Galakser i nærheten. Avstanden til nærmeste galakse er fantastisk

Stor encyklopedisk ordbok

Ekstragalaktiske tåker eller øyunivers, gigantiske stjernesystemer som også inneholder interstellar gass og støv. Solsystemet er en del av vår Melkeveigalakse. Hele verdensrommet til de grenser hvor de kan trenge inn... ... Colliers leksikon

Gigantiske (opptil hundrevis av milliarder stjerner) stjernesystemer; Disse inkluderer spesielt vår Galaxy. Galakser er delt inn i elliptiske (E), spiralformede (S) og irregulære (Ir). De nærmeste galaksene til oss er de magellanske skyene (Ir) og tåken... encyklopedisk ordbok

Kjempestjernesystemer, lik vårt stjernesystem Galaxy (Se Galaxy), som inkluderer solsystemet. (Begrepet "galakser", i motsetning til begrepet "Galaxy", er skrevet med liten bokstav.) Det foreldede navnet G. ... ...

Gigantiske (opptil hundrevis av milliarder stjerner) stjernesystemer; Disse inkluderer spesielt vår Galaxy. Galakser er delt inn i elliptiske (E), spiral (S) og irregulære (Ir). De nærmeste galaksene til oss er de magellanske skyene (Ir) og tåken... Astronomisk ordbok

Galakser- gigantiske stjernesystemer med antall stjerner fra titalls til hundrevis av milliarder hver. Moderne estimater gir omtrent 150 millioner galakser i Metagalaxy kjent for oss. Galakser er delt inn i elliptiske (angitt i astronomi med bokstaven E),... ... Begynnelsen til moderne naturvitenskap

Gigantiske (opptil hundrevis av milliarder stjerner) stjernesystemer; Disse inkluderer spesielt vår Galaxy. G. er delt inn i elliptiske. (E), spiral (S) og uregelmessig (Ir). Nærmest oss er G. Magellanske skyer (Ir) og Andromedatåken (S). G. … … Naturvitenskap. encyklopedisk ordbok

The Whirlpool Galaxy (M51) og dens satellitt NGC 5195. Fotografi av Kitt Peak Observatory. Samspillende galakser er galakser som befinner seg nær nok i verdensrommet til at gjensidig tyngdekraft er betydelig i ... Wikipedia

Stjernesystemer som skiller seg i form fra spiralformede og elliptiske ved å være kaotiske og fillete. Noen ganger er det N. g., som ikke har en klar form, er amorfe. De består av stjerner blandet med støv, mens de fleste N. g... ... Stor sovjetisk leksikon

- ... Wikipedia

Bøker

Galaxies, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Den fjerde boken i «Astronomy and Astrophysics»-serien inneholder en oversikt over moderne ideer om gigantiske stjernesystemer – galakser. Den forteller om historien til oppdagelsen av galakser, om deres...
Galakser, Surdin V.G.. Den fjerde boken i serien "Astronomy and Astrophysics" inneholder en oversikt over moderne ideer om gigantiske stjernesystemer - galakser. Den forteller om historien til oppdagelsen av galakser, om deres...

Andromeda er en galakse også populær som M31 og NGC224. Dette er en spiralformasjon som ligger i en avstand på omtrent 780 kp (2,5 millioner lysår) fra Jorden.

Andromeda er galaksen nærmest Melkeveien. Den er oppkalt etter den mytiske prinsessen med samme navn. Observasjoner i 2006 førte til konklusjonen at det er omtrent en billion stjerner her – minst dobbelt så mange som i Melkeveien, hvor det er omtrent 200 – 400 milliarder Forskere tror at kollisjonen mellom Melkeveien og Andromedagalaksen vil skje om omtrent 3,75 milliarder år, og til slutt vil en enorm elliptisk galakse bli dannet. Men mer om det senere. Først, la oss finne ut hvordan en "mytisk prinsesse" ser ut.

Bildet viser Andromeda. Galaksen har hvite og blå striper. De danner ringer rundt den og dekker de varme, rødglødende enorme stjernene. De mørke blågrå båndene står i skarp kontrast til disse lyse ringene og viser områder der stjernedannelsen så vidt begynner i tette skykokonger. Når de observeres i den synlige delen av spekteret, ser Andromedas ringer mer ut som spiralarmer. I det ultrafiolette spekteret ligner disse formasjonene heller ringstrukturer. De ble tidligere oppdaget av et NASA-teleskop. Astrologer mener at disse ringene indikerer dannelsen av en galakse som et resultat av en kollisjon med en nabo for mer enn 200 millioner år siden.

I likhet med Melkeveien har Andromeda en rekke miniatyrsatellitter, hvorav 14 allerede er oppdaget. De mest kjente er M32 og M110. Selvfølgelig er det usannsynlig at stjernene i hver galakse vil kollidere sammen, siden avstandene mellom dem er veldig store. Forskere har fortsatt ganske vage ideer om hva som vil skje i virkeligheten. Men et navn er allerede oppfunnet for den fremtidige nyfødte. Mammoth - dette er det forskerne kaller den fortsatt ufødte enorme galaksen.

Stjernekollisjoner

Andromeda er en galakse med 1 billion stjerner (1012), og Melkeveien har 1 milliard (3*1011). Sjansen for en kollisjon mellom himmellegemer er imidlertid ubetydelig, siden det er stor avstand mellom dem. For eksempel ligger den nærmeste stjernen til Solen, Proxima Centauri, i en avstand på 4,2 lysår (4*1013 km), eller 30 millioner (3*107) diametre av solen. Tenk deg at armaturet vårt er en bordtennisball. Da vil Proxima Centauri se ut som en ert, som ligger i en avstand på 1100 km fra den, og selve Melkeveien vil strekke seg 30 millioner km i bredden. Selv stjernene i sentrum av galaksen (og spesifikt hvor deres største klynge er) befinner seg med intervaller på 160 milliarder (1,6 * 1011) km. Det er som en bordtennisball for hver 3,2 km. Derfor er sjansen for at to stjerner vil kollidere under en galaksesammenslåing ekstremt liten.

Svart hull kollisjon

Andromedagalaksen og Melkeveien har sentrale supermassive sorte hull: Skytten A (3,6 * 106 solmasser) og et objekt inne i P2-klyngen til den galaktiske kjernen. Disse sorte hullene vil konvergere på ett punkt nær sentrum av den nyopprettede galaksen, og overføre orbital energi til stjernene, som til slutt vil bevege seg til høyere baner. Prosessen ovenfor kan ta millioner av år. Når de sorte hullene kommer innen ett lysår fra hverandre, vil de begynne å sende ut gravitasjonsbølger. Orbitalenergien vil bli enda kraftigere inntil sammenslåingen er fullført. Basert på modelleringsdata utført i 2006, kan Jorden først kastes nesten helt til sentrum av den nyopprettede galaksen, for så å passere nær et av de sorte hullene og kastes ut utenfor Melkeveiens grenser.

Bekreftelse av teorien

Andromedagalaksen nærmer seg oss med en hastighet på omtrent 110 km per sekund. Helt frem til 2012 var det ingen måte å vite om en kollisjon ville skje eller ikke. Hubble-romteleskopet hjalp forskere med å konkludere med at det nesten var uunngåelig. Etter å ha sporet bevegelsene til Andromeda fra 2002 til 2010, ble det konkludert med at kollisjonen vil skje om rundt 4 milliarder år.

Lignende fenomener er utbredt i verdensrommet. For eksempel antas Andromeda å ha samhandlet med minst én galakse tidligere. Og noen dverggalakser, som SagDEG, fortsetter å kollidere med Melkeveien, og skaper en enkelt formasjon.

Forskning viser også at M33, eller Triangulum Galaxy, det tredje største og smarteste medlemmet av den lokale gruppen, også vil delta i dette arrangementet. Dens mest sannsynlige skjebne vil være inntreden i bane til objektet som ble dannet etter fusjonen, og i en fjern fremtid - endelig forening. Imidlertid er en kollisjon av M33 med Melkeveien før Andromeda nærmer seg, eller solsystemet vårt kastes utover grensene til den lokale gruppen, utelukket.

Skjebnen til solsystemet

Forskere fra Harvard hevder at tidspunktet for galaksesammenslåingen vil avhenge av den tangentielle hastigheten til Andromeda. Basert på beregningene ble det konkludert med at det er 50 % sjanse for at solsystemet under sammenslåingen vil bli kastet tilbake til en tre ganger større avstand enn den nåværende til Melkeveiens sentrum. Det er ikke klart nøyaktig hvordan Andromeda-galaksen vil oppføre seg. Planeten Jorden er også truet. Forskere sier at det er 12 % sjanse for at vi en tid etter kollisjonen vil bli kastet tilbake utenfor grensene til vårt tidligere "hjem". Men denne hendelsen vil mest sannsynlig ikke ha store negative effekter på solsystemet, og himmellegemer vil ikke bli ødelagt.

Hvis vi utelukker planetarisk konstruksjon, vil jordoverflaten bli veldig varm når galaksene kolliderer, og det vil ikke være noe vann igjen på den i vannaktig tilstand, og derfor ikke noe liv.

Mulige bivirkninger

Når to spiralgalakser smelter sammen, komprimeres hydrogenet som finnes i skivene deres. Den intensive dannelsen av nye stjerner begynner. Dette kan for eksempel observeres i den samvirkende galaksen NGC 4039, ellers kjent som Antennegalaksen. Hvis Andromeda og Melkeveien slår seg sammen, antas det at det vil være lite gass igjen på diskene deres. Stjernedannelse vil ikke være like intens, selv om fødselen av en kvasar er fullt mulig.

Fusjonsresultat

Forskere kaller tentativt galaksen som ble dannet under fusjonen Milcomeda. Simuleringsresultatet viser at det resulterende objektet vil ha en elliptisk form. Senteret vil ha en lavere tetthet av stjerner enn moderne elliptiske galakser. Men en diskform er også mulig. Mye vil avhenge av hvor mye gass som er igjen i Melkeveien og Andromeda. I nær fremtid vil de gjenværende galaksene i den lokale gruppen slå seg sammen til ett objekt, og dette vil markere begynnelsen på et nytt evolusjonsstadium.

Fakta om Andromeda

Andromeda er den største galaksen i den lokale gruppen. Men kanskje ikke den mest massive. Forskere antyder at det er mer mørk materie konsentrert i Melkeveien, og det er dette som gjør galaksen vår mer massiv. Forskere vil studere Andromeda for å forstå opprinnelsen og utviklingen til formasjoner som ligner den, fordi det er den nærmeste spiralgalaksen til oss. Andromeda ser fantastisk ut fra jorden. Mange klarer til og med å fotografere henne. Andromeda har en veldig tett galaktisk kjerne. Ikke bare er enorme stjerner plassert i sentrum, men det er også minst ett supermassivt sort hull skjult i kjernen. Dens spiralarmer ble bøyd som et resultat av gravitasjonsinteraksjon med to nabogalakser: M32 og M110. Det er minst 450 kulestjernehoper i bane rundt Andromeda. Blant dem er noen av de tetteste som er oppdaget. Andromedagalaksen er det fjerneste objektet som kan sees med det blotte øye. Du trenger et godt utsiktspunkt og minimalt med sterkt lys.

Avslutningsvis vil jeg råde leserne til å heve blikket mot stjernehimmelen oftere. Den lagrer mye nytt og ukjent. Finn litt ledig tid til å observere plass i helgen. Andromedagalaksen på himmelen er et syn å se.

Andromeda er en galakse også kjent som M31 og NGC224. Dette er en spiralformasjon som ligger i en avstand på omtrent 780 kp (2,5 millioner) fra jorden.

Andromeda er galaksen nærmest Melkeveien. Den er oppkalt etter den mytiske prinsessen med samme navn. Observasjoner i 2006 førte til konklusjonen at det er omtrent en billion stjerner her – minst dobbelt så mange som i Melkeveien, hvor det er omtrent 200 – 400 milliarder Forskere tror at kollisjonen mellom Melkeveien og Andromedagalaksen vil skje om omtrent 3,75 milliarder år, og til slutt vil en gigantisk elliptisk galakse bli dannet. Men mer om det senere. Først, la oss finne ut hvordan en "mytisk prinsesse" ser ut.

Bildet viser Andromeda. Galaksen har hvite og blå striper. De danner ringer rundt den og dekker varme, glødende gigantiske stjerner. De mørke blågrå båndene står i skarp kontrast til disse lyse ringene og viser områder der stjernedannelsen så vidt begynner i tette skykokonger. Når de observeres i den synlige delen av spekteret, ser Andromedas ringer mer ut som spiralarmer. I det ultrafiolette området er disse formasjonene mer som ringstrukturer. De ble tidligere oppdaget av et NASA-teleskop. Astronomer mener at disse ringene indikerer dannelsen av en galakse som et resultat av en kollisjon med en nabo for mer enn 200 millioner år siden.

Andromedas måner

I likhet med Melkeveien har Andromeda en rekke dvergsatellitter, hvorav 14 allerede er oppdaget. De mest kjente er M32 og M110. Selvfølgelig er det lite sannsynlig at stjernene i hver galakse vil kollidere med hverandre, siden avstandene mellom dem er veldig store. Forskere har fortsatt ganske vage ideer om hva som faktisk vil skje. Men et navn er allerede oppfunnet for den fremtidige nyfødte. Mammoth - dette er det forskerne kaller den ufødte gigantiske galaksen.

Stjernekollisjoner

Andromeda er en galakse med 1 billion stjerner (10 12), og Melkeveien - 1 milliard (3 * 10 11). Sjansen for en kollisjon mellom himmellegemer er imidlertid ubetydelig, siden det er stor avstand mellom dem. For eksempel er den nærmeste stjernen til solen, Proxima Centauri, 4,2 lysår unna (4*10 13 km), eller 30 millioner (3*10 7) solens diameter. Tenk deg at armaturet vårt er en bordtennisball. Da vil Proxima Centauri se ut som en ert, som ligger i en avstand på 1100 km fra den, og selve Melkeveien vil strekke seg 30 millioner km i bredden. Selv stjernene i sentrum av galaksen (som er der de er mest konsentrert) befinner seg med intervaller på 160 milliarder (1,6 * 10 11) km. Det er som en bordtennisball for hver 3,2 km. Derfor er sjansen for at to stjerner vil kollidere under en galaksesammenslåing ekstremt liten.

Svart hull kollisjon

Andromedagalaksen og Melkeveien har en sentral Skytten A (3,6*10 6 solmasser) og et objekt innenfor P2-klyngen til den galaktiske kjernen. Disse sorte hullene vil konvergere nær sentrum av den nyopprettede galaksen, og overføre orbital energi til stjernene, som til slutt vil bevege seg til høyere baner. Prosessen ovenfor kan ta millioner av år. Når de sorte hullene kommer innen ett lysår fra hverandre, vil de begynne å sende ut gravitasjonsbølger. Orbitalenergien vil bli enda kraftigere inntil sammenslåingen er fullført. Basert på modelleringsdata utført i 2006, kan Jorden først kastes nesten helt til sentrum av den nydannede galaksen, deretter passere nær et av de sorte hullene og bli kastet ut utenfor Melkeveien.

Bekreftelse av teorien

Andromedagalaksen nærmer seg oss med en hastighet på omtrent 110 km per sekund. Fram til 2012 var det ingen måte å vite om en kollisjon ville skje eller ikke. Hubble-romteleskopet hjalp forskere med å konkludere med at det nesten var uunngåelig. Etter å ha sporet bevegelsene til Andromeda fra 2002 til 2010, ble det konkludert med at kollisjonen vil skje om rundt 4 milliarder år.

Forskning tyder også på at M33, eller Triangulum Galaxy, det tredje største og smarteste medlemmet av den lokale gruppen, også vil delta i dette arrangementet. Dens mest sannsynlige skjebne vil være inntreden i bane til objektet som ble dannet etter fusjonen, og i en fjern fremtid - endelig forening. En kollisjon av M33 med Melkeveien før Andromeda nærmer seg, eller vårt solsystem blir kastet ut av den lokale gruppen, er imidlertid utelukket.

Skjebnen til solsystemet

Forskere fra Harvard hevder at tidspunktet for galaksesammenslåingen vil avhenge av den tangentielle hastigheten til Andromeda. Basert på beregningene konkluderte vi med at det er 50 % sjanse for at solsystemet under sammenslåingen vil bli kastet tilbake til en avstand som er tre ganger den nåværende avstanden til Melkeveiens sentrum. Det er ikke kjent nøyaktig hvordan Andromeda-galaksen vil oppføre seg. Planeten Jorden er også truet. Forskere sier at det er 12 % sjanse for at vi en tid etter kollisjonen vil bli kastet utenfor vårt tidligere "hjem". Men denne hendelsen vil mest sannsynlig ikke ha store negative effekter på solsystemet, og himmellegemer vil ikke bli ødelagt.

Hvis vi utelukker planetarisk konstruksjon, vil jordoverflaten med tiden bli veldig varm og det vil ikke være noe flytende vann igjen på den, og derfor ikke liv.

Mulige bivirkninger

Når to spiralgalakser smelter sammen, komprimeres hydrogenet som finnes i skivene deres. Den intensive dannelsen av nye stjerner begynner. For eksempel kan dette observeres i den samvirkende galaksen NGC 4039, ellers kjent som "Antenner". Hvis Andromeda og Melkeveien slår seg sammen, antas det at det vil være lite gass igjen på diskene deres. Stjernedannelse vil ikke være like intens, selv om fødselen av en kvasar er sannsynlig.

Fusjonsresultat

Forskere kaller tentativt galaksen som ble dannet under fusjonen Milcomeda. Simuleringsresultatet viser at det resulterende objektet vil ha en elliptisk form. Senteret vil ha en lavere tetthet av stjerner enn moderne elliptiske galakser. Men en diskform er også mulig. Mye vil avhenge av hvor mye gass som er igjen i Melkeveien og Andromeda. I nær fremtid vil de gjenværende smelte sammen til ett objekt, og dette vil markere begynnelsen på et nytt evolusjonsstadium.

Fakta om Andromeda

Andromeda er den største galaksen i den lokale gruppen. Men sannsynligvis ikke den mest massive. Forskere antyder at det er mer konsentrert i Melkeveien, og det er dette som gjør galaksen vår mer massiv.
Forskere utforsker Andromeda for å forstå opprinnelsen og utviklingen til formasjoner som ligner den, fordi det er den nærmeste spiralgalaksen til oss.
Andromeda ser fantastisk ut fra jorden. Mange klarer til og med å fotografere henne.
Andromeda har en veldig tett galaktisk kjerne. Ikke bare er enorme stjerner plassert i sentrum, men det er også minst ett supermassivt sort hull skjult i kjernen.
Dens spiralarmer ble bøyd som et resultat av gravitasjonsinteraksjon med to nabogalakser: M32 og M110.
Det er minst 450 kulestjernehoper i bane rundt Andromeda. Blant dem er noen av de tetteste som er oppdaget.
Andromedagalaksen er det fjerneste objektet som kan sees med det blotte øye. Du trenger et godt utsiktspunkt og minimalt med sterkt lys.

Avslutningsvis vil jeg råde leserne til å se opp på stjernehimmelen oftere. Den lagrer mye nytt og ukjent. Finn litt ledig tid til å observere plass i helgen. Andromedagalaksen på himmelen er et syn å se.

> Den nærmeste galaksen til oss

Hvilken galakse er nærmest Melkeveien: spiral Andromeda, Canis Major dverggalakse, avstand, galaksekart, studie med foto.

Det er verdt å forstå at galaksen vår ikke er unik når det gjelder dannelsen. Det vil si at det er mange flere lignende, samlet i bestemte grupper. Melkeveien er skjermet av den lokale gruppen (54 galakser), som er en del av. Så vi er ikke alene.

Mange tror at Andromedagalaksen er den nærmeste fordi den og Melkeveien gjennomgår en prosess med kollisjon og sammenslåing. Men mer vitenskapelig sett er dette den nærmeste representanten for spiraltypen. Faktum er at dvergen ble oppdaget for ikke så lenge siden, så det er på tide å revurdere kunnskapen din.

Hvilken galakse er nærmest

For tiden er Canis Major Dverggalaksen den nærmeste galaksen til Melkeveien. Det er 42 000 lysår fra sentrum og 25 000 lysår fra systemet.

Kjennetegn på galaksen nærmest oss

Det antas å inneholde en milliard stjerner, hvorav mange har gått inn i den røde kjempefasen. Dannet i form av en ellipse. I tillegg blinker en hel rekke stjerner bak den. Det er en kompleks ringformet struktur - en Unicorn Ring, viklet rundt tre ganger.

Under studiet av ringen ble denne dverggalaksen oppdaget i Canis Major. Det antas at hun ble "spist". Og kulehopene nær sentrum (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 og NGC 2808) tilhørte en gang den absorberte galaksen.

Eksempler på galaktiske fusjoner fanget av Hubble-teleskopet

Oppdagelse av den nærmeste galaksen til jorden

Før dette ble det antatt at den elliptiske dverggalaksen (70 000 lysår fra jorden) var på førsteplass når det gjelder nærhet. Dette er nærmere enn (180 000 år).

Dverggalaksen i Canis Major dukket opp for første gang i 2003. Astronomer skannet 70 % av himmelen ved hjelp av All-Sky Survey og fant omtrent 5700 himmelske kilder til infrarød stråling. Infrarød teknologi er utrolig viktig fordi rødt lys ikke blokkeres av gass og støv. Dermed var det mulig å finne mange M-type kjemper i stjernebildet Canis Major. Noen strukturer dannet svake buer.

Det store antallet stjerner av typen M var årsaken til at laget ble funnet. Røde dverger med lave temperaturer er dårligere i lysstyrke, så de kan ikke sees uten bruk av teknologi. Men de er godt synlige i det infrarøde området.

Dataene drev ideen om at galakser kan vokse ved å konsumere mindre naboer. Dermed dukket melkeveien vår opp, som fortsetter å gjøre dette selv nå. Og siden de tidligere stjernene i Dverggalaksen i Canis Major nå er våre, kan vi si at den ligger nærmest.

Den tidligere vinneren ble funnet i 1994 (dverg i Skytten). Blant de nærmeste spiralformene er (M31), som suser mot oss med en akselerasjon på 110 km/s. Om 4 milliarder lysår vil en fusjon skje.

Hva venter galaksen nærmest oss?

Nå vet du at den nærmeste galaksen til Melkeveien er dverggalaksen i Canis Major. Men hva vil skje med henne? Forskere tror at den til slutt vil bli revet i stykker av Melkeveiens gravitasjonskraft. Det er merkbart at hovedkroppen hennes allerede har blitt forvrengt og den stopper ikke. Akkresjonen vil ende med at objektene slår seg fullstendig sammen, og overfører 1 milliard stjerner til vår galakse for å legge til de 200-400 milliardene som passerte tidligere. Så den korte avstanden til nærmeste galakse spilte en grusom spøk på den.

GALAKSER, "ekstralaktiske tåker" eller "øyuniverser," er gigantiske stjernesystemer som også inneholder interstellar gass og støv. Solsystemet er en del av vår galakse – Melkeveien. Hele verdensrommet, i den grad de kraftigste teleskopene kan trenge gjennom, er fylt med galakser. Astronomer teller minst en milliard av dem. Den nærmeste galaksen ligger i en avstand på omtrent 1 million lysår fra oss. år (10 19 km), og de fjerneste galaksene registrert av teleskoper er milliarder av lysår unna. Studiet av galakser er en av de mest ambisiøse oppgavene innen astronomi.

Historisk referanse. De lyseste og nærmeste ytre galaksene til oss - de magellanske skyene - er synlige for det blotte øye på den sørlige halvkule av himmelen og var kjent for araberne tilbake på 1000-tallet, så vel som den lyseste galaksen på den nordlige halvkule - Den store tåken i Andromeda. Med gjenoppdagelsen av denne tåken i 1612 ved hjelp av et teleskop av den tyske astronomen S. Marius (1570–1624), begynte den vitenskapelige studien av galakser, tåker og stjernehoper. Mange tåker ble oppdaget av forskjellige astronomer på 1600- og 1700-tallet; da ble de betraktet som skyer av lysende gass.

Ideen om stjernesystemer utenfor galaksen ble først diskutert av filosofer og astronomer på 1700-tallet: E. Swedenborg (1688–1772) i Sverige, T. Wright (1711–1786) i England, I. Kant (1724– 1804) i Preussen, I. .Lambert (1728–1777) i Alsace og W. Herschel (1738–1822) i England. Imidlertid først i første kvartal av det 20. århundre. eksistensen av "øyuniverser" ble utvetydig bevist, hovedsakelig takket være arbeidet til de amerikanske astronomene G. Curtis (1872–1942) og E. Hubble (1889–1953). De beviste at avstandene til de lyseste, og derfor de nærmeste, "hvite tåkene" betydelig overstiger størrelsen på galaksen vår. I perioden fra 1924 til 1936 presset Hubble grensen for galakseforskning fra nærliggende systemer til grensen for 2,5 meter teleskopet ved Mount Wilson Observatory, dvs. opptil flere hundre millioner lysår.

I 1929 oppdaget Hubble forholdet mellom avstanden til en galakse og hastigheten på dens bevegelse. Dette forholdet, Hubbles lov, har blitt observasjonsgrunnlaget for moderne kosmologi. Etter slutten av andre verdenskrig startet aktive studier av galakser ved hjelp av nye store teleskoper med elektroniske lysforsterkere, automatiske målemaskiner og datamaskiner. Oppdagelsen av radioutslipp fra våre og andre galakser ga en ny mulighet til å studere universet og førte til oppdagelsen av radiogalakser, kvasarer og andre manifestasjoner av aktivitet i galaksens kjerner. Ekstraatmosfæriske observasjoner fra geofysiske raketter og satellitter har gjort det mulig å oppdage røntgenstråling fra kjernene til aktive galakser og galaksehoper.

Ris. 1. Klassifisering av galakser i henhold til Hubble

Den første katalogen over "tåker" ble utgitt i 1782 av den franske astronomen Charles Messier (1730–1817). Denne listen inkluderer både stjernehoper og gasståker fra vår galakse, så vel som ekstragalaktiske objekter. Messiere objektnummer brukes fortsatt i dag; Messier 31 (M 31) er for eksempel den berømte Andromedatåken, den nærmeste store galaksen som er observert i stjernebildet Andromeda.

En systematisk undersøkelse av himmelen, startet av W. Herschel i 1783, førte ham til oppdagelsen av flere tusen tåker på den nordlige himmelen. Dette arbeidet ble videreført av sønnen J. Herschel (1792–1871), som gjorde observasjoner på den sørlige halvkule ved Kapp det gode håp (1834–1838) og publisert i 1864 Generell katalog 5 tusen tåker og stjernehoper. I andre halvdel av 1800-tallet. nyoppdagede gjenstander ble lagt til disse gjenstandene, og J. Dreyer (1852–1926) publisert i 1888 Ny delt katalog (Ny generell katalog – NGC), inkludert 7814 objekter. Med utgivelsen i 1895 og 1908 av ytterligere to Katalogindeks(IC) antallet oppdagede tåker og stjernehoper oversteg 13 tusen. Betegnelsen i henhold til NGC- og IC-katalogene har siden blitt generelt akseptert. Dermed er Andromedatåken utpekt enten M 31 eller NGC 224. En egen liste over 1249 galakser lysere enn 13. størrelsesorden, basert på en fotografisk undersøkelse av himmelen, ble satt sammen av H. Shapley og A. Ames fra Harvard Observatory i 1932 .

Dette arbeidet ble betydelig utvidet av den første (1964), andre (1976) og tredje (1991) utgaven Abstrakt katalog over lyse galakser J. de Vaucouleurs og kolleger. Mer omfattende, men mindre detaljerte kataloger basert på visning av fotografiske himmelundersøkelsesplater ble publisert på 1960-tallet av F. Zwicky (1898–1974) i USA og B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) i USSR. De inneholder ca. 30 tusen galakser opp til 15. størrelsesorden. En lignende undersøkelse av den sørlige himmelen ble nylig fullført ved bruk av European Southern Observatorys 1-meters Schmidt-kamera i Chile og Storbritannias 1,2-meters Schmidt-kamera i Australia.

Det er for mange galakser som er svakere enn 15 til å lage en liste over dem. I 1967 ble resultatene av en telling av galakser lysere enn 19. størrelsesorden (nord for deklinasjon 20) utført av C. Schein og K. Virtanen ved bruk av plater av 50-cm astrografen til Lick Observatory publisert. Slike galakser var det ca. 2 millioner, ikke medregnet de som er skjult for oss av Melkeveiens brede støvstripe. Og tilbake i 1936 telte Hubble ved Mount Wilson-observatoriet antall galakser opp til 21. størrelsesorden i flere små områder fordelt jevnt over himmelsfæren (nord for deklinasjon 30). I følge disse dataene er det på hele himmelen mer enn 20 millioner galakser lysere enn 21. størrelsesorden.

Klassifisering. Det er galakser av forskjellige former, størrelser og lysstyrker; noen er isolerte, men de fleste har naboer eller satellitter som utøver gravitasjonspåvirkning på dem. Som regel er galakser stille, men aktive blir ofte funnet. I 1925 foreslo Hubble en klassifisering av galakser basert på deres utseende. Senere ble det raffinert av Hubble og Shapley, deretter Sandage og til slutt Vaucouleurs. Alle galakser i den er delt inn i 4 typer: elliptiske, linseformede, spiralformede og uregelmessige.

Elliptisk(E) galakser på fotografier har form som ellipser uten skarpe grenser og klare detaljer. Lysstyrken deres øker mot midten. Dette er roterende ellipsoider som består av gamle stjerner; deres tilsynelatende form avhenger av orienteringen til observatørens synslinje. Når det observeres kant-på, når forholdet mellom lengdene til de korte og lange aksene til ellipsen  5/10 (angitt E5).

Ris. 2. Elliptisk Galaxy ESO 325-G004

Linseformet(L eller S 0) galakser ligner elliptiske, men i tillegg til den kuleformede komponenten har de en tynn, raskt roterende ekvatorialskive, noen ganger med ringformede strukturer som ringene til Saturn. Observerte kantformede, linseformede galakser virker mer komprimerte enn elliptiske: forholdet mellom aksene deres når 2/10.

Ris. 2. Spindelgalaksen (NGC 5866), en linseformet galakse i stjernebildet Draco.

Spiral(S) galakser består også av to komponenter - kuleformede og flate, men med en mer eller mindre utviklet spiralstruktur i skiven. Langs sekvensen av undertyper Sa, Sb, Sc, SD(fra "tidlige" til "sene" spiraler), spiralarmene blir tykkere, mer komplekse og mindre vridd, og sfæroiden (sentral kondens, eller utbulning) reduseres. Edge-on spiralgalakser har ikke spiralarmer synlige, men typen galakse kan bestemmes av den relative lysstyrken til bulen og disken.

Ris. 2. Et eksempel på en spiralgalakse, Pinwheel Galaxy (Messier 101 eller NGC 5457)

stemmer ikke(Jeg) galakser er av to hovedtyper: Magellansk type, dvs. type Magellanske skyer, fortsetter sekvensen av spiraler fra Sm før Jeg er, og ikke-Magellan-typen Jeg 0, med kaotiske mørke støvbaner på toppen av en sfæroidal eller skivestruktur som en linseformet eller tidlig spiral.

Ris. 2. NGC 1427A, et eksempel på en uregelmessig galakse.

Typer L Og S faller inn i to familier og to typer avhengig av tilstedeværelsen eller fraværet av en lineær struktur som går gjennom senteret og krysser skiven ( bar), samt en sentralt symmetrisk ring.

Ris. 2. Datamodell av Melkeveien galaksen.

Ris. 1. NGC 1300, et eksempel på en spiralgalakse.

Ris. 1. TRE-DIMENSJONELL KLASSIFISERING AV GALAKSER. Hovedtyper: E, L, S, I ligger sekvensielt fra E før Jeg er; vanlige familier EN og krysset B; snill s Og r. De sirkulære diagrammene nedenfor er et tverrsnitt av hovedkonfigurasjonen i området for spiral- og linseformede galakser.

Ris. 2. HOVEDFAMILIEER OG SPIRALTYPER i tverrsnittet av hovedkonfigurasjonen i området Sb.

Det finnes andre klassifiseringsskjemaer for galakser basert på finere morfologiske detaljer, men en objektiv klassifisering basert på fotometriske, kinematiske og radiomålinger er ennå ikke utviklet.

Sammensatt. To strukturelle komponenter - en sfæroide og en skive - gjenspeiler forskjellen i stjernepopulasjonen av galakser, oppdaget i 1944 av den tyske astronomen W. Baade (1893–1960).

Befolkning I, tilstede i uregelmessige galakser og spiralarmer, inneholder blå kjemper og superkjemper av spektralklassene O og B, røde superkjemper av klassene K og M, og interstellar gass og støv med lyse områder av ionisert hydrogen. Den inneholder også hovedsekvensstjerner med lav masse, som er synlige nær solen, men som ikke kan skilles fra hverandre i fjerne galakser.

Befolkning II, tilstede i elliptiske og linseformede galakser, så vel som i de sentrale områdene av spiraler og i kulehoper, inneholder røde kjemper fra klasse G5 til K5, underkjemper og sannsynligvis subdverger; Planetariske tåker finnes i den og utbrudd av novaer observeres (fig. 3). I fig. Figur 4 viser forholdet mellom spektraltypene (eller fargene) til stjerner og deres lysstyrke for forskjellige populasjoner.

Ris. 3. STJERNEBEFOLKNINGER. Et fotografi av spiralgalaksen, Andromedatåken, viser at blå kjemper og superkjemper fra populasjon I er konsentrert i skiven, og den sentrale delen består av røde populasjon II-stjerner. Satellittene til Andromedatåken er også synlige: galaksen NGC 205 ( på bunnen) og M 32 ( øverst til venstre). De lyseste stjernene på dette bildet tilhører vår galakse.

Ris. 4. HERZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAM, som viser forholdet mellom spektraltypen (eller fargen) og lysstyrken til stjerner av forskjellige typer. I: ung Befolkning I stjerner, typisk for spiralarmer. II: gamle stjerner i populasjon I; III: gamle Population II-stjerner, typiske for kulehoper og elliptiske galakser.

Man trodde i utgangspunktet at elliptiske galakser bare inneholdt populasjon II, og irregulære galakser bare populasjon I. Det viste seg imidlertid at galakser vanligvis inneholder en blanding av de to stjernepopulasjonene i forskjellige proporsjoner. Detaljerte populasjonsanalyser er bare mulig for noen få galakser i nærheten, men målinger av fargen og spekteret til fjerne systemer indikerer at forskjellen i stjernepopulasjonene deres kan være større enn Baade trodde.

Avstand. Måling av avstander til fjerne galakser er basert på den absolutte skalaen av avstander til stjernene i galaksen vår. Den er installert på flere måter. Den mest grunnleggende er metoden for trigonometriske parallakser, gyldig opp til avstander på 300 sv. år. De resterende metodene er indirekte og statistiske; de er basert på studiet av de riktige bevegelsene, radielle hastighetene, lysstyrken, fargen og spekteret til stjerner. På grunnlag av dem er de absolutte verdiene av New og variabler av typen RR Lyra og  Cepheus, som blir de primære indikatorene på avstanden til de nærmeste galaksene der de er synlige. Kulehoper, de lyseste stjernene og emisjonståkene til disse galaksene blir sekundære indikatorer og gjør det mulig å bestemme avstander til fjernere galakser. Til slutt brukes diametrene og lysstyrkene til selve galaksene som tertiære indikatorer. Som et mål på avstand bruker astronomer vanligvis forskjellen mellom den tilsynelatende størrelsen på et objekt m og dens absolutte størrelse M; denne verdien ( m–M) kalles "tilsynelatende avstandsmodul". For å finne ut den sanne avstanden, må den korrigeres for lysabsorpsjon av interstellart støv. I dette tilfellet når feilen vanligvis 10–20 %.

Den ekstragalaktiske avstandsskalaen revideres fra tid til annen, noe som betyr at andre parametere for galakser som er avhengig av avstand også endres. I tabellen 1 viser de mest nøyaktige avstandene til de nærmeste gruppene av galakser i dag. Til fjernere galakser, milliarder av lysår unna, estimeres avstander med lav nøyaktighet basert på deres rødforskyvning ( se nedenfor: Naturen til rødforskyvning).

Tabell 1. AVSTAND TIL DE NÆRMESTE GALAKSER, DERES GRUPPER OG KLYGER
Galakse eller gruppe	Tilsynelatende avstandsmodul (m–M )	Avstand, millioner lys år
Stor Magellansk sky
Liten magellansk sky
Andromeda-gruppe (M 31)
Billedhuggergruppen
Gruppe B. Ursa (M 81)
Klynge i Jomfruen
Klynge i ovnen

Lysstyrke. Måling av overflatelysstyrken til en galakse gir den totale lysstyrken til stjernene per arealenhet. Endringen i overflatelysstyrke med avstand fra sentrum karakteriserer strukturen til galaksen. Elliptiske systemer, som de mest regelmessige og symmetriske, har blitt studert mer detaljert enn andre; generelt er de beskrevet av en enkelt lysstyrkelov (fig. 5, EN):

Ris. 5. LYSFORDELING AV GALAKSER. EN– elliptiske galakser (logaritmen til overflatens lysstyrke vises avhengig av den fjerde roten av den reduserte radiusen ( r/r e) 1/4, hvor r– avstand fra sentrum, og r e er den effektive radius, innenfor hvilken halvparten av galaksens totale lysstyrke er inneholdt); b– linseformet galakse NGC 1553; V– tre normale spiralgalakser (den ytre delen av hver linje er rett, noe som indikerer en eksponentiell avhengighet av lysstyrke på avstand).

Data om lentikulære systemer er ikke like fullstendige. Lysstyrkeprofilene deres (fig. 5, b) skiller seg fra profilene til elliptiske galakser og har tre hovedområder: kjernen, linsen og konvolutten. Disse systemene ser ut til å være mellomliggende mellom elliptiske og spiralformede.

Spiraler er veldig forskjellige, deres struktur er kompleks, og det er ingen enkelt lov for fordelingen av deres lysstyrke. Imidlertid ser det ut til at for enkle spiraler langt fra kjernen, avtar overflatelysstyrken til skiven eksponentielt mot periferien. Målinger viser at lysstyrken til spiralarmene ikke er så stor som den ser ut når man ser på fotografier av galakser. Armene tilfører ikke mer enn 20 % til lysstyrken til skiven i blått lys og betydelig mindre i rødt lys. Bidraget til lysstyrken fra bulen minker fra Sa Til SD(fig. 5, V).

Ved å måle den tilsynelatende størrelsen på galaksen m og bestemme dens avstandsmodul ( m–M), beregne den absolutte verdien M. De lyseste galaksene, unntatt kvasarer, M 22, dvs. deres lysstyrke er nesten 100 milliarder ganger større enn solens. Og de minste galaksene M10, dvs. lysstyrke ca. 10 6 solenergi. Fordeling av antall galakser etter M, kalt "lysstyrkefunksjonen", er en viktig egenskap ved den galaktiske populasjonen i universet, men det er ikke lett å fastslå nøyaktig.

For galakser valgt til en viss begrenset synlig størrelse, vil lysstyrkefunksjonen til hver type separat fra E før Sc nesten gaussisk (klokkeformet) med gjennomsnittlig absolutt verdi i blå stråler M m= 18,5 og dispersjon  0,8 (fig. 6). Men sen-type galakser fra SD før Jeg er og elliptiske dverger er svakere.

For et komplett utvalg av galakser i et gitt romvolum, for eksempel i en klynge, øker lysstyrkefunksjonen bratt med avtagende lysstyrke, dvs. antallet dverggalakser er mange ganger større enn antallet gigantiske

Ris. 6. GALAXY LUMINOSITY FUNKSJON. EN– prøven er lysere enn en viss begrenset synlig verdi; b– en komplett prøve i et visst stort romvolum. Legg merke til det overveldende antallet dvergsystemer med M B< -16.

Størrelse. Siden stjernetettheten og lysstyrken til galakser gradvis forfaller utover, hviler spørsmålet om deres størrelse faktisk på evnene til teleskopet, på dets evne til å fremheve den svake gløden fra de ytre områdene av galaksen mot gløden fra nattehimmelen. Moderne teknologi gjør det mulig å registrere områder av galakser med en lysstyrke på mindre enn 1 % av himmelens lysstyrke; dette er omtrent en million ganger lavere enn lysstyrken til galaktiske kjerner. I følge denne isofoten (linjen med lik lysstyrke) varierer galaksens diametre fra flere tusen lysår for dvergsystemer til hundretusener for gigantiske. Som regel korrelerer diametrene til galakser godt med deres absolutte lysstyrke.

Spektralklasse og farge. Det første spektrogrammet til galaksen - Andromedatåken, oppnådd ved Potsdam-observatoriet i 1899 av Yu Scheiner (1858–1913), med sine absorpsjonslinjer ligner solens spektrum. Massiv forskning på spektra av galakser begynte med opprettelsen av "raske" spektrografer med lav spredning (200–400 /mm); senere gjorde bruken av elektroniske bildelysstyrkeforsterkere det mulig å øke spredningen til 20–100/mm. Morgans observasjoner ved Yerkes Observatory viste at til tross for den komplekse stjernesammensetningen til galakser, er deres spektre vanligvis nær spektrene til stjerner av en viss klasse fra EN før K, og det er en merkbar sammenheng mellom spekteret og den morfologiske typen til galaksen. Vanligvis klassespekteret EN har uregelmessige galakser Jeg er og spiraler Sm Og SD. Spektraklasse A–F ved spiralene SD Og Sc. Overfør fra Sc Til Sb ledsaget av en endring i spekteret fra F Til F–G, og spiralene Sb Og Sa, linseformede og elliptiske systemer har spektre G Og K. Riktignok viste det seg senere at strålingen fra galakser i spektralklassen EN består faktisk av en blanding av lys fra gigantiske stjerner i spektralklasser B Og K.

I tillegg til absorpsjonslinjer har mange galakser synlige utslippslinjer, som utslippståkene til Melkeveien. Vanligvis er dette hydrogenlinjer i Balmer-serien, for eksempel H  på  6563, dubletter av ionisert nitrogen (N II) på  6548 og 6583 og svovel (S II) på  6717 og 6731, ionisert oksygen (O II) på  3726 og 3729 og dobbeltionisert oksygen (O III) på  4959 og 5007. Intensiteten til utslippslinjene korrelerer vanligvis med mengden gass og supergigantiske stjerner i galaksens skiver: disse linjene er fraværende eller svært svake i elliptiske og linseformede galakser, men er forsterket i spiralformede og irregulære galakser - fra Sa Til Jeg er. I tillegg avtar intensiteten av utslippslinjene til grunnstoffer tyngre enn hydrogen (N, O, S) og sannsynligvis den relative mengden av disse elementene fra kjernen til periferien av skivegalakser. Noen galakser har uvanlig sterke utslippslinjer i kjernene. I 1943 oppdaget K. Seyfert en spesiell type galakse med svært brede hydrogenlinjer i kjernene, noe som indikerer deres høye aktivitet. Lysstyrken til disse kjernene og deres spektre endres over tid. Generelt ligner kjernene til Seyfert-galakser kvasarer, selv om de ikke er like kraftige.

Langs den morfologiske sekvensen til galakser endres den integrerte indeksen til deres farge ( B–V), dvs. B forskjellen mellom størrelsen på en galakse i blått og gul V

stråler Den gjennomsnittlige fargeindeksen for hovedtypene av galakser er som følger:

På denne skalaen tilsvarer 0,0 hvitt, 0,5 gulaktig og 1,0 rødlig.

Detaljert fotometri avslører vanligvis at fargen på en galakse varierer fra kjerne til kant, noe som indikerer en endring i stjernesammensetningen. De fleste galakser er blåere i sine ytre områder enn i kjernene; Dette er mye mer merkbart i spiraler enn i elliptiske, siden diskene deres inneholder mange unge blå stjerner. Uregelmessige galakser, som vanligvis mangler en kjerne, er ofte blåere i midten enn i kanten. Rotasjon og masse.  / = og gul r Rotasjonen av galaksen rundt en akse som går gjennom sentrum fører til en endring i bølgelengden til linjene i dens spektrum: linjer fra områder av galaksen som nærmer seg oss skifter til den fiolette delen av spekteret, og fra vikende områder til den røde. (Fig. 7). I henhold til Doppler-formelen er den relative endringen i linjebølgelengden /c , Hvor c og gul r er lysets hastighet, og og gul M– radiell hastighet, dvs. kildehastighetskomponent langs siktlinjen. Revolusjonsperiodene til stjerner rundt galaksesentrene er hundrevis av millioner år, og hastigheten på deres banebevegelse når 300 km/s. Vanligvis når diskens rotasjonshastighet sin maksimale verdi ( r M) i en viss avstand fra sentrum ( og gul M), og reduseres deretter (fig. 8). Nær galaksen vår r M= 230 km/s på avstand

= 40 tusen St. år fra sentrum: Ris. 7. SPEKTRALINJER I GALAKSEN , roterer rundt en akse N , når spektrografspalten er orientert langs aksen. Linje fra den vikende kanten av galaksen ( b) avbøyes mot den røde siden (R), og fra kanten som nærmer seg ( en) – til ultrafiolett (UV).

Ris. 8. GALAKSE ROTASJONSKURVE. Roterende hastighet og gul r når maksimal verdi og gul M på avstand R M fra sentrum av galaksen og avtar deretter sakte.

Absorpsjonslinjene og emisjonslinjene i spektrene til galakser har samme form, derfor roterer stjernene og gassen i skiven med samme hastighet i samme retning. Når vi ved plasseringen av mørke støvbaner i skiven kan forstå hvilken kant av galaksen som er nærmere oss, kan vi finne ut vridningsretningen til spiralarmene: i alle de studerte galaksene ligger de etter, dvs. beveger seg bort fra midten, bøyer armen i motsatt retning av rotasjonsretningen.

Analyse av rotasjonskurven lar oss bestemme massen til galaksen. I det enkleste tilfellet, ved å likestille tyngdekraften med sentrifugalkraften, får vi massen til galaksen inne i stjernens bane: M = rV r 2 /G/c G– tyngdekraftskonstant. Analyse av bevegelsen til perifere stjerner gjør det mulig å anslå den totale massen. Galaksen vår har en masse på ca. 210 11 solmasser, for Andromedatåken 410 11, for den store magellanske skyen – 1510 9 . Massene av diskgalakser er omtrent proporsjonale med deres lysstyrke ( L), så forholdet M/L de har nesten det samme og for lysstyrke i blå stråler lik M/L 5 i enheter av solmasse og lysstyrke.

Massen til en kuleformet galakse kan estimeres på samme måte, og tar i stedet for diskrotasjonshastigheten hastigheten på kaotisk bevegelse av stjerner i galaksen (  v), som måles ved bredden av spektrallinjer og kalles hastighetsspredning: M  R v 2 /G/c R– radius av galaksen (virial teorem). Hastighetsspredningen til stjerner i elliptiske galakser er vanligvis fra 50 til 300 km/s, og massene fra 10 9 solmasser i dvergsystemer til 10 12 i gigantiske.

Radioutslipp Melkeveien ble oppdaget av K. Jansky i 1931. Det første radiokartet over Melkeveien ble oppnådd av G. Reber i 1945. Denne strålingen kommer i et bredt spekter av bølgelengder  eller frekvenser  = , Hvor/ , fra flere megahertz (   100 m) opptil titalls gigahertz (   1 cm), og kalles "kontinuerlig". Flere fysiske prosesser er ansvarlige for det, den viktigste er synkrotronstråling fra interstellare elektroner som beveger seg nesten med lysets hastighet i et svakt interstellart magnetfelt. I 1950 ble kontinuerlig utslipp ved en bølgelengde på 1,9 m oppdaget av R. Brown og K. Hazard (Jodrell Bank, England) fra Andromedatåken, og deretter fra mange andre galakser. Normale galakser, som vår eller M 31, er svake kilder til radiobølger. De sender ut knapt en milliondel av sin optiske kraft i radiorekkevidden. Men i noen uvanlige galakser er denne strålingen mye sterkere. De nærmeste «radiogalaksene» Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) og Perseus A (NGC 1275) har en radiolysstyrke på 10 –4 10 –3 av den optiske. Og for sjeldne objekter, som radiogalaksen Cygnus A, er dette forholdet nær enhet. Bare noen få år etter oppdagelsen av denne kraftige radiokilden var det mulig å finne en svak galakse knyttet til den. Mange svake radiokilder, sannsynligvis assosiert med fjerne galakser, har ennå ikke blitt identifisert med optiske objekter.