Galaksi berdekatan. Jarak ke galaksi terdekat adalah menakjubkan

Kamus Ensiklopedia Besar

Nebula ekstragalaksi atau alam pulau, sistem bintang gergasi yang juga mengandungi gas dan habuk antara bintang. Sistem suria adalah sebahagian daripada Galaksi Bima Sakti kita. Semua angkasa lepas ke had di mana mereka boleh menembusi... ... Ensiklopedia Collier

Sistem bintang gergasi (sehingga ratusan bilion bintang); Ini termasuk, khususnya, Galaxy kita. Galaksi terbahagi kepada elips (E), lingkaran (S) dan tidak teratur (Ir). Galaksi yang paling dekat dengan kita ialah Awan Magellan (Ir) dan nebula... ... Kamus ensiklopedia

Sistem bintang gergasi, serupa dengan sistem bintang kita Galaxy (Lihat Galaxy), yang merangkumi sistem Suria. (Istilah "galaksi", berbeza dengan istilah "Galaksi", ditulis dengan huruf kecil.) Nama usang G. ... ...

galaksi- sistem bintang gergasi dengan bilangan bintang dari puluhan hingga ratusan bilion setiap satu. Anggaran moden memberikan kira-kira 150 juta galaksi dalam Metagalaxy yang kita ketahui. Galaksi dibahagikan kepada elips (ditandakan dalam astronomi dengan huruf E),... ... Permulaan sains semula jadi moden

Sistem bintang gergasi (sehingga ratusan bilion bintang); Ini termasuk, khususnya, Galaxy kita. G. dibahagikan kepada elips. (E), lingkaran (S) dan tidak teratur (Ir). Yang paling dekat dengan kita ialah Awan Magellan G. (Ir) dan Nebula Andromeda (S). G.… … Sains semula jadi. Kamus ensiklopedia

Galaksi Whirlpool (M51) dan satelitnya NGC 5195. Gambar Balai Cerap Puncak Kitt. Galaksi yang berinteraksi ialah galaksi yang terletak cukup dekat di angkasa sehingga graviti bersama adalah penting dalam ... Wikipedia

Sistem bintang yang berbeza dalam bentuk daripada lingkaran dan elips dengan menjadi huru-hara dan compang-camping. Kadang-kadang terdapat N. g., yang tidak mempunyai bentuk yang jelas, adalah amorf. Mereka terdiri daripada bintang bercampur debu, manakala kebanyakan N. g.... ... Ensiklopedia Soviet yang Hebat

- ... Wikipedia

Buku

Galaksi, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Buku keempat dalam siri "Astronomi dan Astrofizik" mengandungi gambaran keseluruhan idea moden tentang sistem bintang gergasi - galaksi. Ia menceritakan tentang sejarah penemuan galaksi, tentang...
Galaksi, Surdin V.G.. Buku keempat dalam siri "Astronomi dan Astrofizik" mengandungi gambaran keseluruhan idea moden tentang sistem bintang gergasi - galaksi. Ia menceritakan tentang sejarah penemuan galaksi, tentang...

Andromeda ialah galaksi yang juga popular sebagai M31 dan NGC224. Ini adalah pembentukan lingkaran yang terletak pada jarak kira-kira 780 kp (2.5 juta tahun cahaya) dari Bumi.

Andromeda ialah galaksi yang paling hampir dengan Bima Sakti. Ia dinamakan sempena puteri mitos dengan nama yang sama. Pemerhatian pada tahun 2006 membawa kepada kesimpulan bahawa terdapat kira-kira satu trilion bintang di sini - sekurang-kurangnya dua kali lebih banyak daripada di Bima Sakti, di mana terdapat kira-kira 200 - 400 bilion Para saintis percaya bahawa perlanggaran Bima Sakti dan galaksi Andromeda akan berlaku berlaku dalam kira-kira 3.75 bilion tahun, dan akhirnya galaksi elips atau cakera yang besar akan terbentuk. Tetapi lebih lanjut mengenai itu kemudian. Mula-mula, mari kita ketahui rupa "puteri mitos".

Gambar menunjukkan Andromeda. Galaksi mempunyai jalur putih dan biru. Mereka membentuk cincin di sekelilingnya dan menutupi bintang besar yang panas dan merah. Jalur biru-kelabu gelap berbeza secara mendadak dengan gelang terang ini dan menunjukkan kawasan di mana pembentukan bintang baru bermula dalam kepompong awan yang padat. Apabila diperhatikan di bahagian spektrum yang boleh dilihat, cincin Andromeda kelihatan lebih seperti lengan lingkaran. Dalam spektrum ultraviolet, pembentukan ini agak menyerupai struktur cincin. Mereka sebelum ini ditemui oleh teleskop NASA. Ahli nujum percaya bahawa cincin ini menunjukkan pembentukan galaksi akibat perlanggaran dengan jiran lebih daripada 200 juta tahun yang lalu.

Seperti Bima Sakti, Andromeda mempunyai beberapa satelit kecil, 14 daripadanya telah ditemui. Yang paling terkenal ialah M32 dan M110. Sudah tentu, tidak mungkin bintang setiap galaksi akan berlanggar bersama, kerana jarak antara mereka sangat jauh. Para saintis masih mempunyai idea yang agak kabur tentang apa yang akan berlaku dalam realiti. Tetapi nama telah dicipta untuk bayi baru lahir masa depan. Mammoth - inilah yang dipanggil saintis sebagai galaksi besar yang masih belum lahir.

Perlanggaran bintang

Andromeda ialah galaksi dengan 1 trilion bintang (1012), dan Bima Sakti mempunyai 1 bilion (3*1011). Walau bagaimanapun, peluang perlanggaran antara benda angkasa adalah diabaikan, kerana terdapat jarak yang jauh di antara mereka. Sebagai contoh, bintang paling hampir dengan Matahari, Proxima Centauri, terletak pada jarak 4.2 tahun cahaya (4*1013 km), atau 30 juta (3*107) diameter Matahari. Bayangkan bahawa tokoh kita adalah bola pingpong. Kemudian Proxima Centauri akan kelihatan seperti kacang, terletak pada jarak 1100 km darinya, dan Bima Sakti itu sendiri akan memanjangkan 30 juta km lebarnya. Malah bintang-bintang di pusat galaksi (dan khususnya di sana gugusan terbesar mereka) terletak pada selang 160 bilion (1.6 * 1011) km. Itu seperti satu bola pingpong untuk setiap 3.2 km. Oleh itu, peluang mana-mana dua bintang akan berlanggar semasa penggabungan galaksi adalah sangat kecil.

Perlanggaran lubang hitam

Galaksi Andromeda dan Bima Sakti mempunyai lubang hitam supermasif pusat: Sagittarius A (3.6 * 106 jisim suria) dan objek di dalam gugusan P2 Teras Galatik. Lubang hitam ini akan bertumpu pada satu titik berhampiran pusat galaksi yang baru terbentuk, memindahkan tenaga orbit kepada bintang, yang akhirnya akan bergerak ke trajektori yang lebih tinggi. Proses di atas boleh mengambil masa berjuta-juta tahun. Apabila lubang hitam datang dalam tempoh satu tahun cahaya antara satu sama lain, mereka akan mula memancarkan gelombang graviti. Tenaga orbit akan menjadi lebih kuat sehingga penggabungan selesai. Berdasarkan data pemodelan yang dijalankan pada tahun 2006, Bumi mula-mula mungkin dilemparkan hampir ke tengah-tengah galaksi yang baru terbentuk, kemudian melepasi salah satu lubang hitam dan terlontar melepasi sempadan Bima Sakti.

Pengesahan teori

Galaksi Andromeda menghampiri kami pada kelajuan kira-kira 110 km sesaat. Sehingga 2012, tidak ada cara untuk mengetahui sama ada perlanggaran akan berlaku atau tidak. Teleskop Angkasa Hubble membantu saintis membuat kesimpulan bahawa ia hampir tidak dapat dielakkan. Selepas menjejaki pergerakan Andromeda dari 2002 hingga 2010, disimpulkan bahawa perlanggaran itu akan berlaku dalam masa kira-kira 4 bilion tahun.

Fenomena serupa tersebar luas di angkasa. Sebagai contoh, Andromeda dipercayai telah berinteraksi dengan sekurang-kurangnya satu galaksi pada masa lalu. Dan beberapa galaksi kerdil, seperti SagDEG, terus bertembung dengan Bima Sakti, mewujudkan satu formasi.

Penyelidikan juga menunjukkan bahawa M33, atau Triangulum Galaxy, ahli ketiga terbesar dan paling terang Kumpulan Tempatan, juga akan mengambil bahagian dalam acara ini. Kemungkinan besar nasibnya adalah kemasukan ke orbit objek yang terbentuk selepas penggabungan, dan pada masa depan yang jauh - penyatuan akhir. Walau bagaimanapun, perlanggaran M33 dengan Bima Sakti sebelum Andromeda menghampiri, atau Sistem Suria kita tercampak di luar sempadan Kumpulan Tempatan, dikecualikan.

Nasib Sistem Suria

Para saintis dari Harvard mendakwa bahawa masa penggabungan galaksi akan bergantung pada kelajuan tangen Andromeda. Berdasarkan pengiraan, disimpulkan bahawa terdapat 50% kemungkinan bahawa semasa penggabungan Sistem Suria akan dilemparkan kembali ke jarak tiga kali lebih besar daripada jarak semasa ke pusat Bima Sakti. Tidak jelas bagaimana galaksi Andromeda akan bertindak. Planet Bumi juga terancam. Para saintis mengatakan terdapat 12% kemungkinan bahawa beberapa ketika selepas perlanggaran kita akan tercampak kembali ke luar sempadan "rumah" kita dahulu. Tetapi peristiwa ini kemungkinan besar tidak akan mempunyai kesan buruk yang besar pada Sistem Suria, dan badan angkasa tidak akan dimusnahkan.

Jika kita mengecualikan kejuruteraan planet, maka pada masa galaksi bertembung, permukaan Bumi akan menjadi sangat panas dan tidak akan ada air yang tersisa di atasnya dalam keadaan berair, dan oleh itu tiada kehidupan.

Kesan sampingan yang mungkin

Apabila dua galaksi lingkaran bergabung, hidrogen yang terdapat dalam cakera mereka dimampatkan. Pembentukan intensif bintang baru bermula. Sebagai contoh, ini boleh diperhatikan dalam galaksi NGC 4039 yang berinteraksi, atau dikenali sebagai Antennae Galaxy. Jika Andromeda dan Bima Sakti bergabung, dipercayai bahawa akan ada sedikit gas yang tinggal pada cakera mereka. Pembentukan bintang tidak akan begitu sengit, walaupun kelahiran quasar adalah mustahil.

Hasil penggabungan

Para saintis secara tentatif memanggil galaksi yang terbentuk semasa penggabungan Milcomeda. Hasil simulasi menunjukkan objek yang terhasil akan mempunyai bentuk elips. Pusatnya akan mempunyai ketumpatan bintang yang lebih rendah daripada galaksi elips moden. Tetapi bentuk cakera juga mungkin. Banyak bergantung pada jumlah gas yang kekal dalam Bima Sakti dan Andromeda. Dalam masa terdekat, baki galaksi Kumpulan Tempatan akan bergabung menjadi satu objek, dan ini akan menandakan permulaan peringkat evolusi baharu.

Fakta tentang Andromeda

Andromeda ialah Galaksi terbesar dalam Kumpulan Tempatan. Tetapi mungkin bukan yang paling besar. Para saintis mencadangkan bahawa terdapat lebih banyak jirim gelap tertumpu di Bima Sakti, dan inilah yang menjadikan galaksi kita lebih besar. Para saintis akan mengkaji Andromeda untuk memahami asal usul dan evolusi pembentukan yang serupa dengannya, kerana ia adalah galaksi lingkaran yang paling dekat dengan kita. Andromeda kelihatan hebat dari Bumi. Ramai juga yang berjaya memotretnya. Andromeda mempunyai teras galaksi yang sangat padat. Bukan sahaja bintang besar terletak di tengahnya, tetapi terdapat juga sekurang-kurangnya satu lubang hitam supermasif tersembunyi di terasnya. Lengan lingkarannya dibengkokkan akibat interaksi graviti dengan dua galaksi jiran: M32 dan M110. Terdapat sekurang-kurangnya 450 gugusan bintang globular yang mengorbit di dalam Andromeda. Antaranya adalah beberapa yang paling padat yang telah ditemui. Galaksi Andromeda ialah objek paling jauh yang boleh dilihat dengan mata kasar. Anda memerlukan sudut pandang yang baik dan cahaya terang yang minimum.

Kesimpulannya, saya ingin menasihatkan para pembaca agar lebih kerap mengangkat pandangan ke langit berbintang. Ia menyimpan banyak perkara baru dan tidak diketahui. Cari masa lapang untuk melihat ruang pada hujung minggu. Galaksi Andromeda di langit adalah pemandangan untuk dilihat.

Andromeda ialah galaksi yang juga dikenali sebagai M31 dan NGC224. Ini adalah pembentukan lingkaran yang terletak pada jarak kira-kira 780 kp (2.5 juta dari Bumi.

Andromeda ialah galaksi yang paling hampir dengan Bima Sakti. Ia dinamakan sempena puteri mitos dengan nama yang sama. Pemerhatian pada tahun 2006 membawa kepada kesimpulan bahawa terdapat kira-kira satu trilion bintang di sini - sekurang-kurangnya dua kali lebih banyak daripada di Bima Sakti, di mana terdapat kira-kira 200 - 400 bilion Para saintis percaya bahawa perlanggaran Bima Sakti dan galaksi Andromeda akan berlaku berlaku dalam kira-kira 3. 75 bilion tahun, dan akhirnya galaksi elips atau cakera gergasi akan terbentuk. Tetapi lebih lanjut mengenai itu kemudian. Mula-mula, mari kita ketahui rupa "puteri mitos".

Gambar menunjukkan Andromeda. Galaksi mempunyai jalur putih dan biru. Mereka membentuk cincin di sekelilingnya dan menutupi bintang gergasi yang panas dan merah. Jalur biru-kelabu gelap berbeza secara mendadak dengan gelang terang ini dan menunjukkan kawasan di mana pembentukan bintang baru bermula dalam kepompong awan yang padat. Apabila diperhatikan di bahagian spektrum yang boleh dilihat, cincin Andromeda kelihatan lebih seperti lengan lingkaran. Dalam julat ultraviolet, pembentukan ini lebih seperti struktur cincin. Mereka sebelum ini ditemui oleh teleskop NASA. Ahli astronomi percaya bahawa cincin ini menunjukkan pembentukan galaksi akibat perlanggaran dengan satu jiran lebih daripada 200 juta tahun yang lalu.

Bulan-bulan Andromeda

Seperti Bima Sakti, Andromeda mempunyai beberapa satelit kerdil, 14 daripadanya telah ditemui. Yang paling terkenal ialah M32 dan M110. Sudah tentu, tidak mungkin bintang setiap galaksi akan berlanggar antara satu sama lain, kerana jarak antara mereka sangat besar. Para saintis masih mempunyai idea yang agak samar tentang apa yang sebenarnya akan berlaku. Tetapi nama telah dicipta untuk bayi baru lahir masa depan. Mammoth - inilah yang dipanggil saintis sebagai galaksi gergasi yang belum lahir.

Perlanggaran bintang

Andromeda ialah galaksi dengan 1 trilion bintang (10 12), dan Bima Sakti - 1 bilion (3 * 10 11). Walau bagaimanapun, peluang perlanggaran antara benda angkasa adalah diabaikan, kerana terdapat jarak yang jauh di antara mereka. Sebagai contoh, bintang paling hampir dengan Matahari, Proxima Centauri, adalah 4.2 tahun cahaya jauhnya (4*10 13 km), atau 30 juta (3*10 7) diameter Matahari. Bayangkan bahawa tokoh kita adalah bola pingpong. Kemudian Proxima Centauri akan kelihatan seperti kacang, terletak pada jarak 1100 km darinya, dan Bima Sakti itu sendiri akan memanjangkan 30 juta km lebarnya. Malah bintang-bintang di tengah-tengah galaksi (yang mana ia paling tertumpu) terletak pada selang 160 bilion (1.6 * 10 11) km. Itu seperti satu bola pingpong untuk setiap 3.2 km. Oleh itu, peluang mana-mana dua bintang akan berlanggar semasa penggabungan galaksi adalah sangat kecil.

Perlanggaran lubang hitam

Galaksi Andromeda dan Bima Sakti mempunyai pusat Sagittarius A (3.6*10 6 jisim suria) dan objek dalam gugusan P2 Teras Galatik. Lubang hitam ini akan berkumpul berhampiran pusat galaksi yang baru terbentuk, memindahkan tenaga orbit kepada bintang, yang akhirnya akan bergerak ke trajektori yang lebih tinggi. Proses di atas boleh mengambil masa berjuta-juta tahun. Apabila lubang hitam datang dalam tempoh satu tahun cahaya antara satu sama lain, mereka akan mula memancarkan gelombang graviti. Tenaga orbit akan menjadi lebih kuat sehingga penggabungan selesai. Berdasarkan data pemodelan yang dijalankan pada tahun 2006, Bumi mula-mula mungkin terhumban hampir ke tengah-tengah galaksi yang baru terbentuk, kemudian melepasi salah satu lubang hitam dan terlontar melepasi Bima Sakti.

Pengesahan teori

Galaksi Andromeda menghampiri kami pada kelajuan kira-kira 110 km sesaat. Sehingga 2012, tiada cara untuk mengetahui sama ada perlanggaran akan berlaku atau tidak. Teleskop Angkasa Hubble membantu saintis membuat kesimpulan bahawa ia hampir tidak dapat dielakkan. Selepas menjejaki pergerakan Andromeda dari 2002 hingga 2010, disimpulkan bahawa perlanggaran itu akan berlaku dalam masa kira-kira 4 bilion tahun.

Penyelidikan juga mencadangkan bahawa M33, atau Triangulum Galaxy, ahli ketiga terbesar dan paling terang Kumpulan Tempatan, juga akan mengambil bahagian dalam acara ini. Kemungkinan besar nasibnya adalah kemasukan ke orbit objek yang terbentuk selepas penggabungan, dan pada masa depan yang jauh - penyatuan akhir. Walau bagaimanapun, perlanggaran M33 dengan Bima Sakti sebelum Andromeda menghampiri, atau Sistem Suria kita tercampak keluar dari Kumpulan Tempatan, dikecualikan.

Nasib Sistem Suria

Para saintis dari Harvard mendakwa bahawa masa penggabungan galaksi akan bergantung pada kelajuan tangen Andromeda. Berdasarkan pengiraan, kami membuat kesimpulan bahawa terdapat 50% kemungkinan bahawa semasa penggabungan Sistem Suria akan dilemparkan kembali ke jarak tiga kali jarak semasa ke pusat Bima Sakti. Tidak diketahui dengan tepat bagaimana galaksi Andromeda akan berkelakuan. Planet Bumi juga terancam. Para saintis mengatakan terdapat 12% kemungkinan bahawa beberapa lama selepas perlanggaran kita akan tercampak di luar bekas "rumah" kita. Tetapi peristiwa ini kemungkinan besar tidak akan mempunyai kesan buruk yang besar pada Sistem Suria, dan badan angkasa tidak akan dimusnahkan.

Jika kita mengecualikan kejuruteraan planet, maka pada masa permukaan Bumi akan menjadi sangat panas dan tidak akan ada air cair yang tersisa di atasnya, dan oleh itu tiada kehidupan.

Kesan sampingan yang mungkin

Apabila dua galaksi lingkaran bergabung, hidrogen yang terdapat dalam cakera mereka dimampatkan. Pembentukan intensif bintang baru bermula. Sebagai contoh, ini boleh diperhatikan dalam galaksi NGC 4039 yang berinteraksi, atau dikenali sebagai "Antennae". Jika Andromeda dan Bima Sakti bergabung, dipercayai bahawa akan ada sedikit gas yang tinggal pada cakera mereka. Pembentukan bintang tidak akan begitu sengit, walaupun kelahiran quasar berkemungkinan besar.

Hasil penggabungan

Para saintis secara tentatif memanggil galaksi yang terbentuk semasa penggabungan Milcomeda. Hasil simulasi menunjukkan objek yang terhasil akan mempunyai bentuk elips. Pusatnya akan mempunyai ketumpatan bintang yang lebih rendah daripada galaksi elips moden. Tetapi bentuk cakera juga mungkin. Banyak bergantung kepada jumlah gas yang kekal dalam Bima Sakti dan Andromeda. Dalam masa terdekat, yang selebihnya akan bergabung menjadi satu objek, dan ini akan menandakan permulaan peringkat evolusi baru.

Fakta tentang Andromeda

Andromeda ialah Galaksi terbesar dalam Kumpulan Tempatan. Tetapi mungkin bukan yang paling besar. Para saintis mencadangkan bahawa terdapat lebih banyak pekat di Bima Sakti dan inilah yang menjadikan galaksi kita lebih besar.
Para saintis sedang meneroka Andromeda untuk memahami asal usul dan evolusi formasi yang serupa dengannya, kerana ia adalah galaksi lingkaran yang paling dekat dengan kita.
Andromeda kelihatan hebat dari Bumi. Ramai juga yang berjaya memotretnya.
Andromeda mempunyai teras galaksi yang sangat padat. Bukan sahaja bintang besar terletak di tengahnya, tetapi terdapat juga sekurang-kurangnya satu lubang hitam supermasif tersembunyi di terasnya.
Lengan lingkarannya dibengkokkan akibat interaksi graviti dengan dua galaksi jiran: M32 dan M110.
Terdapat sekurang-kurangnya 450 gugusan bintang globular yang mengorbit di dalam Andromeda. Antaranya adalah beberapa yang paling padat yang telah ditemui.
Galaksi Andromeda ialah objek paling jauh yang boleh dilihat dengan mata kasar. Anda memerlukan sudut pandang yang baik dan cahaya terang yang minimum.

Kesimpulannya, saya ingin menasihatkan para pembaca agar lebih kerap mendongak ke langit berbintang. Ia menyimpan banyak perkara baru dan tidak diketahui. Cari masa lapang untuk melihat ruang pada hujung minggu. Galaksi Andromeda di langit adalah pemandangan untuk dilihat.

> Galaksi yang paling dekat dengan kita

Galaksi manakah yang paling hampir dengan Bima Sakti: lingkaran Andromeda, galaksi kerdil Canis Major, jarak, peta galaksi, belajar dengan foto.

Perlu difahami bahawa galaksi kita tidak unik dari segi pembentukannya. Iaitu, terdapat banyak lagi yang serupa, bersatu dalam kumpulan tertentu. Bima Sakti dilindungi oleh Kumpulan Tempatan (54 galaksi), yang merupakan sebahagian daripada. Jadi kita tidak bersendirian.

Ramai yang percaya bahawa galaksi Andromeda adalah yang paling hampir kerana ia dan Bima Sakti sedang mengalami proses perlanggaran dan penggabungan. Tetapi secara lebih saintifik, ini adalah wakil terdekat dari jenis lingkaran. Hakikatnya ialah kerdil itu ditemui tidak lama dahulu, jadi sudah tiba masanya untuk mempertimbangkan semula pengetahuan anda.

Galaksi mana yang paling dekat

Pada masa ini, Galaksi Kerdil Utama Canis ialah galaksi yang paling hampir dengan Bima Sakti. Ia adalah 42,000 tahun cahaya dari pusat dan 25,000 tahun cahaya dari sistem.

Ciri-ciri galaksi yang paling hampir dengan kita

Ia dipercayai mengandungi satu bilion bintang, kebanyakannya telah memasuki fasa gergasi merah. Dibentuk dalam bentuk elips. Di samping itu, seluruh rentetan bintang berkelip di belakangnya. Ia adalah struktur berbentuk cincin yang kompleks - Cincin Unicorn, dililit tiga kali.

Semasa kajian cincin, galaksi kerdil ini ditemui di Canis Major. Adalah dipercayai bahawa dia "dimakan". Dan gugusan globular yang berdekatan dengan pusatnya (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 dan NGC 2808) pernah menjadi milik galaksi yang diserap.

Contoh penggabungan galaksi yang ditangkap oleh teleskop Hubble

Penemuan galaksi yang paling hampir dengan Bumi

Sebelum ini, adalah dipercayai bahawa Galaksi Elips Kerdil (70,000 tahun cahaya dari Bumi) berada di tempat pertama dari segi kedekatan. Ini lebih dekat daripada (180,000 tahun).

Galaksi kerdil di Canis Major muncul buat kali pertama pada tahun 2003. Ahli astronomi mengimbas 70% langit menggunakan Tinjauan All-Sky dan menemui kira-kira 5,700 sumber cakerawala sinaran inframerah. Teknologi inframerah adalah sangat penting kerana lampu merah tidak disekat oleh gas dan habuk. Oleh itu, adalah mungkin untuk menemui banyak gergasi jenis M dalam buruj Canis Major. Sesetengah struktur membentuk lengkok lemah.

Bilangan besar bintang jenis M adalah sebab mengapa lapisan itu ditemui. Kerdil merah dengan suhu rendah adalah lebih rendah dalam kecerahan, jadi mereka tidak boleh dilihat tanpa menggunakan teknologi. Tetapi mereka jelas kelihatan dalam julat inframerah.

Data itu mencetuskan idea bahawa galaksi boleh berkembang dengan memakan jiran yang lebih kecil. Oleh itu, galaksi Bima Sakti kita muncul, yang terus melakukan ini walaupun sekarang. Dan memandangkan bekas bintang Galaksi Kerdil di Canis Major kini milik kita, kita boleh mengatakan bahawa ia adalah yang paling hampir.

Bekas pemenang ditemui pada tahun 1994 (kerdil dalam Sagittarius). Antara lingkaran terdekat ialah (M31), yang meluru ke arah kami dengan pecutan 110 km/s. Dalam 4 bilion tahun cahaya, penggabungan akan berlaku.

Apa yang menanti galaksi yang paling dekat dengan kita?

Sekarang anda tahu bahawa galaksi yang paling hampir dengan Bima Sakti ialah galaksi kerdil di Canis Major. Tetapi apa yang akan berlaku kepadanya? Para saintis percaya bahawa ia akhirnya akan dipecahkan oleh daya graviti Bima Sakti. Adalah ketara bahawa badan utamanya telah menjadi herot dan ia tidak berhenti. Pertambahan akan berakhir dengan objek bergabung sepenuhnya, memindahkan 1 bilion bintang ke galaksi kita untuk menambah kepada 200-400 bilion yang berlalu sebelum ini. Jadi jarak pendek ke galaksi terdekat memainkan jenaka kejam di atasnya.

GALAXIES, “extragalactic nebulae” atau “island universes,” ialah sistem bintang gergasi yang turut mengandungi gas dan habuk antara bintang. Sistem suria adalah sebahagian daripada Galaxy kita - Bima Sakti. Semua angkasa lepas, sejauh mana teleskop yang paling berkuasa boleh menembusi, dipenuhi dengan galaksi. Ahli astronomi berjumlah sekurang-kurangnya satu bilion daripada mereka. Galaksi terdekat terletak pada jarak kira-kira 1 juta tahun cahaya dari kita. tahun (10 19 km), dan galaksi paling jauh yang direkodkan oleh teleskop adalah berbilion tahun cahaya jauhnya. Kajian galaksi adalah salah satu tugas yang paling bercita-cita tinggi dalam astronomi.

Rujukan sejarah. Galaksi luar yang paling terang dan paling dekat dengan kita - Awan Magellan - boleh dilihat dengan mata kasar di hemisfera selatan langit dan diketahui oleh orang Arab pada abad ke-11, serta galaksi paling terang di hemisfera utara - Nebula Besar di Andromeda. Dengan penemuan semula nebula ini pada tahun 1612 menggunakan teleskop oleh ahli astronomi Jerman S. Marius (1570–1624), kajian saintifik tentang galaksi, nebula dan gugusan bintang bermula. Banyak nebula ditemui oleh pelbagai ahli astronomi pada abad ke-17 dan ke-18; maka mereka dianggap awan gas bercahaya.

Idea sistem bintang di luar Galaxy pertama kali dibincangkan oleh ahli falsafah dan ahli astronomi abad ke-18: E. Swedenborg (1688–1772) di Sweden, T. Wright (1711–1786) di England, I. Kant (1724– 1804) di Prussia, I. .Lambert (1728–1777) di Alsace dan W. Herschel (1738–1822) di England. Walau bagaimanapun, hanya pada suku pertama abad ke-20. kewujudan "pulau Universe" telah terbukti dengan jelas terutamanya berkat kerja ahli astronomi Amerika G. Curtis (1872–1942) dan E. Hubble (1889–1953). Mereka membuktikan bahawa jarak ke yang paling terang, dan oleh itu yang paling dekat, "nebula putih" dengan ketara melebihi saiz Galaxy kita. Dalam tempoh dari 1924 hingga 1936, Hubble menolak sempadan penyelidikan galaksi dari sistem berdekatan ke had teleskop 2.5 meter di Balai Cerap Mount Wilson, i.e. sehingga beberapa ratus juta tahun cahaya.

Pada tahun 1929, Hubble menemui hubungan antara jarak ke galaksi dan kelajuan pergerakannya. Hubungan ini, undang-undang Hubble, telah menjadi asas pemerhatian kosmologi moden. Selepas tamat Perang Dunia II, kajian aktif galaksi bermula dengan bantuan teleskop besar baharu dengan penguat cahaya elektronik, mesin pengukur automatik dan komputer. Penemuan pelepasan radio dari galaksi kita dan galaksi lain memberikan peluang baharu untuk mengkaji Alam Semesta dan membawa kepada penemuan galaksi radio, quasar dan manifestasi aktiviti lain dalam nukleus galaksi. Pemerhatian tambahan atmosfera daripada roket dan satelit geofizik telah membolehkan untuk mengesan pelepasan sinar-X daripada nukleus galaksi aktif dan gugusan galaksi.

nasi. 1. Pengelasan galaksi mengikut Hubble

Katalog pertama "nebula" diterbitkan pada tahun 1782 oleh ahli astronomi Perancis Charles Messier (1730–1817). Senarai ini termasuk gugusan bintang dan nebula gas Galaxy kita, serta objek ekstragalaksi. Nombor objek Messier masih digunakan hari ini; contohnya, Messier 31 (M 31) ialah Andromeda Nebula yang terkenal, galaksi besar terdekat yang diperhatikan dalam buruj Andromeda.

Tinjauan sistematik langit, yang dimulakan oleh W. Herschel pada tahun 1783, membawanya kepada penemuan beberapa ribu nebula di langit utara. Kerja ini diteruskan oleh anaknya J. Herschel (1792–1871), yang membuat pemerhatian di Hemisfera Selatan di Tanjung Harapan (1834–1838) dan diterbitkan pada 1864 Direktori am 5 ribu nebula dan gugusan bintang. Pada separuh kedua abad ke-19. yang baru ditemui telah ditambahkan pada objek ini, dan J. Dreyer (1852–1926) diterbitkan pada tahun 1888 Direktori kongsi baharu (Katalog Am Baharu – NGC), termasuk 7814 objek. Dengan penerbitan pada tahun 1895 dan 1908 daripada dua tambahan Indeks direktori(IC) bilangan nebula dan gugusan bintang yang ditemui melebihi 13 ribu Penamaan mengikut katalog NGC dan IC telah diterima umum. Oleh itu, Nebula Andromeda ditetapkan sama ada M 31 atau NGC 224. Senarai berasingan 1249 galaksi yang lebih terang daripada magnitud ke-13, berdasarkan tinjauan fotografi di langit, telah disusun oleh H. Shapley dan A. Ames dari Balai Cerap Harvard pada tahun 1932 .

Karya ini telah diperluaskan dengan ketara oleh edisi pertama (1964), kedua (1976) dan ketiga (1991). Katalog abstrak galaksi terang J. de Vaucouleurs dan rakan sekerja. Katalog yang lebih luas, tetapi kurang terperinci berdasarkan melihat plat tinjauan langit fotografi diterbitkan pada tahun 1960-an oleh F. Zwicky (1898–1974) di Amerika Syarikat dan B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) di USSR. Mereka mengandungi lebih kurang. 30 ribu galaksi sehingga magnitud ke-15. Tinjauan serupa di langit selatan baru-baru ini telah disiapkan menggunakan Kamera Schmidt 1 meter Balai Cerap Selatan Eropah di Chile dan Kamera Schmidt 1.2 meter UK di Australia.

Terdapat terlalu banyak galaksi yang lebih lemah daripada magnitud 15 untuk membuat senarai mereka. Pada tahun 1967, hasil kiraan galaksi yang lebih cerah daripada magnitud ke-19 (utara deklinasi 20) yang dijalankan oleh C. Schein dan K. Virtanen menggunakan plat astrograf 50 cm Balai Cerap Lick telah diterbitkan. Terdapat lebih kurang galaksi sedemikian. 2 juta, tidak termasuk yang tersembunyi daripada kita oleh jalur debu lebar Bima Sakti. Dan pada tahun 1936, Hubble di Balai Cerap Mount Wilson mengira bilangan galaksi sehingga magnitud ke-21 di beberapa kawasan kecil yang diagihkan sama rata merentasi sfera cakerawala (utara deklinasi 30). Menurut data ini, di seluruh langit terdapat lebih daripada 20 juta galaksi yang lebih terang daripada magnitud ke-21.

Pengelasan. Terdapat galaksi pelbagai bentuk, saiz dan kecerahan; ada yang terpencil, tetapi kebanyakannya mempunyai jiran atau satelit yang memberi pengaruh graviti ke atasnya. Sebagai peraturan, galaksi tenang, tetapi yang aktif sering dijumpai. Pada tahun 1925, Hubble mencadangkan klasifikasi galaksi berdasarkan penampilannya. Kemudian ia telah diperhalusi oleh Hubble dan Shapley, kemudian Sandage dan akhirnya Vaucouleurs. Semua galaksi di dalamnya dibahagikan kepada 4 jenis: elips, lentikular, lingkaran dan tidak teratur.

elips(E) galaksi dalam gambar mempunyai bentuk elips tanpa sempadan yang tajam dan butiran yang jelas. Kecerahan mereka meningkat ke arah tengah. Ini adalah ellipsoid berputar yang terdiri daripada bintang lama; bentuk jelas mereka bergantung pada orientasi kepada garis penglihatan pemerhati. Apabila diperhatikan bahagian tepi, nisbah panjang paksi pendek dan panjang elips mencapai  5/10 (ditandakan E5).

nasi. 2. Galaksi Elips ESO 325-G004

Lentikular(L atau S 0) galaksi adalah serupa dengan yang berbentuk elips, tetapi, sebagai tambahan kepada komponen sferoid, ia mempunyai cakera khatulistiwa yang nipis dan berputar dengan pantas, kadangkala dengan struktur berbentuk cincin seperti cincin Zuhal. Galaksi lentikular di tepi yang diperhatikan kelihatan lebih mampat daripada galaksi elips: nisbah paksinya mencapai 2/10.

nasi. 2. Galaksi Spindle (NGC 5866), galaksi lentikular dalam buruj Draco.

Lingkaran(S) galaksi juga terdiri daripada dua komponen - sferoid dan rata, tetapi dengan struktur lingkaran yang lebih kurang berkembang dalam cakera. Sepanjang urutan subjenis Sa, Sb, Sc, Sd(dari lingkaran "awal" hingga "akhir"), lengan lingkaran menjadi lebih tebal, lebih kompleks dan kurang berpintal, dan sferoid (kondensasi pusat, atau membonjol) berkurangan. Galaksi lingkaran tepi tidak mempunyai lengan lingkaran yang boleh dilihat, tetapi jenis galaksi boleh ditentukan oleh kecerahan relatif bonjolan dan cakera.

nasi. 2. Contoh galaksi lingkaran, Galaksi Pinwheel (Messier 101 atau NGC 5457)

tak betul(saya) galaksi terdiri daripada dua jenis utama: jenis Magellanic, i.e. jenis Awan Magellan, meneruskan urutan lingkaran dari Sm sebelum ini Im, dan bukan jenis Magellan saya 0, mempunyai lorong debu gelap yang huru-hara di atas struktur sferoid atau cakera seperti lentikular atau lingkaran awal.

nasi. 2. NGC 1427A, contoh galaksi tidak teratur.

Jenis L Dan S terbahagi kepada dua keluarga dan dua jenis bergantung kepada kehadiran atau ketiadaan struktur linear yang melalui pusat dan bersilang cakera ( bar), serta cincin simetri tengah.

nasi. 2. Model komputer galaksi Bima Sakti.

nasi. 1. NGC 1300, contoh galaksi lingkaran berpalang.

nasi. 1. KLASIFIKASI TIGA DIMENSI GALASI . Jenis utama: E, L, S, I E terletak secara berurutan dari Im sebelum ini ; keluarga biasa A dan menyeberang B ; baik hati s Dan r

. Gambar rajah bulat di bawah ialah keratan rentas konfigurasi utama di kawasan galaksi lingkaran dan lentikular. nasi. Sb.

2. KELUARGA UTAMA DAN JENIS-JENIS SPIRAS

pada keratan rentas konfigurasi utama di kawasan itu Terdapat skema pengelasan lain untuk galaksi berdasarkan butiran morfologi yang lebih halus, tetapi pengelasan objektif berdasarkan ukuran fotometrik, kinematik dan radio masih belum dibangunkan.

Kompaun. Dua komponen struktur - spheroid dan cakera - mencerminkan perbezaan dalam populasi bintang galaksi, ditemui pada tahun 1944 oleh ahli astronomi Jerman W. Baade (1893–1960).

Penduduk I, terdapat dalam galaksi tidak sekata dan lengan lingkaran, mengandungi gergasi biru dan supergergasi kelas spektrum O dan B, supergergasi merah kelas K dan M, dan gas dan habuk antara bintang dengan kawasan terang hidrogen terion. Ia juga mengandungi bintang jujukan utama berjisim rendah, yang boleh dilihat berhampiran Matahari tetapi tidak dapat dibezakan dalam galaksi yang jauh.

Penduduk II, hadir dalam galaksi elips dan lentikular, serta di kawasan tengah lingkaran dan dalam gugusan globular, mengandungi gergasi merah dari kelas G5 hingga K5, subgergasi dan mungkin subdwarf; Nebula planet ditemui di dalamnya dan ledakan nova diperhatikan (Rajah 3). Dalam Rajah. Rajah 4 menunjukkan hubungan antara jenis spektrum (atau warna) bintang dan kecerahannya dalam populasi yang berbeza. nasi. 3. POPULASI BINTANG . Gambar galaksi lingkaran, Andromeda Nebula, menunjukkan bahawa gergasi biru dan supergergasi Populasi I tertumpu pada cakeranya, dan bahagian tengah terdiri daripada bintang Populasi II merah. Satelit Nebula Andromeda juga boleh dilihat: galaksi NGC 205 ( di bawah

) dan M 32 ( kiri atas

Pada mulanya dianggap bahawa galaksi elips hanya mengandungi Populasi II, dan galaksi tidak teratur hanya Populasi I. Namun, ternyata galaksi biasanya mengandungi campuran dua populasi bintang dalam perkadaran yang berbeza. Analisis populasi terperinci hanya boleh dilakukan untuk beberapa galaksi berdekatan, tetapi pengukuran warna dan spektrum sistem jauh menunjukkan bahawa perbezaan dalam populasi bintang mereka mungkin lebih besar daripada yang difikirkan oleh Baade.

Jarak. Mengukur jarak ke galaksi jauh adalah berdasarkan skala mutlak jarak ke bintang Galaksi kita. Ia dipasang dalam beberapa cara. Yang paling asas ialah kaedah paralaks trigonometri, sah sehingga jarak 300 sv. tahun. Kaedah yang selebihnya adalah tidak langsung dan statistik; ia adalah berdasarkan kajian tentang gerakan yang betul, halaju jejari, kecerahan, warna dan spektrum bintang. Atas dasar mereka, nilai mutlak Baru dan pembolehubah jenis RR Lyra dan  Cepheus, yang menjadi penunjuk utama jarak ke galaksi terdekat di mana ia boleh dilihat. Kelompok globular, bintang paling terang dan nebula pelepasan galaksi ini menjadi penunjuk sekunder dan memungkinkan untuk menentukan jarak ke galaksi yang lebih jauh. Akhirnya, diameter dan kecerahan galaksi itu sendiri digunakan sebagai penunjuk tertier. Sebagai ukuran jarak, ahli astronomi biasanya menggunakan perbezaan antara magnitud ketara sesuatu objek m dan magnitud mutlaknya M; nilai ini ( m–M) dipanggil "modul jarak ketara". Untuk mengetahui jarak sebenar, ia mesti dibetulkan untuk penyerapan cahaya oleh habuk antara bintang. Dalam kes ini, ralat biasanya mencapai 10-20%.

Skala jarak ekstragalaksi disemak dari semasa ke semasa, yang bermaksud bahawa parameter galaksi lain yang bergantung pada jarak juga berubah. Dalam jadual 1 menunjukkan jarak paling tepat ke kumpulan galaksi terdekat hari ini. Untuk galaksi yang lebih jauh, berbilion tahun cahaya jauhnya, jarak dianggarkan dengan ketepatan yang rendah berdasarkan anjakan merahnya ( lihat di bawah: Sifat anjakan merah).

Jadual 1. JARAK KE GALASI TERDEKAT, KUMPULAN DAN KLUSTERNYA
Galaksi atau kumpulan	Modul jarak ketara (m–M )	Jarak, berjuta cahaya tahun
Awan Magellan Besar
Awan Magellan Kecil
Kumpulan Andromeda (M 31)
Kumpulan Pemahat
Kumpulan B. Ursa (M 81)
Kelompok dalam Virgo
Kelompok dalam Relau

Kecerahan. Mengukur kecerahan permukaan galaksi memberikan jumlah kilauan bintangnya bagi setiap unit luas. Perubahan dalam kecerahan permukaan dengan jarak dari pusat mencirikan struktur galaksi. Sistem eliptik, sebagai yang paling teratur dan simetri, telah dikaji dengan lebih terperinci daripada yang lain; secara umum, ia diterangkan oleh undang-undang kecerahan tunggal (Rajah 5, A):

nasi.. A 5. TABURAN LUMINOSITI GALASI – galaksi elips (logaritma kecerahan permukaan ditunjukkan bergantung pada punca keempat jejari yang dikurangkan ( r/r Dan e) 1/4, di mana Dan– jarak dari pusat, dan e ialah jejari berkesan, di mana separuh daripada jumlah kilauan galaksi terkandung); b – galaksi lentikular NGC 1553; V

– tiga galaksi lingkaran biasa (bahagian luar setiap baris adalah lurus, menunjukkan pergantungan eksponen kilauan pada jarak). e ialah jejari berkesan, di mana separuh daripada jumlah kilauan galaksi terkandung); Data mengenai sistem lentikular tidak begitu lengkap. Profil kecerahannya (Rajah 5,

) berbeza daripada profil galaksi elips dan mempunyai tiga kawasan utama: teras, kanta dan sampul surat. Sistem ini kelihatan sebagai perantaraan antara elips dan lingkaran. Sa Lingkaran sangat pelbagai, strukturnya kompleks, dan tidak ada undang-undang tunggal untuk pengedaran kilauannya. Walau bagaimanapun, nampaknya untuk lingkaran mudah jauh dari teras, kecerahan permukaan cakera berkurangan secara eksponen ke arah pinggir. Pengukuran menunjukkan bahawa kecerahan lengan lingkaran tidak sehebat yang kelihatan apabila melihat gambar-gambar galaksi. Lengan menambah tidak lebih daripada 20% kepada kecerahan cakera dalam cahaya biru dan kurang ketara dalam cahaya merah. Sumbangan kepada kecerahan daripada bonjolan berkurangan daripada Sd Kepada – galaksi lentikular NGC 1553;).

(Gamb. 5, m Dengan mengukur magnitud ketara galaksi m–M dan menentukan modulus jaraknya ( M), hitung nilai mutlak M. Galaksi paling terang, tidak termasuk quasar, M 22, iaitu. kilauan mereka hampir 100 bilion kali lebih besar daripada Matahari. Dan galaksi terkecil M10, i.e. kilauan lebih kurang. 10 6 suria. Taburan bilangan galaksi mengikut

, dipanggil "fungsi kecerahan," adalah ciri penting populasi galaksi Alam Semesta, tetapi tidak mudah untuk ditentukan dengan tepat. E terletak secara berurutan dari Sc Untuk galaksi yang dipilih pada magnitud boleh dilihat mengehadkan tertentu, fungsi kecerahan setiap jenis secara berasingan daripada M m hampir Gaussian (berbentuk loceng) dengan nilai mutlak purata dalam sinar biru Sd terletak secara berurutan dari Im= 18.5 dan serakan  0.8 (Rajah 6). Tetapi galaksi jenis lewat dari

Untuk sampel lengkap galaksi dalam isipadu ruang tertentu, contohnya dalam kelompok, fungsi kilauan meningkat secara mendadak dengan kecerahan berkurangan, i.e. bilangan galaksi kerdil adalah berkali ganda lebih besar daripada bilangan galaksi gergasi

nasi.. A 6. FUNGSI LUMINOSITI GALAXY e ialah jejari berkesan, di mana separuh daripada jumlah kilauan galaksi terkandung);– sampel lebih cerah daripada nilai boleh dilihat mengehadkan tertentu; M– sampel lengkap dalam jumlah besar ruang tertentu. Perhatikan bilangan besar sistem kerdil dengan< -16.

B Saiz

. Oleh kerana ketumpatan bintang dan kecerahan galaksi secara beransur-ansur mereput ke luar, persoalan saiznya sebenarnya terletak pada keupayaan teleskop, pada keupayaannya untuk menyerlahkan cahaya samar kawasan luar galaksi terhadap cahaya langit malam. Teknologi moden memungkinkan untuk merakam kawasan galaksi dengan kecerahan kurang daripada 1% daripada kecerahan langit; ini kira-kira sejuta kali lebih rendah daripada kecerahan nukleus galaksi. Menurut isophote ini (garisan kecerahan yang sama), diameter galaksi berkisar dari beberapa ribu tahun cahaya untuk sistem kerdil hingga ratusan ribu untuk galaksi gergasi. Sebagai peraturan, diameter galaksi berkait rapat dengan kecerahan mutlaknya. Kelas spektrum dan warna. ; keluarga biasa terletak secara berurutan dari Spektrogram pertama galaksi - Nebula Andromeda, diperoleh di Balai Cerap Potsdam pada tahun 1899 oleh Yu Scheiner (1858–1913), dengan garis serapannya menyerupai spektrum Matahari. Penyelidikan besar-besaran ke dalam spektrum galaksi bermula dengan penciptaan spektrograf "pantas" dengan serakan rendah (200-400 /mm); kemudian, penggunaan penguat kecerahan imej elektronik memungkinkan untuk meningkatkan serakan kepada 20–100/mm. Pemerhatian Morgan di Balai Cerap Yerkes menunjukkan bahawa, walaupun komposisi bintang kompleks galaksi, spektrum mereka biasanya hampir dengan spektrum bintang kelas tertentu dari K ; keluarga biasa, dan terdapat korelasi yang ketara antara spektrum dan jenis morfologi galaksi. Biasanya, spektrum kelas Im mempunyai galaksi yang tidak teratur Sm s Sd dan lingkaran . Kelas spektrum A–F Sd s Sc pada lingkaran Sc Lingkaran sangat pelbagai, strukturnya kompleks, dan tidak ada undang-undang tunggal untuk pengedaran kilauannya. Walau bagaimanapun, nampaknya untuk lingkaran mudah jauh dari teras, kecerahan permukaan cakera berkurangan secara eksponen ke arah pinggir. Pengukuran menunjukkan bahawa kecerahan lengan lingkaran tidak sehebat yang kelihatan apabila melihat gambar-gambar galaksi. Lengan menambah tidak lebih daripada 20% kepada kecerahan cakera dalam cahaya biru dan kurang ketara dalam cahaya merah. Sumbangan kepada kecerahan daripada bonjolan berkurangan daripada Sb. Pemindahan daripada disertai dengan perubahan spektrum daripada Lingkaran sangat pelbagai, strukturnya kompleks, dan tidak ada undang-undang tunggal untuk pengedaran kilauannya. Walau bagaimanapun, nampaknya untuk lingkaran mudah jauh dari teras, kecerahan permukaan cakera berkurangan secara eksponen ke arah pinggir. Pengukuran menunjukkan bahawa kecerahan lengan lingkaran tidak sehebat yang kelihatan apabila melihat gambar-gambar galaksi. Lengan menambah tidak lebih daripada 20% kepada kecerahan cakera dalam cahaya biru dan kurang ketara dalam cahaya merah. Sumbangan kepada kecerahan daripada bonjolan berkurangan daripada F F–G Sb s Sa, dan lingkaran , sistem lentikular dan elips mempunyai spektrum s Spektrogram pertama galaksi - Nebula Andromeda, diperoleh di Balai Cerap Potsdam pada tahun 1899 oleh Yu Scheiner (1858–1913), dengan garis serapannya menyerupai spektrum Matahari. Penyelidikan besar-besaran ke dalam spektrum galaksi bermula dengan penciptaan spektrograf "pantas" dengan serakan rendah (200-400 /mm); kemudian, penggunaan penguat kecerahan imej elektronik memungkinkan untuk meningkatkan serakan kepada 20–100/mm. Pemerhatian Morgan di Balai Cerap Yerkes menunjukkan bahawa, walaupun komposisi bintang kompleks galaksi, spektrum mereka biasanya hampir dengan spektrum bintang kelas tertentu dari G ; keluarga biasa. Benar, ternyata sinaran galaksi kelas spektrum kemudiannya dan menyeberang s Spektrogram pertama galaksi - Nebula Andromeda, diperoleh di Balai Cerap Potsdam pada tahun 1899 oleh Yu Scheiner (1858–1913), dengan garis serapannya menyerupai spektrum Matahari. Penyelidikan besar-besaran ke dalam spektrum galaksi bermula dengan penciptaan spektrograf "pantas" dengan serakan rendah (200-400 /mm); kemudian, penggunaan penguat kecerahan imej elektronik memungkinkan untuk meningkatkan serakan kepada 20–100/mm. Pemerhatian Morgan di Balai Cerap Yerkes menunjukkan bahawa, walaupun komposisi bintang kompleks galaksi, spektrum mereka biasanya hampir dengan spektrum bintang kelas tertentu dari.

sebenarnya terdiri daripada campuran cahaya daripada bintang gergasi kelas spektrum  Selain garis serapan, banyak galaksi mempunyai garis pelepasan yang boleh dilihat, seperti nebula pelepasan Bima Sakti. Biasanya ini adalah garis hidrogen siri Balmer, contohnya, H  pada  6563, penggandaan nitrogen terion (N II) pada  6548 dan 6583 dan sulfur (S II) pada  3726 dan 3729 dan oksigen terion dua kali ganda (O III) pada  4959 dan 5007. Keamatan garis pelepasan biasanya berkorelasi dengan jumlah gas dan bintang supergergasi dalam cakera galaksi: garisan ini tidak hadir atau sangat lemah dalam galaksi elips dan lentikular, tetapi diperkukuh dalam lingkaran dan tidak teratur - dari Sa Lingkaran sangat pelbagai, strukturnya kompleks, dan tidak ada undang-undang tunggal untuk pengedaran kilauannya. Walau bagaimanapun, nampaknya untuk lingkaran mudah jauh dari teras, kecerahan permukaan cakera berkurangan secara eksponen ke arah pinggir. Pengukuran menunjukkan bahawa kecerahan lengan lingkaran tidak sehebat yang kelihatan apabila melihat gambar-gambar galaksi. Lengan menambah tidak lebih daripada 20% kepada kecerahan cakera dalam cahaya biru dan kurang ketara dalam cahaya merah. Sumbangan kepada kecerahan daripada bonjolan berkurangan daripada Im. Di samping itu, keamatan garis pelepasan unsur yang lebih berat daripada hidrogen (N, O, S) dan, mungkin, kelimpahan relatif unsur-unsur ini berkurangan dari teras ke pinggir galaksi cakera. Sesetengah galaksi mempunyai garis pelepasan yang luar biasa kuat dalam terasnya. Pada tahun 1943, K. Seyfert menemui jenis galaksi istimewa dengan garis hidrogen yang sangat luas dalam teras, menunjukkan aktivitinya yang tinggi. Kilauan nukleus ini dan spektrumnya berubah mengikut masa. Secara umum, nukleus galaksi Seyfert adalah serupa dengan quasar, walaupun tidak sekuat itu.

Sepanjang jujukan morfologi galaksi, indeks integral warnanya berubah ( B–V), iaitu perbezaan antara magnitud galaksi berwarna biru dan menyeberang dan kuning V sinaran Indeks warna purata bagi jenis utama galaksi adalah seperti berikut:

Pada skala ini, 0.0 sepadan dengan putih, 0.5 kepada kekuningan, dan 1.0 kepada kemerahan.

Fotometri terperinci biasanya mendedahkan bahawa warna galaksi berbeza dari teras ke tepi, menunjukkan perubahan dalam komposisi bintang. Kebanyakan galaksi lebih biru di kawasan luarnya daripada di terasnya; Ini lebih ketara dalam lingkaran berbanding elips, kerana cakera mereka mengandungi banyak bintang biru muda. Galaksi tidak teratur, yang biasanya kekurangan teras, selalunya lebih biru di tengah berbanding di tepi.

Putaran dan jisim. Putaran galaksi mengelilingi paksi yang melalui pusat membawa kepada perubahan dalam panjang gelombang garis dalam spektrumnya: garisan dari kawasan galaksi yang menghampiri kita beralih ke bahagian ungu spektrum, dan dari kawasan surut ke merah (Gamb. 7). Menurut formula Doppler, perubahan relatif dalam panjang gelombang garis ialah   / = V Dan /c, Di mana c ialah kelajuan cahaya, dan V Dan– halaju jejari, i.e. komponen halaju sumber sepanjang garis penglihatan. Tempoh revolusi bintang di sekeliling pusat galaksi adalah ratusan juta tahun, dan kelajuan gerakan orbitnya mencapai 300 km/s. Biasanya, kelajuan putaran cakera mencapai nilai maksimumnya ( V M) pada jarak yang agak jauh dari pusat ( Dan M), dan kemudian berkurangan (Rajah 8). Berhampiran Galaxy kami V M= 230 km/s pada jarak Dan M= 40 ribu St. tahun dari pusat:

nasi. 7. GARIS SPEKRAL GALASI , berputar mengelilingi paksi N , apabila celah spektrograf berorientasikan sepanjang paksi. Garisan dari tepi surut galaksi ( b) terpesong ke arah sisi merah (R), dan dari tepi yang menghampiri ( a) – kepada ultraungu (UV).

nasi. 8. KELUK PUTAR GALAXY V. Kelajuan putaran V r mencapai nilai maksimum M pada kejauhan R

M dari pusat galaksi dan kemudian perlahan-lahan berkurangan.

Garis serapan dan garis pelepasan dalam spektrum galaksi mempunyai bentuk yang sama, oleh itu, bintang dan gas dalam cakera berputar pada kelajuan yang sama dalam arah yang sama. Apabila, dengan lokasi lorong debu gelap dalam cakera, kita dapat memahami pinggir galaksi yang mana lebih dekat dengan kita, kita dapat mengetahui arah putaran lengan lingkaran: dalam semua galaksi yang dikaji ia ketinggalan, iaitu, bergerak menjauhi pusat, lengan membengkok ke arah yang bertentangan dengan putaran arah. M = Analisis lengkung putaran membolehkan kita menentukan jisim galaksi. Dalam kes yang paling mudah, menyamakan daya graviti dengan daya emparan, kita memperoleh jisim galaksi di dalam orbit bintang: Dan 2 /, sistem lentikular dan elips mempunyai spektrum, Di mana , sistem lentikular dan elips mempunyai spektrum rV L– pemalar graviti. Analisis pergerakan bintang persisian membolehkan seseorang menganggarkan jumlah jisim. Galaxy kita mempunyai jisim lebih kurang. 210 11 jisim suria, untuk Nebula Andromeda 410 11 , untuk Awan Magellan Besar – 1510 9 . Jisim galaksi cakera adalah lebih kurang berkadar dengan kecerahannya ( ), jadi hubungannya M/L ), jadi hubungannya mereka mempunyai hampir sama dan untuk kecerahan dalam sinar biru sama

 5 dalam unit jisim suria dan kecerahan.  Jisim galaksi sferoid boleh dianggarkan dengan cara yang sama, dengan mengambil alih kelajuan putaran cakera daripada kelajuan gerakan huru-hara bintang dalam galaksi ( v M  M pada kejauhan Jisim galaksi sferoid boleh dianggarkan dengan cara yang sama, dengan mengambil alih kelajuan putaran cakera daripada kelajuan gerakan huru-hara bintang dalam galaksi ( 2 /, sistem lentikular dan elips mempunyai spektrum, Di mana M pada kejauhan), yang diukur dengan lebar garis spektrum dan dipanggil serakan halaju:

– jejari galaksi (teorem virus). Serakan halaju bintang dalam galaksi elips biasanya dari 50 hingga 300 km/s, dan jisim dari 10 9 jisim suria dalam sistem kerdil kepada 10 12 dalam jisim gergasi. Pelepasan radio  Bima Sakti telah ditemui oleh K. Jansky pada tahun 1931. Peta radio pertama Bima Sakti diperoleh oleh G. Reber pada tahun 1945. Sinaran ini datang dalam pelbagai panjang gelombang c/ atau frekuensi  =  , daripada beberapa megahertz (   1 cm), dan dipanggil "berterusan". Beberapa proses fizikal bertanggungjawab untuknya, yang paling penting ialah sinaran synchrotron daripada elektron antara bintang yang bergerak hampir pada kelajuan cahaya dalam medan magnet antara bintang yang lemah. Pada tahun 1950, pelepasan berterusan pada panjang gelombang 1.9 m ditemui oleh R. Brown dan K. Hazard (Jodrell Bank, England) dari Nebula Andromeda, dan kemudian dari banyak galaksi lain. Galaksi biasa, seperti kita atau M 31, adalah sumber gelombang radio yang lemah. Mereka mengeluarkan hampir satu juta kuasa optik mereka dalam julat radio. Tetapi dalam beberapa galaksi yang luar biasa, sinaran ini lebih kuat. “Galaksi radio” terdekat Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) dan Perseus A (NGC 1275) mempunyai kecerahan radio 10 –4 10 –3 daripada optik. Dan untuk objek yang jarang ditemui, seperti radio galaksi Cygnus A, nisbah ini hampir kepada perpaduan. Hanya beberapa tahun selepas penemuan sumber radio berkuasa ini adalah mungkin untuk mencari galaksi samar yang dikaitkan dengannya. Banyak sumber radio yang lemah, mungkin dikaitkan dengan galaksi jauh, belum dikenal pasti dengan objek optik.