Güneşe en yakın galaksi. En yakın komşularımız hangi galaksilerdir? Andromeda Galaksisi ve Samanyolu: birbirlerine doğru hareket ediyor

Bilim adamları bir süredir Samanyolu Galaksisinin Evrendeki tek Galaksi olmadığını biliyorlardı. 54 gökada ve cüce gökadadan oluşan Yerel Grup'un bir parçası olan gökadamıza ek olarak, Başak Gökada Kümesi olarak da bilinen daha büyük bir oluşumun da parçasıyız. Yani Samanyolu'nun birçok komşusu olduğunu söyleyebiliriz.

Bunlardan çoğu insan Andromeda Galaksisinin en yakın galaktik komşumuz olduğuna inanıyor. Ama gerçekte Andromeda en yakın olanıdır sarmal Galaksi, ama en yakın Galaksi değil. Bu ayrım, aslında Samanyolu'nun içinde bulunan, Büyük Köpek Cüce Galaksı (diğer adıyla Canis Major) olarak bilinen bir cüce Galaksi'nin oluşumuyla ilgilidir.

Bu yıldız oluşumu galaktik merkezden yaklaşık 42.000 ışıkyılı uzaklıkta ve güneş sistemimizden sadece 25.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Bu da onu bize güneş sisteminden 30.000 ışıkyılı uzaklıktaki kendi galaksimizin merkezinden daha yakın hale getiriyor.

Keşfedilmeden önce gökbilimciler Yay Cüce Gökadasının bize en yakın galaktik oluşum olduğuna inanıyorlardı. Dünya'dan 70.000 ışıkyılı uzaklıktaki bu Galaksinin, 1994 yılında bize, daha önce en yakın komşumuz unvanını taşıyan, 180.000 ışıkyılı uzaklıktaki bir cüce galaksi olan Büyük Macellan Bulutu'ndan daha yakın olduğu tespit edildi.

Her şey 2003 yılında, 1997 ile 2001 yılları arasında gerçekleştirilen astronomik bir görev olan İki Mikron Araştırma Araştırması (2MASS) tarafından cüce gökada Canis Major'un keşfedilmesiyle değişti.

MT'de bulunan teleskopları kullanma. Arizona'daki Hopkins Gözlemevi (Kuzey Yarımküre için) ve Güney Yarımküre'deki Şili'deki Inter-American Gözlemevi'nde gökbilimciler, gaz ve toz tarafından o kadar şiddetli şekilde engellenmeyen kızılötesi ışıkta gökyüzünün kapsamlı bir araştırmasını yürütmeyi başardılar. görünür ışık.

Bu teknik sayesinde gökbilimciler, Canis Major takımyıldızı tarafından işgal edilen gökyüzünde M sınıfı dev yıldızların çok önemli bir yoğunluğunu ve ayrıca bu tür bir yıldızın içindeki diğer birkaç ilişkili yapıyı tespit edebildiler; bunlardan ikisi geniş, baygın yaylar (yukarıdaki resimde görüldüğü gibi).

M sınıfı yıldızların yaygınlığı, oluşumun tespit edilmesini kolaylaştırdı. Bu soğuk "kırmızı cüceler" diğer yıldız sınıflarıyla karşılaştırıldığında çok parlak değildir ve çıplak gözle bile görülemezler. Ancak kızılötesinde çok parlak bir şekilde parlıyorlar ve çok sayıda ortaya çıkıyorlar.

Kompozisyonuna ek olarak, galaksinin neredeyse eliptik bir şekli var ve Samanyolu'ndaki konumumuza en yakın galaksi için daha önce yarışan Yay cüce eliptik galaksisi kadar yıldız içerdiğine inanılıyor.

Cüce galaksinin yanı sıra, onun arkasında uzun bir yıldız dizisi de görülüyor. Bazen Monoceros halkası olarak da adlandırılan bu karmaşık halka yapısı, galaksinin etrafında üç kez bükülür. Duş ilk olarak 21. yüzyılın başlarında Sloan Dijital Gökyüzü Araştırmasını yürüten gökbilimciler tarafından keşfedildi.

Bu yıldız halkasının ve Yay Cüce Eliptik Gökadası ile ilişkili olanlara benzer yakın aralıklı küresel küme gruplarının incelenmesi sırasında Büyük Köpek Cüce Gökadası keşfedildi.

Mevcut teori, bu galaksinin Samanyolu Galaksisi ile kaynaştığı (veya absorbe edildiği) yönündedir. Samanyolu'nun merkezi etrafında bir uydu olarak dönen diğer küresel kümelerin - yani NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 ve NGC 2808'in - toplanmadan önce Büyük Köpek Cüce Gökadası'nın bir parçası olduğuna inanılıyor.

Bu galaksinin keşfi ve onunla ilişkili yıldızların daha sonra analiz edilmesi, galaksilerin daha küçük komşularını yutarak boyutlarının büyüyebileceği yönündeki mevcut teoriye bir miktar destek sağlıyor. Samanyolu şimdiki haline geldi, diğer galaksileri büyük bir köpek gibi yiyordu ve bugün de bunu yapmaya devam ediyor. Ve Büyük Köpek Cüce Gökadası yıldızları teknik olarak zaten Samanyolu'nun bir parçası olduğundan, tanımı gereği bize en yakın Gökadadır.

Gökbilimciler aynı zamanda büyük köpek cüce gökadalarının, daha büyük kütleli Samanyolu gökadasının çekim alanı tarafından çekilme sürecinde olduğuna inanıyor. Galaksinin ana gövdesi zaten aşırı derecede bozulmuş durumda ve bu süreç Galaksimizin etrafında ve boyunca seyahat ederek devam edecek. Yığılma sırasında, Büyük Canis Cüce Gökadası'nın, halihazırda Samanyolu'nun bir parçası olan 200 ila 400 milyar yıldızdan 1 milyarını depolaması muhtemeldir.

2003 yılındaki keşfinden önce, bizimkine en yakın galaksi konumunda olan Yay cüce eliptik galaksisiydi. 75.000 ışıkyılı uzaklıkta. Çapı yaklaşık 10.000 ışıkyılı olan dört küresel kümeden oluşan bu cüce gökada, 1994 yılında keşfedildi. Bundan önce Büyük Macellan Bulutu'nun en yakın komşumuz olduğu düşünülüyordu.

Andromeda Gökadası (M31) bize en yakın sarmal gökadadır. Her ne kadar yerçekimsel olarak Samanyolu'na bağlı olsa da, hâlâ en yakın galaksi değil (2 milyon ışıkyılı uzaklıkta). Andromeda şu anda galaksimize saniyede yaklaşık 110 kilometre hızla yaklaşıyor. Yaklaşık 4 milyar yıl içinde Andromeda Galaksisinin birleşerek tek bir Süper Galaksi oluşturması bekleniyor.

GALAXİLER, "galaksi dışı bulutsular" veya "ada evrenleri", yıldızlararası gaz ve toz da içeren dev yıldız sistemleridir. Güneş sistemi Galaksimizin bir parçasıdır - Samanyolu. En güçlü teleskopların bile nüfuz edebileceği sınırlara kadar uzayın tamamı galaksilerle doludur. Gökbilimciler bunların en az bir milyarını sayıyor. En yakın galaksi bizden yaklaşık 1 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunmaktadır. yıl (10 19 km) ve teleskoplarla kaydedilen en uzak galaksiler milyarlarca ışık yılı uzaktadır. Galaksilerin incelenmesi astronominin en iddialı görevlerinden biridir.

Tarihsel bilgi. Bize en yakın ve en parlak dış galaksiler - Macellan Bulutları - gökyüzünün güney yarımküresinde çıplak gözle görülebilmektedir ve 11. yüzyılda Araplar tarafından ve ayrıca kuzey yarımküredeki en parlak galaksi - Andromeda'daki Büyük Bulutsu. Bu bulutsunun 1612 yılında Alman gökbilimci S. Marius (1570–1624) tarafından teleskop kullanılarak yeniden keşfedilmesiyle galaksiler, bulutsular ve yıldız kümeleri üzerine bilimsel çalışmalar başladı. 17. ve 18. yüzyıllarda çeşitli gökbilimciler tarafından birçok bulutsu keşfedildi; daha sonra parlak gaz bulutları olarak kabul edildiler.

Galaksinin ötesindeki yıldız sistemleri fikri ilk olarak 18. yüzyılın filozofları ve gökbilimcileri tarafından tartışıldı: İsveç'te E. İsveçborg (1688–1772), İngiltere'de T. Wright (1711–1786), I. Kant (1724–1724– 1804) Prusya'da, I. Lambert (1728–1777) Alsas'ta ve W. Herschel (1738–1822) İngiltere'de. Ancak yalnızca 20. yüzyılın ilk çeyreğinde. “Ada Evrenlerinin” varlığı, esas olarak Amerikalı gökbilimciler G. Curtis (1872–1942) ve E. Hubble'ın (1889–1953) çalışmaları sayesinde kesin olarak kanıtlandı. En parlak ve dolayısıyla en yakın "beyaz bulutsulara" olan mesafelerin Galaksimizin boyutunu önemli ölçüde aştığını kanıtladılar. 1924'ten 1936'ya kadar olan dönemde Hubble, yakındaki sistemlerden galaksi araştırmalarının sınırlarını Mount Wilson Gözlemevi'ndeki 2,5 metrelik teleskopun sınırına kadar zorladı; birkaç yüz milyon ışık yılına kadar.

1929'da Hubble, bir galaksinin uzaklığı ile hareket hızı arasındaki ilişkiyi keşfetti. Hubble yasası olan bu ilişki, modern kozmolojinin gözlemsel temeli haline geldi. İkinci Dünya Savaşı'nın sona ermesinden sonra, elektronik ışık yükselticili yeni büyük teleskoplar, otomatik ölçüm makineleri ve bilgisayarların yardımıyla galaksilerin aktif olarak incelenmesi başladı. Bizim galaksilerimizden ve diğer galaksilerden radyo emisyonunun keşfi, Evreni incelemek için yeni bir fırsat sağladı ve radyo galaksilerinin, kuasarların ve galaksilerin çekirdeklerindeki diğer aktivite belirtilerinin keşfedilmesine yol açtı. Jeofizik roketler ve uydulardan yapılan atmosfer dışı gözlemler, aktif galaksilerin ve galaksi kümelerinin çekirdeklerinden gelen X-ışını emisyonunu tespit etmeyi mümkün kıldı.

Pirinç. 1. Hubble'a göre galaksilerin sınıflandırılması

İlk “bulutsu” kataloğu 1782'de Fransız gökbilimci Charles Messier (1730–1817) tarafından yayımlandı. Bu liste, Galaksimizin hem yıldız kümelerini hem de gaz bulutsularını ve ayrıca galaksi dışı nesneleri içerir. Messier nesne numaraları bugün hala kullanılmaktadır; örneğin Messier 31 (M 31), Andromeda takımyıldızında gözlemlenen en yakın büyük galaksi olan ünlü Andromeda Bulutsusu'dur.

W. Herschel'in 1783'te başlattığı sistematik gökyüzü araştırması, onu kuzey gökyüzünde birkaç bin bulutsunun keşfine götürdü. Bu çalışma, Güney Yarımküre'de Ümit Burnu'nda (1834-1838) gözlemler yapan oğlu J. Herschel (1792-1871) tarafından sürdürüldü ve 1864'te yayınlandı. Genel dizin 5 bin bulutsu ve yıldız kümesi. 19. yüzyılın ikinci yarısında. bu objelere yeni keşfedilenler de eklendi ve J. Dreyer (1852–1926) 1888'de yayınladı. Yeni paylaşılan dizin (Yeni Genel Katalog – NGC), 7814 nesne dahil. 1895 ve 1908'de iki ek eserin yayınlanmasıyla Dizin dizini(IC) keşfedilen bulutsuların ve yıldız kümelerinin sayısı 13 bini aştı. NGC ve IC kataloglarına göre adlandırma o zamandan beri genel kabul gördü. Bu nedenle, Andromeda Bulutsusu ya M 31 ya da NGC 224 olarak adlandırılmıştır. 13. kadirden daha parlak 1249 gökadanın ayrı bir listesi, 1932'de Harvard Gözlemevi'nden H. Shapley ve A. Ames tarafından gökyüzünün fotografik incelemesine dayanarak derlenmiştir. .

Bu çalışma, birinci (1964), ikinci (1976) ve üçüncü (1991) baskılarla önemli ölçüde genişletildi. Parlak galaksilerin soyut kataloğu J. de Vaucouleurs ve meslektaşları. Fotoğrafik gökyüzü araştırma plakalarının incelenmesine dayanan daha kapsamlı, ancak daha az ayrıntılı kataloglar 1960'larda ABD'de F. Zwicky (1898–1974) ve SSCB'de B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) tarafından yayınlandı. Yaklaşık içerirler. 15. büyüklüğe kadar 30 bin galaksi. Güney gökyüzüne ilişkin benzer bir araştırma yakın zamanda Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'deki 1 metrelik Schmidt Kamerası ve Birleşik Krallık'ın Avustralya'daki 1,2 metrelik Schmidt Kamerası kullanılarak tamamlandı.

15 kadirden daha sönük çok sayıda gökada var, bunların listesini yapmak mümkün değil. 1967'de, C. Schein ve K. Virtanen tarafından Lick Gözlemevi'nin 50 cm'lik astrografına ait plakalar kullanılarak gerçekleştirilen 19. kadirden (eğim noktasının kuzeyi -20) daha parlak gökada sayımının sonuçları yayımlandı. Yaklaşık olarak böyle galaksiler vardı. 2 milyon, Samanyolu'nun geniş toz şeridinin bizden gizlediklerini saymazsak. Ve 1936'da, Mount Wilson Gözlemevi'ndeki Hubble, gök küresi boyunca eşit olarak dağılmış birkaç küçük alanda (eğim noktasının kuzeyinde -30) 21. büyüklüğe kadar olan gökadaların sayısını saydı. Bu verilere göre tüm gökyüzünde 21. büyüklükten daha parlak 20 milyondan fazla galaksi bulunmaktadır.

Sınıflandırma.Çeşitli şekil, boyut ve parlaklıkta galaksiler vardır; bazıları izole edilmiştir, ancak çoğunun üzerlerinde çekimsel etki uygulayan komşuları veya uyduları vardır. Kural olarak galaksiler sessizdir, ancak aktif olanlar sıklıkla bulunur. 1925'te Hubble, galaksilerin görünüşlerine göre sınıflandırılmasını önerdi. Daha sonra Hubble ve Shapley, ardından Sandage ve son olarak da Vaucouleurs tarafından geliştirildi. İçindeki tüm galaksiler 4 türe ayrılır: eliptik, merceksi, spiral ve düzensiz.

Eliptik(e) fotoğraflardaki galaksiler, keskin sınırları ve net detayları olmayan elips şeklindedir. Parlaklıkları merkeze doğru artar. Bunlar eski yıldızlardan oluşan dönen elipsoidlerdir; görünen şekilleri gözlemcinin görüş hattına olan yönelime bağlıdır. Kenardan bakıldığında elipsin kısa ve uzun eksen uzunluklarının oranı  5/10'a ulaşır (gösterilen E5).

Pirinç. 2. Eliptik Gökada ESO 325-G004

merceksi(L veya S 0) galaksiler eliptik olanlara benzer, ancak küresel bileşene ek olarak ince, hızla dönen bir ekvator diskine, bazen de Satürn'ün halkaları gibi halka şeklinde yapılara sahiptirler. Kenardan gözlemlenen merceksi gökadalar, eliptik olanlardan daha sıkışık görünürler: eksenlerinin oranı 2/10'a ulaşır.

Pirinç. 2. Mil Gökadası (NGC 5866), Draco takımyıldızı yönünde bulunan bir merceksi gökada.

Sarmal(S) galaksiler ayrıca iki bileşenden oluşur - küresel ve düz, ancak diskte az çok gelişmiş bir sarmal yapıya sahiptir. Alt türlerin sırası boyunca Sa, Sb, Sc, SD("erken" spirallerden "geç" spirallere), spiral kollar daha kalın, daha karmaşık ve daha az bükümlü hale gelir ve küresel (merkezi yoğunlaşma veya çıkıntı) azalır. Kenardan sarmal gökadaların görünür sarmal kolları yoktur, ancak gökadanın türü, şişkinliğin ve diskin göreceli parlaklığına göre belirlenebilir.

Pirinç. 2. Sarmal gökada örneği, Fırıldak Gökadası (Messier 101 veya NGC 5457)

Yanlış(BEN) galaksiler iki ana tiptedir: Macellan tipi, yani. Macellan Bulutları türü, sarmal dizisini sürdürüyor Sm ile Ben ve Magellan olmayan tip BEN 0, merceksi veya erken sarmal gibi küresel veya disk şeklinde bir yapının üstünde kaotik koyu toz şeritlerine sahip.

Pirinç. 2. NGC 1427A, düzensiz bir galaksi örneği.

Türler L Ve S Merkezden geçen ve diski kesen doğrusal bir yapının varlığına veya yokluğuna bağlı olarak iki aileye ve iki türe ayrılır ( çubuk) ve merkezi olarak simetrik bir halka.

Pirinç. 2. Samanyolu galaksisinin bilgisayar modeli.

Pirinç. 1. NGC 1300, çubuklu sarmal gökadanın bir örneği.

Pirinç. 1. GALAKSLARIN ÜÇ BOYUTLU SINIFLANDIRILMASI. Ana türler: E, L, S, ben e Sırayla yer alan Ben ile ; sıradan aileler A ve geçti B; tür S

Ve R Sb.

Galaksiler için daha ince morfolojik ayrıntılara dayanan başka sınıflandırma şemaları da vardır, ancak fotometrik, kinematik ve radyo ölçümlerine dayanan objektif bir sınıflandırma henüz geliştirilmemiştir.

Birleştirmek.

İki yapısal bileşen - bir küremsi ve bir disk - 1944'te Alman gökbilimci W. Baade (1893–1960) tarafından keşfedilen galaksilerin yıldız popülasyonundaki farkı yansıtıyor. Nüfus I

Düzensiz galaksilerde ve sarmal kollarda bulunan, O ve B spektral sınıflarına ait mavi devleri ve süperdevleri, K ve M sınıflarına ait kırmızı süperdevleri ve iyonize hidrojenin parlak bölgelerine sahip yıldızlararası gaz ve tozu içerir. Aynı zamanda Güneş'in yakınında görülebilen ancak uzak galaksilerde ayırt edilemeyen düşük kütleli ana dizi yıldızlarını da içerir. Nüfus II

Eliptik ve merceksi gökadaların yanı sıra spirallerin merkez bölgelerinde ve küresel kümelerde bulunan G5'ten K5'e kadar olan sınıftaki kırmızı devleri, alt devleri ve muhtemelen alt cüceleri içerir; İçinde gezegenimsi bulutsular bulunur ve nova patlamaları gözlenir (Şekil 3). Şek. Şekil 4, yıldızların spektral türleri (veya renkleri) ile farklı popülasyonlar için parlaklıkları arasındaki ilişkiyi göstermektedir. Pirinç. 3. YILDIZ POPÜLASYONLARI . Sarmal galaksi Andromeda Bulutsusu'nun bir fotoğrafı, Nüfus I'in mavi devlerinin ve süper devlerinin diskinde yoğunlaştığını ve orta kısmın kırmızı Nüfus II yıldızlarından oluştuğunu gösteriyor. Andromeda Bulutsusu'nun uyduları da görülebilmektedir: galaksi NGC 205 ( aşağı) ve M 32 (

sol üst).

Bu fotoğraftaki en parlak yıldızlar Galaksimize ait.

Pirinç. 4. HERZSPRUNG-RUSSELL ŞEMASI.  Uzak galaksilere olan mesafelerin ölçümü, Galaksimizin yıldızlarına olan mesafelerin mutlak ölçeğine dayanmaktadır. Birkaç şekilde kurulur. En temel olanı, 300 sv mesafeye kadar geçerli olan trigonometrik paralaks yöntemidir. yıllar. Geri kalan yöntemler dolaylı ve istatistikseldir; yıldızların öz hareketleri, radyal hızları, parlaklıkları, renkleri ve spektrumlarının incelenmesine dayanırlar. Bunlara dayanarak New'in mutlak değerleri ve RR Lyra tipi değişkenler ve Görülebildikleri en yakın galaksilere olan mesafenin birincil göstergesi haline gelen Cepheus. Bu galaksilerin küresel kümeleri, en parlak yıldızları ve emisyon bulutsuları ikincil göstergeler haline gelerek daha uzak galaksilere olan mesafelerin belirlenmesini mümkün kılar. Son olarak, galaksilerin çapları ve parlaklıkları üçüncül göstergeler olarak kullanılıyor. Uzaklık ölçüsü olarak gökbilimciler genellikle bir nesnenin görünen büyüklüğü arasındaki farkı kullanırlar. M ve onun mutlak büyüklüğü M ; bu değer ( m-M

) “görünen uzaklık modülü” olarak adlandırılır. Gerçek mesafeyi bulmak için yıldızlararası tozun ışık emilimine göre düzeltilmesi gerekir. Bu durumda hata genellikle %10-20'ye ulaşır. Galaksi dışı mesafe ölçeği zaman zaman revize edilmektedir, bu da galaksilerin mesafeye bağlı diğer parametrelerinin de değiştiği anlamına gelmektedir. Tabloda Şekil 1, günümüzde en yakın gökada gruplarına olan en doğru mesafeleri göstermektedir. Milyarlarca ışıkyılı uzaklıktaki daha uzak galaksilere olan mesafeler, kırmızıya kaymalarından düşük doğrulukla tahmin edilmektedir ( aşağıya bakın

Fırındaki Küme Parlaklık. Bir galaksinin yüzey parlaklığını ölçmek, yıldızlarının birim alan başına toplam parlaklığını verir. Merkezden uzaklığa bağlı olarak yüzey parlaklığındaki değişim galaksinin yapısını karakterize eder.):

En düzenli ve simetrik olan eliptik sistemler diğerlerine göre daha ayrıntılı olarak incelenmiştir; genel olarak tek bir parlaklık yasasıyla tanımlanırlar (Şekil 5,. Bir galaksinin yüzey parlaklığını ölçmek, yıldızlarının birim alan başına toplam parlaklığını verir. Merkezden uzaklığa bağlı olarak yüzey parlaklığındaki değişim galaksinin yapısını karakterize eder. A Pirinç. 5. GALAXİLERİN PARLAKLIK DAĞILIMI e) 1/4, burada tür– merkeze olan mesafe ve tür e, galaksinin toplam parlaklığının yarısının içinde bulunduğu etkili yarıçaptır); B– merceksi gökada NGC 1553; V- üç normal sarmal gökada (her çizginin dış kısmı düzdür, bu da parlaklığın mesafeye üstel bir bağımlılığını gösterir).

Lentiküler sistemlere ilişkin veriler tam değildir. B Parlaklık profilleri (Şekil 5,

) eliptik gökadaların profillerinden farklıdır ve üç ana bölgeye sahiptir: çekirdek, mercek ve zarf. Bu sistemlerin eliptik ve spiral arasında bir orta düzeyde olduğu görülmektedir. Sa Spiraller çok çeşitlidir, yapıları karmaşıktır ve parlaklıklarının dağılımına ilişkin tek bir yasa yoktur. Ancak çekirdekten uzaktaki basit spiraller için diskin yüzey parlaklığının çevreye doğru katlanarak azaldığı görülüyor. Ölçümler, sarmal kolların parlaklığının gökada fotoğraflarına bakıldığında göründüğü kadar büyük olmadığını gösteriyor. SD Kollar, mavi ışıkta diskin parlaklığına %20'den fazla katkıda bulunmazken, kırmızı ışıkta önemli ölçüde daha az katkıda bulunur. Çıkıntının parlaklığa katkısı azalır V).

İle Görülebildikleri en yakın galaksilere olan mesafenin birincil göstergesi haline gelen Cepheus. Bu galaksilerin küresel kümeleri, en parlak yıldızları ve emisyon bulutsuları ikincil göstergeler haline gelerek daha uzak galaksilere olan mesafelerin belirlenmesini mümkün kılar. Son olarak, galaksilerin çapları ve parlaklıkları üçüncül göstergeler olarak kullanılıyor. Uzaklık ölçüsü olarak gökbilimciler genellikle bir nesnenin görünen büyüklüğü arasındaki farkı kullanırlar.(Şekil 5, ; bu değer ( Galaksinin görünür büyüklüğünü ölçerek ve onun mutlak büyüklüğü ve mesafe modülünün belirlenmesi ( ve onun mutlak büyüklüğü), mutlak değeri hesaplayın ve onun mutlak büyüklüğü. ve onun mutlak büyüklüğü Kuasarlar hariç en parlak galaksiler,

 22, yani. parlaklıkları Güneş'inkinden neredeyse 100 milyar kat daha fazladır. Ve en küçük galaksiler e Sırayla yer alan Sc10, yani parlaklık yaklaşık. 10 6 güneş. Galaksi sayısının dağılımı ve onun mutlak büyüklüğü Görülebildikleri en yakın galaksilere olan mesafenin birincil göstergesi haline gelen Cepheus. Bu galaksilerin küresel kümeleri, en parlak yıldızları ve emisyon bulutsuları ikincil göstergeler haline gelerek daha uzak galaksilere olan mesafelerin belirlenmesini mümkün kılar. Son olarak, galaksilerin çapları ve parlaklıkları üçüncül göstergeler olarak kullanılıyor. Uzaklık ölçüsü olarak gökbilimciler genellikle bir nesnenin görünen büyüklüğü arasındaki farkı kullanırlar."Parlaklık fonksiyonu" olarak adlandırılan bu fonksiyon, Evrenin galaktik popülasyonunun önemli bir özelliğidir, ancak bunu tam olarak belirlemek kolay değildir. SD Sırayla yer alan Ben Belirli bir görünür büyüklük sınırına kadar seçilen galaksiler için, her tipin parlaklık fonksiyonu ayrı ayrı

mavi ışınlarda ortalama mutlak değere sahip neredeyse Gaussian (çan şeklinde)

= 18,5 ve dağılım  0,8 (Şekil 6). Ancak geç tip galaksiler. Bir galaksinin yüzey parlaklığını ölçmek, yıldızlarının birim alan başına toplam parlaklığını verir. Merkezden uzaklığa bağlı olarak yüzey parlaklığındaki değişim galaksinin yapısını karakterize eder. ve eliptik cüceler daha soluktur. B Belirli bir uzay hacmindeki, örneğin bir kümedeki galaksilerin tam bir örneği için, parlaklık fonksiyonu, parlaklık azaldıkça keskin bir şekilde artar; ve onun mutlak büyüklüğü Cüce galaksilerin sayısı dev galaksilerin sayısından kat kat fazladır< -16.

Pirinç. 6. GALAXY PARLAKLIK FONKSİYONU.

Galaksilerin yıldız yoğunluğu ve parlaklıkları dışarı doğru giderek azaldığından, boyutları sorusu aslında teleskopun yeteneklerine, galaksinin dış bölgelerinin zayıf parıltısını gece gökyüzünün parıltısına karşı vurgulama yeteneğine bağlıdır. Modern teknoloji, gökadaların parlaklığını gökyüzü parlaklığının %1'inden daha az olan bölgelerini kaydetmeyi mümkün kılmaktadır; bu galaktik çekirdeklerin parlaklığından yaklaşık bir milyon kat daha düşüktür. Bu izofota (eşit parlaklık çizgisi) göre galaksilerin çapları, cüce sistemler için birkaç bin ışıkyılı ile dev sistemler için yüzbinlerce ışıkyılı arasında değişmektedir. Kural olarak, galaksilerin çapları mutlak parlaklıklarıyla iyi bir korelasyon gösterir. Spektral sınıf ve renk. ; Sırayla yer alan Yu.Scheiner (1858–1913) tarafından Potsdam Gözlemevi'nde 1899'da elde edilen galaksinin ilk spektrogramı - Andromeda Bulutsusu, soğurma çizgileriyle Güneş'in spektrumunu andırıyor. Galaksilerin spektrumlarına yönelik büyük araştırmalar, düşük dağılımlı (200–400 /mm) “hızlı” spektrografların yaratılmasıyla başladı; Daha sonra elektronik görüntü parlaklık yükselticilerinin kullanılması, dağılımın 20–100/mm'ye çıkarılmasını mümkün kıldı. ; Morgan'ın Yerkes Gözlemevi'ndeki gözlemleri, galaksilerin karmaşık yıldız bileşimine rağmen spektrumlarının genellikle belirli bir sınıftaki yıldızların spektrumlarına yakın olduğunu gösterdi. Ben k Sm; SD ve spektrum ile galaksinin morfolojik türü arasında gözle görülür bir korelasyon vardır. Kural olarak, sınıf spektrumu Düzensiz galaksilere sahip ve spiraller SD; Sc. Sc Spiraller çok çeşitlidir, yapıları karmaşıktır ve parlaklıklarının dağılımına ilişkin tek bir yasa yoktur. Ancak çekirdekten uzaktaki basit spiraller için diskin yüzey parlaklığının çevreye doğru katlanarak azaldığı görülüyor. Ölçümler, sarmal kolların parlaklığının gökada fotoğraflarına bakıldığında göründüğü kadar büyük olmadığını gösteriyor. Sb Spektrum sınıfı A-F Spiraller çok çeşitlidir, yapıları karmaşıktır ve parlaklıklarının dağılımına ilişkin tek bir yasa yoktur. Ancak çekirdekten uzaktaki basit spiraller için diskin yüzey parlaklığının çevreye doğru katlanarak azaldığı görülüyor. Ölçümler, sarmal kolların parlaklığının gökada fotoğraflarına bakıldığında göründüğü kadar büyük olmadığını gösteriyor. spirallerde. Sb; Sa Geçiş spektrumda bir değişiklik ile birlikte; Yu.Scheiner (1858–1913) tarafından Potsdam Gözlemevi'nde 1899'da elde edilen galaksinin ilk spektrogramı - Andromeda Bulutsusu, soğurma çizgileriyle Güneş'in spektrumunu andırıyor. Galaksilerin spektrumlarına yönelik büyük araştırmalar, düşük dağılımlı (200–400 /mm) “hızlı” spektrografların yaratılmasıyla başladı; F ; F-G A; Yu.Scheiner (1858–1913) tarafından Potsdam Gözlemevi'nde 1899'da elde edilen galaksinin ilk spektrogramı - Andromeda Bulutsusu, soğurma çizgileriyle Güneş'in spektrumunu andırıyor. Galaksilerin spektrumlarına yönelik büyük araştırmalar, düşük dağılımlı (200–400 /mm) “hızlı” spektrografların yaratılmasıyla başladı;.

ve spiraller  merceksel ve eliptik sistemlerin spektrumları vardır  G  .  Doğru, daha sonra spektral sınıftaki galaksilerin radyasyonunun  aslında spektral sınıflardaki dev yıldızlardan gelen ışığın bir karışımından oluşur  Soğurma çizgilerine ek olarak birçok galakside, Samanyolu'nun emisyon bulutsuları gibi görünür emisyon çizgileri bulunur. Tipik olarak bunlar Balmer serisinin hidrojen hatlarıdır, örneğin H Sa Spiraller çok çeşitlidir, yapıları karmaşıktır ve parlaklıklarının dağılımına ilişkin tek bir yasa yoktur. Ancak çekirdekten uzaktaki basit spiraller için diskin yüzey parlaklığının çevreye doğru katlanarak azaldığı görülüyor. Ölçümler, sarmal kolların parlaklığının gökada fotoğraflarına bakıldığında göründüğü kadar büyük olmadığını gösteriyor. Ben.

Ek olarak, hidrojenden daha ağır elementlerin (N, O, S) emisyon çizgilerinin yoğunluğu ve muhtemelen bu elementlerin göreceli bolluğu, disk gökadaların çekirdeğinden çevresine doğru azalmaktadır. Bazı galaksilerin çekirdeklerinde alışılmadık derecede güçlü emisyon çizgileri bulunur. 1943 yılında K. Seifert, çekirdeklerinde yüksek aktiviteye işaret eden çok geniş hidrojen çizgileri bulunan özel bir galaksi türü keşfetti. Bu çekirdeklerin parlaklığı ve spektrumları zamanla değişir. Genel olarak Seyfert galaksilerinin çekirdekleri kuasarlara benzer, ancak onlar kadar güçlü değildir. Gökadaların morfolojik dizisi boyunca renklerinin integral indeksi değişir ( B–V A), yani. mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark ve sarı

V

ışınlar Ana gökada türlerinin ortalama renk indeksi aşağıdaki gibidir:

Bu ölçekte 0,0 beyaza, 0,5 sarımsıya ve 1,0 kırmızımsıya karşılık gelir. Ayrıntılı fotometri genellikle bir galaksinin renginin çekirdekten kenara değiştiğini ortaya çıkarır, bu da yıldız bileşimindeki bir değişikliğe işaret eder. Çoğu galaksinin dış bölgeleri çekirdeklerine göre daha mavidir; Diskleri çok sayıda genç mavi yıldız içerdiğinden, bu durum spirallerde eliptiklere göre çok daha belirgindir.  / = mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark tür Genellikle çekirdeği olmayan düzensiz gökadaların merkezleri genellikle kenarlarından daha mavidir. Dönme ve kütle. Galaksinin merkezden geçen bir eksen etrafında dönmesi, spektrumundaki çizgilerin dalga boyunda bir değişikliğe yol açar: galaksinin bize yaklaşan bölgelerinden gelen çizgiler, spektrumun mor kısmına, uzaklaşan bölgelerden ise kırmızıya doğru kayar. (Şekil 7). Doppler formülüne göre çizgi dalga boyundaki bağıl değişim /C mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark tür, Nerede mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark ve onun mutlak büyüklüğü C tür ve onun mutlak büyüklüğüışık hızıdır ve mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark ve onun mutlak büyüklüğü– radyal hız, yani görüş hattı boyunca kaynak hızı bileşeni. tür ve onun mutlak büyüklüğü Yıldızların galaksilerin merkezleri etrafındaki dönüş periyotları yüz milyonlarca yıldır ve yörüngesel hareket hızları 300 km/s'ye ulaşır. Tipik olarak disk dönüş hızı maksimum değerine ulaşır (

) merkezden biraz uzakta () ve ardından azalır (Şek. 8). Galaksimizin yakınında = 230 km/s mesafede= 40 bin St. merkezden yıllar: Pirinç. 7. GALAKSİNİN SPEKTAL ÇİZGİLERİ, bir eksen etrafında dönen N spektrograf yarığı eksen boyunca yönlendirildiğinde ab.

Galaksinin uzaklaşan kenarından gelen çizgi ( B mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark) kırmızı tarafa (R) doğru ve yaklaşan kenardan ( mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark A ) – ultraviyole (UV)’ye. Pirinç. 8. GALAXİ DÖNME EĞRİSİ

Galaksilerin spektrumlarındaki soğurma çizgileri ve emisyon çizgileri aynı şekle sahiptir, dolayısıyla diskteki yıldızlar ve gaz aynı yönde aynı hızla dönmektedir.

Diskteki karanlık toz şeritlerinin konumuna göre galaksinin hangi kenarının bize daha yakın olduğunu anlayabildiğimizde, sarmal kolların bükülme yönünü bulabiliriz: incelenen tüm galaksilerde geride kalıyorlar, yani. merkezden uzaklaşan kol, dönüş yönünün tersi yönde bükülür. ve onun mutlak büyüklüğü = Dönme eğrisinin analizi galaksinin kütlesini belirlememizi sağlar. En basit durumda, yerçekimi kuvvetini merkezkaç kuvvetine eşitleyerek, yıldızın yörüngesindeki galaksinin kütlesini elde ederiz: tür 2 /spektrumda bir değişiklik ile birlikte Dönme ve kütle. spektrumda bir değişiklik ile birlikte karavan L– yer çekimi sabiti. Çevredeki yıldızların hareketinin analizi, toplam kütlenin tahmin edilmesine olanak sağlar. Galaksimizin yaklaşık kütlesi vardır. 210 11 güneş kütleleri, Andromeda Bulutsusu için 410 11, Büyük Macellan Bulutu için – 1510 9 . Disk galaksilerinin kütleleri parlaklıklarıyla yaklaşık olarak orantılıdır (), yani ilişki Disk galaksilerinin kütleleri parlaklıklarıyla yaklaşık olarak orantılıdır ( M/L

neredeyse aynılar ve mavi ışınlardaki parlaklık eşit   5 güneş kütlesi ve parlaklık birimi cinsinden. Küresel bir galaksinin kütlesi, diskin dönüş hızı yerine galaksideki yıldızların kaotik hareket hızı alınarak aynı şekilde tahmin edilebilir ( ve onun mutlak büyüklüğü  ) – ultraviyole (UV)’ye.  5 güneş kütlesi ve parlaklık birimi cinsinden. 2 /spektrumda bir değişiklik ile birlikte Dönme ve kütle. ) – ultraviyole (UV)’ye. v

), spektral çizgilerin genişliği ile ölçülür ve hız dağılımı olarak adlandırılır:– galaksinin yarıçapı (virial teoremi).  Eliptik galaksilerdeki yıldızların hız dağılımı genellikle 50 ila 300 km/s arasındadır ve kütleleri cüce sistemlerde 10 9 güneş kütlesinden dev sistemlerde 10 12 güneş kütlesine kadardır. Galaksinin merkezden geçen bir eksen etrafında dönmesi, spektrumundaki çizgilerin dalga boyunda bir değişikliğe yol açar: galaksinin bize yaklaşan bölgelerinden gelen çizgiler, spektrumun mor kısmına, uzaklaşan bölgelerden ise kırmızıya doğru kayar. (Şekil 7). Doppler formülüne göre çizgi dalga boyundaki bağıl değişim / Radyo emisyonları  Samanyolu, 1931'de K. Jansky tarafından keşfedildi. Samanyolu'nun ilk radyo haritası 1945'te G. Reber tarafından elde edildi. Bu radyasyon, geniş bir dalga boyu aralığında gelir.   1 cm) ve “sürekli” olarak adlandırılır. Bundan çeşitli fiziksel süreçler sorumludur; bunlardan en önemlisi, zayıf bir yıldızlararası manyetik alanda neredeyse ışık hızında hareket eden yıldızlararası elektronlardan gelen sinkrotron radyasyonudur. 1950 yılında R. Brown ve K. Hazard (Jodrell Bank, İngiltere) tarafından Andromeda Bulutsusu'ndan ve daha sonra diğer birçok galaksiden 1,9 m dalga boyunda sürekli emisyon keşfedildi. Bizimki veya M 31 gibi normal galaksiler zayıf radyo dalgası kaynaklarıdır. Radyo aralığında optik güçlerinin ancak milyonda birini yayarlar. Ancak bazı olağandışı galaksilerde bu radyasyon çok daha güçlüdür. En yakın “radyo galaksileri” Başak A (M 87), Centaur A (NGC 5128) ve Perseus A (NGC 1275), optik olanın 10 –4 10 –3 radyo parlaklığına sahiptir. Ve radyo galaksisi Cygnus A gibi nadir nesneler için bu oran bire yakındır. Bu güçlü radyo kaynağının keşfinden sadece birkaç yıl sonra onunla ilişkili sönük bir galaksiyi bulmak mümkün oldu.

Muhtemelen uzak galaksilerle ilişkilendirilen pek çok sönük radyo kaynağının optik nesnelerle ilişkisi henüz tanımlanmamıştır.

> Bize en yakın galaksi Samanyolu'na en yakın galaksi hangisi:

sarmal Andromeda, Canis Major cüce galaksisi, mesafe, galaksi haritası, fotoğraflı çalışma.

Galaksimizin oluşumu açısından benzersiz olmadığını anlamakta fayda var. Yani, belirli gruplarda birleşmiş çok daha fazla benzerleri var. Samanyolu, bir parçası olan Yerel Grup (54 galaksi) tarafından korunmaktadır. Yani yalnız değiliz.

Birçoğu Andromeda galaksisinin en yakın galaksi olduğuna inanıyor çünkü o ve Samanyolu bir çarpışma ve birleşme sürecinden geçiyor. Ancak daha bilimsel olarak konuşursak, bu spiral tipin en yakın temsilcisidir. Gerçek şu ki cüce çok uzun zaman önce keşfedilmedi, bu yüzden bilginizi yeniden gözden geçirmenin zamanı geldi.

Hangi galaksi en yakın

Şu anda Büyük Köpek Cüce Gökadası Samanyolu'na en yakın gökadadır. Merkezden 42.000 ışıkyılı, sistemden ise 25.000 ışıkyılı uzaklıktadır.

Bize en yakın galaksinin özellikleri

Yüzüğün incelenmesi sırasında Canis Major'da bu cüce galaksi keşfedildi. Onun "yendiğine" inanılıyor. Ve merkezine yakın olan küresel kümeler (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 ve NGC 2808) bir zamanlar emilen galaksiye aitti.

Hubble teleskopu tarafından yakalanan galaktik birleşme örnekleri

Dünya'ya en yakın galaksinin keşfi

Bundan önce Cüce Eliptik Galaksinin (Dünya'dan 70.000 ışıkyılı uzaklıkta) yakınlık açısından ilk sırada olduğuna inanılıyordu. Bu (180.000 yıldan) daha yakındır.

Büyük Köpek takımyıldızındaki cüce gökada ilk kez 2003 yılında ortaya çıktı. Gökbilimciler All-Sky Survey'i kullanarak gökyüzünün %70'ini taradılar ve yaklaşık 5.700 göksel kızılötesi radyasyon kaynağı buldular. Kızılötesi teknolojisi inanılmaz derecede önemlidir çünkü kırmızı ışık gaz ve toz tarafından engellenmez. Böylece Büyük Köpek takımyıldızında çok sayıda M tipi dev bulmak mümkün oldu. Bazı yapılar zayıf yaylar oluşturdu.

Katmanın bulunmasının sebebi M tipi yıldızların çokluğuydu. Düşük sıcaklığa sahip kırmızı cüceler parlaklık açısından daha düşüktür, dolayısıyla teknoloji kullanılmadan görülemezler. Ancak kızılötesi aralıkta açıkça görülebilirler.

Veriler, galaksilerin daha küçük komşuları tüketerek büyüyebileceği fikrini ateşledi. Böylece şu anda bile bunu yapmaya devam eden Samanyolu galaksimiz ortaya çıktı. Ve Canis Major'daki Cüce Galaksi'nin eski yıldızları artık bizim olduğuna göre, en yakın konumda olduğunu söyleyebiliriz.

Eski kazanan 1994 yılında bulundu (Yay burcunda cüce). En yakın sarmallardan biri de 110 km/s'lik bir ivmeyle bize doğru koşan (M31)'dir. 4 milyar ışıkyılı sonra bir birleşme gerçekleşecek.

Bize en yakın galaksiyi neler bekliyor?

Artık Samanyolu'na en yakın galaksinin Canis Major'daki cüce galaksi olduğunu biliyorsunuz. Peki ona ne olacak? Bilim insanları eninde sonunda Samanyolu'nun çekim kuvvetinin etkisiyle parçalanacağına inanıyor. Ana gövdesinin zaten çarpık hale geldiği ve durmadığı dikkat çekiyor. Yığınlaşma, nesnelerin tamamen birleşmesi ve daha önce geçen 200-400 milyar yıldızın üzerine 1 milyar yıldızın galaksimize aktarılmasıyla sona erecek. Yani en yakın galaksiye olan kısa mesafe, bu konuda acımasız bir şaka yaptı.

Yakındaki büyük yıldız sistemlerinden Andromeda Bulutsusu (M31) - evimizden 2,6 kat daha büyük sarmal bir galaksi - Samanyolu galaksisi: çapı 260 bin ışıkyılıdır. Andromeda Bulutsusu bizden 2,5 milyon ışıkyılı (772 kiloparsek) uzaklıkta yer almaktadır ve kütlesi 300 milyar güneş kütlesidir. Yaklaşık bir trilyon yıldızdan oluşur (karşılaştırma için: Samanyolu yaklaşık 100 milyar yıldız içerir).

Andromeda Bulutsusu, yıldızlı gökyüzünde (kuzey yarımküre) çıplak gözle, kentsel ışık koşullarında bile gözlemlenebilen, bizden en uzak kozmik nesnedir - parlak, bulanık bir oval gibi görünür. Unutulmamalıdır ki, Andromeda galaksisinden gelen ışık bize 2,5 milyon yıl boyunca seyahat ettiği için onu 2,5 milyon yıl önceki haliyle görüyoruz, şu an neye benzediğini bilmiyoruz.

Gökbilimciler, Andromeda Galaksisi ile Galaksimizin birbirine 100-140 km/s hızla yaklaştığını tespit etti. Yaklaşık 3-4 milyar yıl sonra belki çarpışacaklar ve sonra birleşerek dev bir galaksiye dönüşecekler. Bu çarpışmanın bir sonucu olarak Güneş Sistemi'nin kaderi hakkında endişe duyanlara güvence vermekte acele ediyoruz: Büyük olasılıkla Güneş ve gezegenler üzerinde herhangi bir etki olmayacak. Yıldızlar arasındaki mesafeler, yıldızların boyutlarına kıyasla çok büyük olduğundan, galaktik birleşme süreçlerine yıkıcı yıldız çarpışmaları eşlik etmez.

Ancak milyonlarca yıla yayılan galaksilerin birleşme sürecinin dramatik etkiler yaratmadan gerçekleştiğini düşünmemek gerekir. İki galaksi birbirine yaklaştığında ilk önce yıldızlararası gaz bulutları birbiriyle temasa geçer. Hızlı iç içe geçme nedeniyle yoğunlukları keskin bir şekilde artar, ısınırlar ve artan basınç bu gaz ve toz bulutlarını yeni yıldızların oluşumu için merkezlere dönüştürür. Parlamalar, patlamalar ve korkunç derecede geniş toz ve gaz püskürmelerinin eşlik ettiği şiddetli, patlayıcı bir yıldız oluşum süreci başlıyor.

Ancak komşularımıza dönelim. Bize en yakın ikinci sarmal gökada M33'tür. Üçgen takımyıldızında bulunur ve bizden 2,4 milyon ışık yılı uzaktadır. Çapı Samanyolu'ndan 2 kat, Andromeda Galaksisi'nden ise 4 kat daha küçüktür. Çıplak gözle de görülebilir, ancak yalnızca aysız bir gecede ve şehir dışında. α Üçgeni ile τ Balık arasında loş, sisli bir benek gibi görünüyor.

Yakın çevremizdeki diğer tüm galaksiler cüce eliptik ve düzensiz galaksilerdir. Bize en yakın düzensiz gökadalardan ikisi en çok ilgimizi çekiyor: Büyük ve Küçük Macellan Bulutları.

Macellan Bulutları Samanyolu Galaksimizin uydularıdır. Sadece güney yarımkürede olmasına rağmen çıplak gözle de görülebilirler. Büyük Macellan Bulutu, Doradus takımyıldızında yer almaktadır. Bizden 170 bin ışık yılı uzaklıkta (50 kiloparsek), çapı 20 bin ışık yılı olup, 30 milyara yakın yıldız içermektedir. Büyük Macellan Bulutu, düzensiz bir galaksi olmasına rağmen, çapraz sarmal galaksilerinkine benzer bir yapıya sahiptir. Samanyolu'nda bilinen tüm yıldız türlerini içerir. Bir başka ilginç nesne ise, 700 ışıkyılı uzunluğa sahip, bilinen en parlak gaz ve toz komplekslerinden biri olan Büyük Macellan Bulutu'nda keşfedildi. Tarantula Bulutsusu hızlı yıldız oluşumunun yuvasıdır.

Küçük Macellan Bulutu, Büyük Macellan Bulutu'ndan 3 kat daha küçüktür ve aynı zamanda çapraz sarmal bir galaksiyi andırır. Dorado'nun yanındaki Tucana takımyıldızında yer almaktadır. Bizden bu galaksiye olan mesafe 210 bin ışık yılıdır (60 kiloparsek).

Macellan Bulutları, Macellan Sistemi adı verilen ortak bir nötr hidrojen kabuğuyla çevrilidir.

Her iki Macellan bulutu da kurbandır galaktik yamyamlık Samanyolu'ndan: Galaksimizin çekimsel etkisi yavaş yavaş onları yok eder ve bu galaksilerin maddesini çeker. Macellan Bulutlarının düzensiz şekli bundan kaynaklanmaktadır. Uzmanlar bunların, yavaş yavaş yok olma sürecindeki iki küçük gökadanın kalıntıları olduğuna inanıyor. Gökbilimcilere göre önümüzdeki 10 milyar yıl içinde Samanyolu, Macellan Bulutları'ndaki tüm maddeleri tamamen emecek. Macellan bulutlarının kendi aralarında da benzer süreçler meydana gelir: Büyük Macellan Bulutu, yerçekimi nedeniyle Küçük Macellan Bulutu'ndan milyonlarca yıldızı "çalar". Belki de bu gerçek, Tarantula Bulutsusu'ndaki yüksek yıldız oluşturma faaliyetini açıklamaktadır: Bu bölge, Büyük Macellan Bulutu'nun yerçekiminin Küçük Macellan Bulutu'ndan çektiği gaz akışının yolu üzerindedir.

Böylece, Galaksimizin çevresinde olup bitenlerin örneğini kullanarak, galaksilerin birleşmesinin ve küçük galaksilerin daha büyük galaksiler tarafından emilmesinin galaktik yaşamda tamamen sıradan bir fenomen olduğuna bir kez daha ikna olabilirsiniz.

Galaksimiz, Andromeda Galaksisi ve Üçgen Galaksisi, kütleçekimsel etkileşimle birbirine bağlanan bir galaksiler grubu oluşturur. Onu aradılar Yerel gökada grubu. Yerel Grubun büyüklüğü 1,5 megaparsektir. Yerel Grup, üç büyük sarmal gökadaya ek olarak 50'den fazla cüce ve düzensiz (şekilli) gökada içerir. Böylece, Andromeda Galaksisinin en az 19 uydu galaksisi vardır ve Galaksimizin bilinen 14 uydusu vardır (2005 itibariyle). Yerel Grup bunlara ek olarak büyük galaksilerin uydusu olmayan diğer cüce galaksileri de içerir.

Büyük Ansiklopedik Sözlük

Galaksi dışı bulutsular veya ada evrenler, yıldızlararası gaz ve toz da içeren dev yıldız sistemleri. Güneş sistemi Samanyolu Galaksimizin bir parçasıdır. Tüm uzay, nüfuz edebilecekleri sınırlara kadar... ... Collier Ansiklopedisi

Dev (yüz milyarlarca yıldıza kadar) yıldız sistemleri; Bunlara özellikle Galaksimiz dahildir. Galaksiler eliptik (E), sarmal (S) ve düzensiz (Ir) olarak ayrılır. Bize en yakın galaksiler Macellan Bulutları (Ir) ve Bulutsudur... ... Ansiklopedik Sözlük

Güneş sistemini de içeren yıldız sistemimiz Galaksi'ye (Bkz. Galaksi) benzeyen dev yıldız sistemleri. (“Galaksiler” terimi, “Galaksi” teriminin aksine, küçük harfle yazılmıştır.) Eski isim G. ... ...

Dev (yüz milyarlarca yıldıza kadar) yıldız sistemleri; Bunlara özellikle Galaksimiz dahildir. Galaksiler eliptik (E), sarmal (S) ve düzensiz (Ir) olarak ayrılır. Bize en yakın galaksiler Macellan Bulutları (Ir) ve Bulutsudur... ... Astronomik Sözlük

Galaksiler- her biri onlarca ila yüz milyarlarca yıldız içeren dev yıldız sistemleri. Modern tahminler, Metagalaksi'de bizim bildiğimiz yaklaşık 150 milyon galaksi olduğunu söylüyor. Galaksiler eliptik (astronomide E harfiyle gösterilir) olarak ikiye ayrılır... ... Modern doğa biliminin başlangıcı

Dev (yüz milyarlarca yıldıza kadar) yıldız sistemleri; Bunlara özellikle Galaksimiz dahildir. G. eliptik olarak bölünmüştür. (E), spiral (S) ve düzensiz (Ir). Bize en yakın olanları G. Macellan Bulutları (Ir) ve Andromeda Bulutsusu'dur (S). G.… … Doğa bilimi. Ansiklopedik Sözlük

Whirlpool Gökadası (M51) ve uydusu NGC 5195. Kitt Peak Gözlemevi'nin fotoğrafı. Etkileşen galaksiler, uzayda karşılıklı yerçekiminin önemli ölçüde olduğu kadar yakın bulunan galaksilerdir ... Wikipedia

Kaotik ve düzensiz olmaları nedeniyle şekil olarak spiral ve eliptik olanlardan farklı olan yıldız sistemleri. Bazen net bir şekle sahip olmayan, amorf olan N. g. vardır. Çoğu N.g.... ... tozla karışmış yıldızlardan oluşur. Büyük Sovyet Ansiklopedisi

- ... Vikipedi

Kitaplar

• Galaksiler, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Astronomi ve Astrofizik serisinin dördüncü kitabı, dev yıldız sistemleri - galaksiler hakkındaki modern fikirlere genel bir bakış içeriyor. Galaksilerin keşfinin tarihini anlatıyor, onların...
• Galaksiler, Surdin V.G.. “Astronomi ve Astrofizik” serisinin dördüncü kitabı, dev yıldız sistemleri - galaksiler hakkındaki modern fikirlere genel bir bakış içeriyor. Galaksilerin keşfinin tarihini anlatıyor, onların...