 1783, e çoi atë në zbulimin e disa mijëra mjegullnajave në qiellin verior. Kjo punë u vazhdua nga djali i tij J. Herschel (1792-1871), i cili bëri vëzhgime në hemisferën jugore në Kepin e Shpresës së Mirë (1834-1838) dhe u botua në 1864 Drejtoria e përgjithshme 5 mijë mjegullnaja dhe grupime yjesh. Në gjysmën e dytë të shekullit të 19-të. Këtyre objekteve iu shtuan ato të sapo zbuluara dhe J. Dreyer (1852–1926) botoi në 1888 Drejtoria e re e përbashkët (Katalogu i Ri i Përgjithshëm – NGC), duke përfshirë 7814 objekte. Me botimin në 1895 dhe 1908 të dy shtesë Indeksi i drejtorisë(IC) numri i mjegullnajave dhe grupimeve të yjeve i ka kaluar 13 mijë Emërtimi sipas katalogëve NGC dhe IC është bërë përgjithësisht i pranuar. Kështu, Mjegullnaja Andromeda është caktuar ose M 31 ose NGC 224. Një listë e veçantë e 1249 galaktikave më të shndritshme se magnituda e 13-të, bazuar në një vëzhgim fotografik të qiellit, u përpilua nga H. Shapley dhe A. Ames nga Observatori i Harvardit në 1932 .

Kjo vepër u zgjerua ndjeshëm nga botimet e para (1964), të dytë (1976) dhe të tretë (1991). Katalog abstrakt i galaktikave të ndritshme J. de Vaucouleurs dhe kolegët. Katalogë më të gjerë, por më pak të detajuar të bazuar në shikimin e pllakave fotografike të vëzhgimit të qiellit u botuan në vitet 1960 nga F. Zwicky (1898–1974) në SHBA dhe B.A Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) në BRSS. Ato përmbajnë përafërsisht. 30 mijë galaktika deri në magnitudë të 15-të. Një studim i ngjashëm i qiellit jugor u përfundua kohët e fundit duke përdorur kamerën Schmidt 1 metër të Observatorit Evropian Jugor në Kili dhe Kamerën Schmidt 1.2 metra të Britanisë së Madhe në Australi.

Ka shumë galaktika më të zbehta se magnituda 15 për të bërë një listë të tyre. Në vitin 1967, u publikuan rezultatet e një numërimi të galaktikave më të shndritshme se magnituda e 19-të (në veri të deklinacionit 20) të kryer nga C. Schein dhe K. Virtanen duke përdorur pllaka të astrografit 50 cm të Observatorit Lick. Kishte përafërsisht galaktika të tilla. 2 milionë, pa llogaritur ato që na fshihen nga rripi i gjerë i pluhurit të Rrugës së Qumështit. Dhe në vitin 1936, Hubble në Observatorin Mount Wilson numëroi numrin e galaktikave deri në magnitudën e 21-të në disa zona të vogla të shpërndara në mënyrë të barabartë në të gjithë sferën qiellore (në veri të deklinimit 30). Sipas këtyre të dhënave, në të gjithë qiellin ka më shumë se 20 milionë galaktika më të ndritshme se magnituda e 21-të.

Klasifikimi. Ka galaktika të formave, madhësive dhe shkëlqimeve të ndryshme; disa janë të izoluar, por shumica kanë fqinjë ose satelitë që ushtrojnë ndikim gravitacional mbi ta. Si rregull, galaktikat janë të qeta, por ato aktive gjenden shpesh. Në vitin 1925, Hubble propozoi një klasifikim të galaktikave bazuar në pamjen e tyre. Më vonë ajo u rafinua nga Hubble dhe Shapley, pastaj Sandage dhe në fund Vaucouleurs. Të gjitha galaktikat në të ndahen në 4 lloje: eliptike, thjerrëza, spirale dhe të parregullta.

Eliptike(E) galaktikat në fotografi kanë formën e elipsave pa kufij të mprehtë dhe detaje të qarta. Shkëlqimi i tyre rritet drejt qendrës. Këto janë elipsoidë rrotullues të përbërë nga yje të vjetër; forma e tyre e dukshme varet nga orientimi në vijën e shikimit të vëzhguesit. Kur vërehet nga skaji, raporti i gjatësisë së boshteve të shkurtër dhe të gjatë të elipsë arrin  5/10 (shënohet E5).

Oriz. 2. Eliptik Galaxy ESO 325-G004

Thjerrëzore(L ose S 0) galaktikat janë të ngjashme me ato eliptike, por, përveç përbërësit sferoidal, ato kanë një disk ekuatorial të hollë, që rrotullohet me shpejtësi, ndonjëherë me struktura në formë unaze si unazat e Saturnit. Galaktikat thjerrëzore të vëzhguara në skaje duken më të ngjeshura se ato eliptike: raporti i boshteve të tyre arrin 2/10.

Oriz. 2. Galaktika e gishtit (NGC 5866), një galaktikë thjerrëzore në yjësinë e Drakos.

Spirale(S) galaktikat gjithashtu përbëhen nga dy përbërës - sferoidal dhe i sheshtë, por me një strukturë spirale pak a shumë të zhvilluar në disk. Përgjatë sekuencës së nëntipave Sa, Sb, Sc, Sd(nga spirale "të hershme" në "të vonshme"), krahët spirale bëhen më të trashë, më komplekse dhe më pak të përdredhur, dhe sferoidi (kondensimi qendror, ose fryrje) zvogëlohet. Galaktikat spirale të skajshme nuk kanë krahë spirale të dukshme, por lloji i galaktikës mund të përcaktohet nga shkëlqimi relativ i fryrjes dhe diskut.

Oriz. 2. Një shembull i një galaktike spirale, Galaxy Pinwheel (Messier 101 ose NGC 5457)

E pasaktë(I) galaktikat janë dy llojesh kryesore: tipi Magelanik, d.m.th. lloji Retë Magelanik, duke vazhduar sekuencën e spiraleve nga Sm te Im, dhe tip jo Magellan I 0, që ka korsi pluhuri të errët kaotik në majë të një strukture sferoide ose disku si një spirale thjerrëzore ose e hershme.

Oriz. 2. NGC 1427A, një shembull i një galaktike të parregullt.

Llojet L Dhe S ndahen në dy familje dhe dy lloje në varësi të pranisë ose mungesës së një strukture lineare që kalon nëpër qendër dhe kryqëzon diskun ( bar), si dhe një unazë qendrore simetrike.

Oriz. 2. Modeli kompjuterik i galaktikës Rruga e Qumështit.

Oriz. 1. NGC 1300, një shembull i një galaktike spirale me hekura.

Oriz. 1. KLASIFIKIMI TRIDIMENSIONAL I GALAKSIVE. Llojet kryesore: E, L, S, I E vendosur në mënyrë sekuenciale nga Im te ; familjet e zakonshme A dhe kaloi B; lloj s

Dhe r Sb.

Ekzistojnë skema të tjera klasifikimi për galaktikat bazuar në detaje më të imta morfologjike, por një klasifikim objektiv i bazuar në matjet fotometrike, kinematike dhe radio nuk është zhvilluar ende.

Kompleksi.

Dy komponentë strukturorë - një sferoid dhe një disk - pasqyrojnë ndryshimin në popullsinë yjore të galaktikave, të zbuluara në vitin 1944 nga astronomi gjerman W. Baade (1893–1960). Popullsia I

, i pranishëm në galaktika të parregullta dhe krahë spirale, përmban gjigantë blu dhe supergjigantë të klasave spektrale O dhe B, supergjigantë të kuq të klasave K dhe M, dhe gaz dhe pluhur ndëryjor me rajone të ndritshme të hidrogjenit të jonizuar. Ai gjithashtu përmban yje të sekuencës kryesore me masë të ulët, të cilët janë të dukshëm pranë Diellit, por që nuk dallohen në galaktikat e largëta. Popullsia II

, i pranishëm në galaktikat eliptike dhe thjerrëzore, si dhe në rajonet qendrore të spiraleve dhe në grupimet globulare, përmban gjigantë të kuq nga klasa G5 në K5, nëngjigantë dhe ndoshta nënxhuxhë; Në të gjenden mjegullnaja planetare dhe vërehen shpërthime të reja (Fig. 3). Në Fig. Figura 4 tregon lidhjen midis llojeve (ose ngjyrave) spektrale të yjeve dhe shkëlqimit të tyre në popullata të ndryshme. Oriz. 3. POPULLSIA E YJEVE . Një fotografi e galaktikës spirale, Mjegullnaja Andromeda, tregon se gjigantët blu dhe supergjigantët e Popullsisë I janë të përqendruar në diskun e saj, dhe pjesa qendrore përbëhet nga yje të kuq të Popullsisë II. Satelitët e Mjegullnajës Andromeda janë gjithashtu të dukshme: galaktika NGC 205 ( poshtë) dhe M 32 (

majtas lart).

Yjet më të shndritshëm në këtë foto i përkasin Galaxy tonë.

Oriz. 4. DIAGRAM HERZSPRUNG-RUSSELL.  Matja e distancave në galaktikat e largëta bazohet në shkallën absolute të distancave me yjet e galaktikës sonë. Është instaluar në disa mënyra. Më themelore është metoda e paralaksave trigonometrike, e vlefshme deri në distanca 300 sv. vjet. Metodat e mbetura janë indirekte dhe statistikore; ato bazohen në studimin e lëvizjeve të duhura, shpejtësive radiale, shkëlqimit, ngjyrës dhe spektrit të yjeve. Mbi bazën e tyre, vlerat absolute të New dhe variablat e llojit RR Lyra dhe Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. Grumbullimet globulare, yjet më të shndritshëm dhe mjegullnajat emetuese të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti m dhe madhësinë e saj absolute M ; kjo vlerë ( m–M

) quhet "moduli i distancës së dukshme". Për të zbuluar distancën e vërtetë, ajo duhet të korrigjohet për thithjen e dritës nga pluhuri ndëryjor. Në këtë rast, gabimi zakonisht arrin 10-20%. Shkalla e distancës ekstragalaktike rishikohet herë pas here, që do të thotë se ndryshojnë edhe parametrat e tjerë të galaktikave që varen nga distanca. Në tabelë 1 tregon distancat më të sakta me grupet më të afërta të galaktikave sot. Distancat në galaktikat më të largëta, miliarda vite dritë larg, vlerësohen me saktësi të ulët nga zhvendosjet e tyre të kuqe ( shih më poshtë

Grup në furrë Shkëlqim. Matja e shkëlqimit të sipërfaqes së një galaktike jep shkëlqimin total të yjeve të saj për njësi të sipërfaqes. Ndryshimi i shkëlqimit të sipërfaqes me distancën nga qendra karakterizon strukturën e galaktikës.):

Sistemet eliptike, si më të rregulltit dhe simetrikët, janë studiuar më në detaje se të tjerët; në përgjithësi, ato përshkruhen nga një ligj i vetëm i ndriçimit (Fig. 5,. Matja e shkëlqimit të sipërfaqes së një galaktike jep shkëlqimin total të yjeve të saj për njësi të sipërfaqes. Ndryshimi i shkëlqimit të sipërfaqes me distancën nga qendra karakterizon strukturën e galaktikës. A Oriz. 5. SHPËRNDARJA E LUMINOSITETIT TË GALAKSIVE e) 1/4, ku lloj– largësia nga qendra, dhe lloj e është rrezja efektive, brenda së cilës gjendet gjysma e shkëlqimit total të galaktikës); b– galaktika thjerrëzore NGC 1553; V– tre galaktika spirale normale (pjesa e jashtme e secilës vijë është e drejtë, që tregon një varësi eksponenciale të shkëlqimit nga distanca).

Të dhënat mbi sistemet e thjerrëzave nuk janë aq të plota. b Profilet e tyre të ndriçimit (Fig. 5,

) ndryshojnë nga profilet e galaktikave eliptike dhe kanë tre rajone kryesore: bërthamën, thjerrëzën dhe mbështjellësin. Këto sisteme duket se janë të ndërmjetme midis elipsit dhe spirale. Sa Spiralet janë shumë të ndryshme, struktura e tyre është komplekse dhe nuk ka asnjë ligj të vetëm për shpërndarjen e shkëlqimit të tyre. Megjithatë, duket se për spirale të thjeshta larg bërthamës, shkëlqimi i sipërfaqes së diskut zvogëlohet në mënyrë eksponenciale drejt periferisë. Matjet tregojnë se shkëlqimi i krahëve spirale nuk është aq i madh sa duket kur shikon fotografitë e galaktikave. Sd Krahët shtojnë jo më shumë se 20% në shkëlqimin e diskut në dritën blu dhe dukshëm më pak në dritën e kuqe. Kontributi në shkëlqimin nga fryrja zvogëlohet nga V).

për të Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. Grumbullimet globulare, yjet më të shndritshëm dhe mjegullnajat emetuese të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti(Fig. 5, ; kjo vlerë ( Duke matur madhësinë e dukshme të galaktikës dhe madhësinë e saj absolute dhe përcaktimi i modulit të distancës së tij ( dhe madhësinë e saj absolute), llogarit vlerën absolute dhe madhësinë e saj absolute. dhe madhësinë e saj absolute Galaktikat më të ndritshme, duke përjashtuar kuazarët,

 22, d.m.th. shkëlqimi i tyre është pothuajse 100 miliardë herë më i madh se ai i Diellit. Dhe galaktikat më të vogla E vendosur në mënyrë sekuenciale nga Sc10, d.m.th. ndriçimi përafërsisht. 10 6 diellore. Shpërndarja e numrit të galaktikave sipas dhe madhësinë e saj absolute Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. Grumbullimet globulare, yjet më të shndritshëm dhe mjegullnajat emetuese të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti, i quajtur "funksioni i ndriçimit", është një karakteristikë e rëndësishme e popullsisë galaktike të Universit, por nuk është e lehtë të përcaktohet me saktësi. Sd vendosur në mënyrë sekuenciale nga Im Për galaktikat e zgjedhura në një madhësi të caktuar kufizuese të dukshme, funksioni i ndriçimit të secilit lloj veçmas nga

pothuajse Gaussian (në formë zile) me vlerë mesatare absolute në rrezet blu

= 18,5 dhe dispersion  0,8 (Fig. 6). Por galaktikat e tipit të vonë nga. Matja e shkëlqimit të sipërfaqes së një galaktike jep shkëlqimin total të yjeve të saj për njësi të sipërfaqes. Ndryshimi i shkëlqimit të sipërfaqes me distancën nga qendra karakterizon strukturën e galaktikës. dhe xhuxhët eliptikë janë më të zbehtë. b Për një kampion të plotë galaktikash në një vëllim të caktuar hapësire, për shembull në një grumbull, funksioni i ndriçimit rritet ndjeshëm me zvogëlimin e shkëlqimit, d.m.th. dhe madhësinë e saj absolute numri i galaktikave xhuxh është shumë herë më i madh se numri i galaktikave gjigante< -16.

Oriz. 6. FUNKSIONI I Shkëlqimit të GALAKSISË.

Meqenëse dendësia dhe shkëlqimi yjor i galaktikave gradualisht zbehet nga jashtë, çështja e madhësisë së tyre në fakt qëndron në aftësitë e teleskopit, në aftësinë e tij për të nxjerrë në pah shkëlqimin e dobët të rajoneve të jashtme të galaktikës kundër shkëlqimit të qiellit të natës. Teknologjia moderne bën të mundur regjistrimin e rajoneve të galaktikave me një shkëlqim më të vogël se 1% të shkëlqimit të qiellit; kjo është rreth një milion herë më e ulët se shkëlqimi i bërthamave galaktike. Sipas kësaj izofote (vijë me shkëlqim të barabartë), diametrat e galaktikave variojnë nga disa mijëra vjet dritë për sistemet xhuxh deri në qindra mijëra për ato gjigante. Si rregull, diametrat e galaktikave lidhen mirë me shkëlqimin e tyre absolut. Klasa dhe ngjyra spektrale. ; vendosur në mënyrë sekuenciale nga Spektrogrami i parë i galaktikës - Mjegullnaja Andromeda, e marrë në Observatorin e Potsdamit në 1899 nga Yu Scheiner (1858–1913), me linjat e saj të absorbimit i ngjan spektrit të Diellit. Hulumtimi masiv në spektrat e galaktikave filloi me krijimin e spektrografëve "të shpejtë" me shpërndarje të ulët (200-400 /mm); më vonë, përdorimi i amplifikatorëve elektronikë të ndriçimit të imazhit bëri të mundur rritjen e shpërndarjes në 20-100/mm. ; Vëzhgimet e Morganit në Observatorin Yerkes treguan se, pavarësisht përbërjes komplekse yjore të galaktikave, spektrat e tyre zakonisht janë afër spektrit të yjeve të një klase të caktuar nga Im K Sm; Sd, dhe ka një korrelacion të dukshëm midis spektrit dhe llojit morfologjik të galaktikës. Si rregull, spektri i klasës kanë galaktika të parregullta dhe spirale Sd; Sc. Sc Spiralet janë shumë të ndryshme, struktura e tyre është komplekse dhe nuk ka asnjë ligj të vetëm për shpërndarjen e shkëlqimit të tyre. Megjithatë, duket se për spirale të thjeshta larg bërthamës, shkëlqimi i sipërfaqes së diskut zvogëlohet në mënyrë eksponenciale drejt periferisë. Matjet tregojnë se shkëlqimi i krahëve spirale nuk është aq i madh sa duket kur shikon fotografitë e galaktikave. Sb Klasa e spektrit A–F Spiralet janë shumë të ndryshme, struktura e tyre është komplekse dhe nuk ka asnjë ligj të vetëm për shpërndarjen e shkëlqimit të tyre. Megjithatë, duket se për spirale të thjeshta larg bërthamës, shkëlqimi i sipërfaqes së diskut zvogëlohet në mënyrë eksponenciale drejt periferisë. Matjet tregojnë se shkëlqimi i krahëve spirale nuk është aq i madh sa duket kur shikon fotografitë e galaktikave. në spirale. Sb; Sa Kalimi nga shoqëruar me një ndryshim në spektrin nga; Spektrogrami i parë i galaktikës - Mjegullnaja Andromeda, e marrë në Observatorin e Potsdamit në 1899 nga Yu Scheiner (1858–1913), me linjat e saj të absorbimit i ngjan spektrit të Diellit. Hulumtimi masiv në spektrat e galaktikave filloi me krijimin e spektrografëve "të shpejtë" me shpërndarje të ulët (200-400 /mm); F ; F–G A; Spektrogrami i parë i galaktikës - Mjegullnaja Andromeda, e marrë në Observatorin e Potsdamit në 1899 nga Yu Scheiner (1858–1913), me linjat e saj të absorbimit i ngjan spektrit të Diellit. Hulumtimi masiv në spektrat e galaktikave filloi me krijimin e spektrografëve "të shpejtë" me shpërndarje të ulët (200-400 /mm);.

, dhe spirale  , sistemet thjerrëza dhe eliptike kanë spektra  G  .  Vërtetë, më vonë doli se rrezatimi i galaktikave të klasës spektrale  në fakt përbëhet nga një përzierje drite nga yjet gjigantë të llojeve spektrale  Përveç linjave të absorbimit, shumë galaktika kanë linja të dukshme emetimi, si mjegullnajat e emetimit të Rrugës së Qumështit. Zakonisht këto janë linja hidrogjeni të serisë Balmer, për shembull, H Sa Spiralet janë shumë të ndryshme, struktura e tyre është komplekse dhe nuk ka asnjë ligj të vetëm për shpërndarjen e shkëlqimit të tyre. Megjithatë, duket se për spirale të thjeshta larg bërthamës, shkëlqimi i sipërfaqes së diskut zvogëlohet në mënyrë eksponenciale drejt periferisë. Matjet tregojnë se shkëlqimi i krahëve spirale nuk është aq i madh sa duket kur shikon fotografitë e galaktikave. Im.

Për më tepër, intensiteti i linjave të emetimit të elementeve më të rëndë se hidrogjeni (N, O, S) dhe, me siguri, bollëku relativ i këtyre elementeve zvogëlohet nga bërthama në periferinë e galaktikave të diskut. Disa galaktika kanë linja jashtëzakonisht të forta emetimi në bërthamat e tyre. Në vitin 1943, K. Seifert zbuloi një lloj të veçantë galaktike me linja shumë të gjera hidrogjeni në bërthama, gjë që tregon aktivitetin e tyre të lartë. Shkëlqimi i këtyre bërthamave dhe spektri i tyre ndryshojnë me kalimin e kohës. Në përgjithësi, bërthamat e galaktikave Seyfert janë të ngjashme me kuazarët, megjithëse jo aq të fuqishëm. Përgjatë sekuencës morfologjike të galaktikave, indeksi integral i ngjyrës së tyre ndryshon ( B–V A), d.m.th. ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu dhe të verdhë

V

rrezet Indeksi mesatar i ngjyrave të llojeve kryesore të galaktikave është si më poshtë:

Në këtë shkallë, 0.0 korrespondon me të bardhën, 0.5 me të verdhë dhe 1.0 me të kuqërremtë. Fotometria e detajuar zakonisht zbulon se ngjyra e një galaktike ndryshon nga thelbi në skaj, duke treguar një ndryshim në përbërjen yjore. Shumica e galaktikave janë më blu në rajonet e tyre të jashtme sesa në bërthamat e tyre; Kjo është shumë më e dukshme në spirale sesa në eliptike, pasi disqet e tyre përmbajnë shumë yje të rinj blu.  / = ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu lloj Galaktikat e parregullta, të cilave zakonisht u mungojnë bërthamat, janë shpesh më blu në qendër sesa në skaj. Rrotullimi dhe masa. Rrotullimi i galaktikës rreth një boshti që kalon përmes qendrës çon në një ndryshim në gjatësinë valore të vijave në spektrin e saj: linjat nga rajonet e galaktikës që na afrohen zhvendosen në pjesën vjollce të spektrit dhe nga rajonet që tërhiqen në të kuqe. (Fig. 7). Sipas formulës Doppler, ndryshimi relativ në gjatësinë e valës së linjës është /c ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu lloj, Ku ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu dhe madhësinë e saj absolute c lloj dhe madhësinë e saj absoluteështë shpejtësia e dritës, dhe ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu dhe madhësinë e saj absolute– shpejtësia radiale, d.m.th. komponenti i shpejtësisë së burimit përgjatë vijës së shikimit. lloj dhe madhësinë e saj absolute Periudhat e rrotullimit të yjeve rreth qendrave të galaktikave janë qindra miliona vjet, dhe shpejtësia e lëvizjes së tyre orbitale arrin 300 km/s. Zakonisht shpejtësia e rrotullimit të diskut arrin vlerën e saj maksimale (

) në një distancë nga qendra (), dhe më pas zvogëlohet (Fig. 8). Pranë galaktikës sonë = 230 km/s në distancë= 40 mijë St. vite nga qendra: Oriz. 7. VIJAT SPEKTRALE TË GALAKSISË, duke u rrotulluar rreth një boshti N, kur çarja e spektrografit është e orientuar përgjatë boshtit ab.

Vija nga skaji që largohet i galaktikës ( b ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu) është devijuar drejt anës së kuqe (R), dhe nga buza që afrohet ( ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu a ) – në ultravjollcë (UV). Oriz. 8. KORBA E RROTHIMIT TË GALAKSIVE

Linjat e thithjes dhe linjat e emetimit në spektrat e galaktikave kanë të njëjtën formë, prandaj, yjet dhe gazi në disk rrotullohen me të njëjtën shpejtësi në të njëjtin drejtim.

Kur, nga vendndodhja e korsive të errëta të pluhurit në disk, ne mund të kuptojmë se cila skaj i galaktikës është më afër nesh, mund të zbulojmë drejtimin e kthesës së krahëve spirale: në të gjitha galaktikat e studiuara ato janë të vonuara, d.m.th. duke u larguar nga qendra, krahu përkulet në drejtim të kundërt me rrotullimin e drejtimit. dhe madhësinë e saj absolute = Analiza e kurbës së rrotullimit na lejon të përcaktojmë masën e galaktikës. Në rastin më të thjeshtë, duke barazuar forcën e gravitetit me forcën centrifugale, marrim masën e galaktikës brenda orbitës së yllit: lloj 2 /shoqëruar me një ndryshim në spektrin nga Rrotullimi dhe masa. shoqëruar me një ndryshim në spektrin nga rV L- konstante e gravitetit. Analiza e lëvizjes së yjeve periferikë ju lejon të vlerësoni masën totale. Galaktika jonë ka një masë prej përafërsisht. 210 11 masa diellore, për Mjegullnajën Andromeda 410 11, për Renë e Madhe të Magelanit – 1510 9 . Masat e galaktikave të diskut janë afërsisht proporcionale me shkëlqimin e tyre (), pra relacioni Masat e galaktikave të diskut janë afërsisht proporcionale me shkëlqimin e tyre ( M/L

kanë pothuajse të njëjtat dhe për shkëlqimin në rrezet blu të barabartë   5 në njësi të masës dhe shkëlqimit diellor. Masa e një galaktike sferoide mund të vlerësohet në të njëjtën mënyrë, duke marrë në vend të shpejtësisë së rrotullimit të diskut shpejtësinë e lëvizjes kaotike të yjeve në galaktikë ( dhe madhësinë e saj absolute  ) – në ultravjollcë (UV).  5 në njësi të masës dhe shkëlqimit diellor. 2 /shoqëruar me një ndryshim në spektrin nga Rrotullimi dhe masa. ) – në ultravjollcë (UV). v

), e cila matet me gjerësinë e vijave spektrale dhe quhet dispersion i shpejtësisë:– rrezja e galaktikës (teorema virale).  Shpejtësia e shpërndarjes së yjeve në galaktikat eliptike është zakonisht nga 50 në 300 km/s, dhe masat nga 10 9 masa diellore në sistemet xhuxh deri në 10 12 në ato gjigante. Rrotullimi i galaktikës rreth një boshti që kalon përmes qendrës çon në një ndryshim në gjatësinë valore të vijave në spektrin e saj: linjat nga rajonet e galaktikës që na afrohen zhvendosen në pjesën vjollce të spektrit dhe nga rajonet që tërhiqen në të kuqe. (Fig. 7). Sipas formulës Doppler, ndryshimi relativ në gjatësinë e valës së linjës është / Emetimet e radios  Rruga e Qumështit u zbulua nga K. Jansky në vitin 1931. Harta e parë radio e Rrugës së Qumështit u mor nga G. Reber në vitin 1945. Ky rrezatim vjen në një gamë të gjerë gjatësi vale   1 cm), dhe quhet "i vazhdueshëm". Disa procese fizike janë përgjegjëse për të, më e rëndësishmja prej të cilave është rrezatimi sinkrotron nga elektronet ndëryjore që lëvizin pothuajse me shpejtësinë e dritës në një fushë magnetike të dobët ndëryjore. Në vitin 1950, emetimi i vazhdueshëm në një gjatësi vale prej 1.9 m u zbulua nga R. Brown dhe K. Hazard (Jodrell Bank, Angli) nga Mjegullnaja Andromeda, dhe më pas nga shumë galaktika të tjera. Galaktikat normale, si e jona ose M 31, janë burime të dobëta të valëve të radios. Ata lëshojnë pothuajse një të miliontën e fuqisë së tyre optike në rrezen e radios. Por në disa galaktika të pazakonta ky rrezatim është shumë më i fortë. "Galaktikat radio" më të afërta Virgjëresha A (M 87), Centauri A (NGC 5128) dhe Perseus A (NGC 1275) kanë një ndriçim radio prej 10 –4 10 –3 të asaj optike. Dhe për objekte të rralla, siç është galaktika radio Cygnus A, ky raport është afër unitetit. Vetëm pak vite pas zbulimit të këtij burimi të fuqishëm radioje u bë e mundur të gjehej një galaktikë e zbehtë e lidhur me të.

Shumë burime radio të zbehta, ndoshta të lidhura me galaktika të largëta, nuk janë identifikuar ende me objekte optike.

> Galaktika më e afërt me ne Cila galaktikë është më afër Rrugës së Qumështit:

spirale Andromeda, galaktika xhuxh Canis Major, distanca, harta galaktike, studim me foto.

Vlen të kuptohet se galaktika jonë nuk është unike për sa i përket formimit të saj. Kjo do të thotë, ka shumë më tepër të ngjashme, të bashkuar në grupe specifike. Rruga e Qumështit është e mbrojtur nga Grupi Lokal (54 galaktika), i cili është pjesë e. Pra nuk jemi vetëm.

Shumë besojnë se galaktika e Andromedës është më e afërta, sepse ajo dhe Rruga e Qumështit po kalojnë një proces përplasjeje dhe bashkimi. Por duke folur më shkencërisht, ky është përfaqësuesi më i afërt i tipit spirale. Fakti është se xhuxhi u zbulua jo shumë kohë më parë, kështu që është koha të rishikoni njohuritë tuaja.

Cila galaktikë është më afër

Aktualisht, Galaxy Canis Major Xhuxhi është galaktika më e afërt me Rrugën e Qumështit. Është 42,000 vite dritë nga qendra dhe 25,000 vite dritë nga sistemi.

Karakteristikat e galaktikës më të afërt me ne

Gjatë studimit të unazës, kjo galaktikë xhuxh u zbulua në Canis Major. Besohet se ajo ishte "ngrënë". Dhe grupimet globulare afër qendrës së saj (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 dhe NGC 2808) dikur i përkisnin galaktikës së zhytur.

Shembuj të bashkimeve galaktike të kapur nga teleskopi Hubble

Zbulimi i galaktikës më të afërt me Tokën

Para kësaj, besohej se Galaktika eliptike Xhuxh (70,000 vjet dritë nga Toka) ishte në vendin e parë për sa i përket afërsisë. Kjo është më afër se (180,000 vjet).

Galaktika xhuxh në Canis Major u shfaq për herë të parë në 2003. Astronomët skanuan 70% të qiellit duke përdorur "All-Sky Survey" dhe gjetën afërsisht 5700 burime qiellore të rrezatimit infra të kuq. Teknologjia infra të kuqe është tepër e rëndësishme sepse drita e kuqe nuk bllokohet nga gazi dhe pluhuri. Kështu, ishte e mundur të gjendeshin shumë gjigantë të tipit M në yjësinë Canis Major. Disa struktura formuan harqe të dobëta.

Numri i madh i yjeve të tipit M ishte arsyeja pse u gjet shtresa. Xhuxhët e kuq me temperatura të ulëta janë inferiorë në shkëlqim, kështu që ata nuk mund të shihen pa përdorimin e teknologjisë. Por ato janë qartë të dukshme në rrezen infra të kuqe.

Të dhënat nxitën idenë se galaktikat mund të rriten duke konsumuar fqinjë më të vegjël. Kështu, u shfaq galaktika jonë Rruga e Qumështit, e cila vazhdon ta bëjë këtë edhe tani. Dhe duke qenë se yjet e dikurshëm të Galaxy Xhuxhi në Canis Major tani janë tanët, mund të themi se është më i afërti.

Ish-fituesi u gjet në vitin 1994 (xhuxhi në Shigjetar). Ndër ato spirale më të afërta është (M31), e cila po nxiton drejt nesh me një nxitim 110 km/s. Në 4 miliardë vite dritë, do të ndodhë një bashkim.

Çfarë e pret galaktikën më afër nesh?

Tani e dini se galaktika më e afërt me Rrugën e Qumështit është galaktika xhuxh në Canis Major. Por çfarë do të ndodhë me të? Shkencëtarët besojnë se ai përfundimisht do të copëtohet nga forca gravitacionale e Rrugës së Qumështit. Vihet re se trupi i saj kryesor tashmë është deformuar dhe nuk ndalet. Rritja do të përfundojë me bashkimin e plotë të objekteve, duke transferuar 1 miliard yje në galaktikën tonë për t'i shtuar 200-400 miliardë që kaluan më parë. Kështu që distanca e shkurtër deri në galaktikën më të afërt luajti një shaka mizore me të.

Nga sistemet e mëdha të yjeve aty pranë, mjegullnaja Andromeda (M31) është një galaktikë spirale 2.6 herë më e madhe në madhësi se shtëpia jonë, galaktika e Rrugës së Qumështit: diametri i saj është 260 mijë vjet dritë. Mjegullnaja e Andromedës ndodhet në një distancë prej 2.5 milionë vitesh dritë (772 kiloparseks) nga ne, dhe masa e saj është 300 miliardë masa diellore. Ai përbëhet nga rreth një trilion yje (për krahasim: Rruga e Qumështit përmban rreth 100 miliardë yje).

Mjegullnaja e Andromedës është objekti kozmik më i largët nga ne që mund të vërehet në qiellin me yje (hemisferën veriore) me sy të lirë, madje edhe në kushtet e dritës urbane - duket si një ovale e ndritur e turbullt. Duhet mbajtur mend se për shkak të faktit se dritës nga galaktika e Andromedës i duhen 2.5 milionë vjet për të arritur tek ne, ne e shohim atë siç ishte 2.5 milionë vjet më parë dhe nuk e dimë se si duket tani.

Astronomët kanë zbuluar se Galaxy Andromeda dhe Galaktika jonë po i afrohen njëri-tjetrit me një shpejtësi prej 100-140 km/s. Në rreth 3-4 miliardë vjet, ndoshta ata do të përplasen dhe më pas do të bashkohen në një galaktikë gjigante. Ne nxitojmë të sigurojmë ata që janë të shqetësuar për fatin e sistemit diellor si rezultat i kësaj përplasjeje: me shumë mundësi nuk do të ketë asnjë ndikim në Diell dhe planetë. Proceset e bashkimit galaktik nuk shoqërohen me përplasje katastrofike yjore, pasi distancat midis yjeve janë shumë të mëdha në krahasim me madhësinë e vetë yjeve.

Megjithatë, nuk duhet menduar se procesi i bashkimit të galaktikave, i shtrirë në miliona vjet, ndodh pa efekte dramatike. Kur dy galaktika i afrohen njëra-tjetrës, retë e gazit ndëryjor vijnë në kontakt së pari. Për shkak të ndërhyrjes së shpejtë, dendësia e tyre rritet ndjeshëm, ato nxehen dhe presioni në rritje i kthen këto re gazi dhe pluhuri në qendra për formimin e yjeve të rinj. Fillon një proces i dhunshëm, shpërthyes i formimit të yjeve, i shoqëruar nga shpërthime, shpërthime dhe nxjerrje të avionëve të zgjatur monstruozisht të pluhurit dhe gazit.

Megjithatë, le të kthehemi te fqinjët tanë. Galaktika e dytë spirale më e afërt me ne është M33. Ndodhet në yjësinë Triangulum dhe është 2.4 milionë vite dritë larg nesh. Diametri i saj është 2 herë më i vogël se Rruga e Qumështit dhe 4 herë më i vogël se Galaktika e Andromedës. Mund të shihet edhe me sy të lirë, por vetëm në një natë pa hënë dhe jashtë qytetit. Duket si një njollë e zbehtë dhe me mjegull midis α Triangulum dhe τ Peshqve.

Të gjitha galaktikat e tjera në mjedisin tonë të afërt janë galaktika xhuxh eliptike dhe të parregullta. Nga galaktikat e parregullta më të afërta me ne, dy janë me interes më të madh: Retë e mëdha dhe të vogla të Magelanit.

Retë e Magelanit janë satelitë të galaktikës sonë të Rrugës së Qumështit. Ato janë të dukshme edhe me sy të lirë, edhe pse vetëm në hemisferën jugore. Reja e Madhe e Magelanit ndodhet në konstelacionin Doradus. Është 170 mijë vite dritë larg nesh (50 kiloparsekë), diametri i tij është 20 mijë vite dritë dhe përmban rreth 30 miliardë yje. Pavarësisht se është një galaktikë e parregullt, Reja e Madhe e Magelanit ka një strukturë të ngjashme me atë të galaktikave spirale të kryqëzuara. Ai përmban të gjitha llojet e yjeve që njihen në Rrugën e Qumështit. Një tjetër objekt interesant u zbulua në Renë e Madhe të Magelanit - një nga komplekset më të ndritura të njohura të gazit dhe pluhurit me një gjatësi prej 700 vite dritë - Mjegullnaja e Tarantulës, një vatër e formimit të shpejtë të yjeve.

Reja e Vogël e Magelanit është 3 herë më e vogël se Reja e Madhe e Magelanit dhe gjithashtu i ngjan një galaktike spirale të kryqëzuar. Ndodhet në yjësinë Tucana, pranë Dorados. Distanca nga ne në këtë galaktikë është 210 mijë vite dritë (60 kiloparsekë).

Retë e Magelanit janë të rrethuara nga një guaskë e zakonshme e hidrogjenit neutral, e cila quhet Sistemi Magelanik.

Të dy retë e Magelanit janë viktima kanibalizmi galaktik nga Rruga e Qumështit: ndikimi gravitacional i Galaxy tonë gradualisht i shkatërron ato dhe tërheq lëndën e këtyre galaktikave. Prandaj forma e parregullt e Reve të Magelanit. Ekspertët besojnë se këto janë mbetjet e dy galaktikave të vogla në procesin e zhdukjes graduale. Sipas astronomëve, në 10 miliardë vitet e ardhshme Rruga e Qumështit do të thithë plotësisht të gjithë materialin e Reve të Magelanit. Procese të ngjashme ndodhin midis vetë reve të Magelanit: për shkak të gravitetit të tyre, Reja e Madhe e Magelanit "vjedh" miliona yje nga Reja e Vogël e Magelanit. Ndoshta ky fakt shpjegon aktivitetin e lartë të formimit të yjeve në Mjegullnajën e Tarantulës: ky rajon është pikërisht në rrugën e rrjedhës së gazit që graviteti i Resë së Madhe të Magelanit tërheq nga Reja e Vogël e Magelanit.

Kështu, duke përdorur shembullin e asaj që po ndodh në afërsi të galaktikës sonë, përsëri mund të bindeni se bashkimi i galaktikave dhe thithja e galaktikave të vogla nga ato më të mëdha është një fenomen krejtësisht i zakonshëm në jetën galaktike.

Galaktika jonë, galaktika e Andromedës dhe galaktika e trekëndëshit formojnë një grup galaktikash të lidhura nga ndërveprimi gravitacional. Ata e thërrasin atë Grupi lokal i galaktikave. Madhësia e Grupit Lokal është 1.5 megaparsek. Përveç tre galaktikave të mëdha spirale, Grupi Lokal përfshin më shumë se 50 galaktika xhuxhë dhe të parregullt (në formë). Kështu, Galaxy Andromeda ka të paktën 19 galaktika satelitore, dhe Galaxy ynë ka 14 satelitë të njohur (që nga viti 2005). Përveç tyre, Grupi Lokal përfshin galaktika të tjera xhuxh që nuk janë satelitë të galaktikave të mëdha.

Fjalori i madh enciklopedik

Mjegullnaja ekstragalaktike ose universet ishullore, sisteme gjigante yjore që përmbajnë gjithashtu gaz dhe pluhur ndëryjor. Sistemi diellor është pjesë e galaktikës sonë të Rrugës së Qumështit. E gjithë hapësira e jashtme deri në kufijtë ku mund të depërtojnë... ... Enciklopedia e Collier

Sisteme yjore gjigande (deri në qindra miliarda yje); Këto përfshijnë, në veçanti, Galaxy tonë. Galaktikat ndahen në eliptike (E), spirale (S) dhe të parregullta (Ir). Galaktikat më të afërta me ne janë Retë e Magelanit (Ir) dhe mjegullnaja... ... Fjalor Enciklopedik

Sisteme gjigante yjore, të ngjashme me sistemin tonë yjor Galaxy (Shih Galaxy), i cili përfshin sistemin diellor. (Termi "galaktika", ndryshe nga termi "Galaxy", shkruhet me shkronjë të vogël.) Emri i vjetëruar G. ... ...

Sisteme yjore gjigande (deri në qindra miliarda yje); Këto përfshijnë, në veçanti, Galaxy tonë. Galaktikat ndahen në eliptike (E), spirale (S) dhe të parregullta (Ir). Galaktikat më të afërta me ne janë Retë e Magelanit (Ir) dhe mjegullnaja... ... Fjalor Astronomik

Galaktikat- sisteme gjigante yjesh me numrin e yjeve nga dhjetëra në qindra miliarda secili. Vlerësimet moderne japin rreth 150 milionë galaktika në Metagalaksinë e njohur për ne. Galaktikat ndahen në eliptike (të shënuara në astronomi me shkronjën E),... ... Fillimet e shkencës moderne natyrore

Sisteme yjore gjigande (deri në qindra miliarda yje); Këto përfshijnë, në veçanti, Galaxy tonë. G. ndahen në eliptike. (E), spirale (S) dhe e parregullt (Ir). Më të afërt me ne janë Retë G. Magelanic (Ir) dhe Mjegullnaja Andromeda (S). G.…… Shkenca natyrore. Fjalor Enciklopedik

Galaxy Whirlpool (M51) dhe sateliti i tij NGC 5195. Fotografi e Observatorit Kitt Peak. Galaktikat ndërvepruese janë galaktika të vendosura mjaft afër në hapësirë, saqë graviteti i ndërsjellë është i rëndësishëm në ... Wikipedia

Sistemet yjore që ndryshojnë në formë nga ato spirale dhe eliptike duke qenë kaotike dhe të rreckosura. Ndonjëherë ka N. g., që nuk kanë formë të qartë, janë amorfe. Ato përbëhen nga yje të përzier me pluhur, ndërsa shumica N. g.... ... Enciklopedia e Madhe Sovjetike

- ... Wikipedia

libra

• Galaktikat, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Libri i katërt në serinë "Astronomia dhe Astrofizika" përmban një pasqyrë të ideve moderne rreth sistemeve gjigante yjore - galaktikat. Ai tregon për historinë e zbulimit të galaktikave, për...
• Galaktikat, Surdin V.G.. Libri i katërt në serinë "Astronomia dhe Astrofizika" përmban një përmbledhje të ideve moderne rreth sistemeve gjigante yjore - galaktikat. Ai tregon për historinë e zbulimit të galaktikave, për...