Yakın galaksiler. En yakın galaksiye olan mesafe inanılmaz

Büyük Ansiklopedik Sözlük

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

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

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

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

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

Whirlpool Gökadası (M51) ve uydusu NGC 5195. Kitt Peak Gözlemevi'nin fotoğrafı. Etkileşen galaksiler, karşılıklı çekimin önemli olduğu uzayda yeterince yakın bulunan galaksilerdir ... Vikipedi

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

- ... Vikipedi

Kitaplar

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

Andromeda, M31 ve NGC224 kadar popüler bir galaksidir. Bu, Dünya'dan yaklaşık 780 kp (2,5 milyon ışıkyılı) uzaklıkta bulunan sarmal bir oluşumdur.

Andromeda, Samanyolu'na en yakın galaksidir. Adını aynı adı taşıyan efsanevi prensesten almıştır. 2006'daki gözlemler, burada yaklaşık bir trilyon yıldız olduğu sonucuna varılmasına yol açtı - yaklaşık 200 ila 400 milyar yıldızın bulunduğu Samanyolu'ndaki yıldızların en az iki katı. Bilim adamları, Samanyolu ile Andromeda galaksisinin çarpışmasının gerçekleşeceğine inanıyor. yaklaşık 3,75 milyar yıl sonra gerçekleşecek ve sonunda devasa bir eliptik veya disk galaksi oluşacaktır. Ancak biraz sonra bunun hakkında daha fazla bilgi vereceğiz. Öncelikle “efsanevi bir prensesin” neye benzediğini öğrenelim.

Resim Andromeda'yı gösteriyor. Galaksinin beyaz ve mavi çizgileri var. Etrafında halkalar oluşturarak sıcak, kırmızı-sıcak dev yıldızları kaplıyorlar. Koyu mavi-gri şeritler bu parlak halkalarla keskin bir kontrast oluşturuyor ve yoğun bulut kozalarında yıldız oluşumunun yeni başladığı alanları gösteriyor. Andromeda'nın halkaları, spektrumun görünür kısmında gözlemlendiğinde daha çok sarmal kollara benziyor. Ultraviyole spektrumunda bu oluşumlar daha çok halka yapılarına benzemektedir. Daha önce bir NASA teleskopu tarafından keşfedilmişlerdi. Astrologlar, bu halkaların, 200 milyon yıldan daha uzun bir süre önce komşu galaksiyle çarpışma sonucu bir galaksinin oluşumunu gösterdiğine inanıyor.

Samanyolu gibi Andromeda'nın da çok sayıda minyatür uydusu var ve bunların 14'ü halihazırda keşfedilmiş durumda. En ünlüleri M32 ve M110'dur. Elbette, aralarındaki mesafeler çok büyük olduğundan, her galaksideki yıldızların birbirine çarpması pek olası değildir. Bilim adamlarının gerçekte ne olacağına dair hala oldukça belirsiz fikirleri var. Ancak gelecekteki yenidoğan için zaten bir isim icat edildi. Mamut - buna bilim adamlarının henüz doğmamış dev galaksi dediği şey.

Yıldız çarpışmaları

Andromeda 1 trilyon yıldız (1012), Samanyolu'nda ise 1 milyar (3*1011) yıldız bulunan bir galaksidir. Ancak gök cisimleri arasında çarpışma olasılığı, aralarında çok büyük bir mesafe olduğundan ihmal edilebilir düzeydedir. Örneğin Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri, 4,2 ışık yılı (4*1013 km) veya Güneş'in 30 milyon (3*107) çapı kadar uzaklıkta bulunmaktadır. Armatürümüzün bir masa tenisi topu olduğunu hayal edin. Daha sonra Proxima Centauri, ondan 1100 km uzaklıkta bulunan bir bezelye gibi görünecek ve Samanyolu'nun kendisi de 30 milyon km genişliğe uzanacak. Galaksinin merkezindeki (ve özellikle en büyük kümelerinin bulunduğu yerdeki) yıldızlar bile 160 milyar (1,6 * 1011) km aralıklarla yer almaktadır. Bu, her 3,2 km'ye bir masa tenisi topu demek. Bu nedenle galaksi birleşmesi sırasında herhangi iki yıldızın çarpışma ihtimali son derece düşüktür.

Kara delik çarpışması

Andromeda Galaksisi ve Samanyolu'nun merkezinde süper kütleli kara delikler bulunur: Yay A (3,6 * 106 güneş kütlesi) ve Galaktik Çekirdeğin P2 kümesinin içindeki bir nesne. Bu kara delikler yeni oluşan galaksinin merkezine yakın bir noktada birleşerek yıldızlara yörüngesel enerji aktaracak ve yıldızlar sonunda daha yüksek yörüngelere doğru hareket edecek. Yukarıdaki süreç milyonlarca yıl sürebilir. Kara delikler birbirlerine bir ışık yılı yaklaştığında kütleçekim dalgaları yaymaya başlayacaklar. Birleşme tamamlanana kadar yörünge enerjisi daha da güçlü hale gelecektir. 2006 yılında gerçekleştirilen modelleme verilerine göre, Dünya önce yeni oluşan galaksinin neredeyse merkezine fırlatılabilir, daha sonra kara deliklerden birinin yakınından geçerek Samanyolu'nun sınırlarının ötesine fırlatılabilir.

Teorinin doğrulanması

Andromeda Galaksisi saniyede yaklaşık 110 km hızla bize yaklaşıyor. 2012 yılına kadar bir çarpışmanın gerçekleşip gerçekleşmeyeceğini bilmenin bir yolu yoktu. Hubble Uzay Teleskobu, bilim adamlarının bunun neredeyse kaçınılmaz olduğu sonucuna varmasına yardımcı oldu. Andromeda'nın 2002'den 2010'a kadar olan hareketleri takip edildikten sonra çarpışmanın yaklaşık 4 milyar yıl sonra gerçekleşeceği sonucuna varıldı.

Benzer olaylar uzayda da yaygındır. Örneğin Andromeda'nın geçmişte en az bir galaksiyle etkileşime girdiğine inanılıyor. SagDEG gibi bazı cüce galaksiler ise Samanyolu ile çarpışmaya devam ederek tek bir oluşum oluşturuyor.

Araştırmalar aynı zamanda Yerel Grup'un üçüncü büyük ve en parlak üyesi olan M33'ün yani Üçgen Gökadası'nın da bu etkinliğe katılacağını gösteriyor. En olası kaderi, birleşmeden sonra oluşan nesnenin yörüngesine ve uzak gelecekte nihai birleşmeye girmesi olacaktır. Ancak M33'ün Andromeda'ya yaklaşmadan önce Samanyolu ile çarpışması veya Güneş Sistemimizin Yerel Grup sınırlarının dışına fırlaması hariçtir.

Güneş Sisteminin Kaderi

Harvard'lı bilim insanları galaksi birleşmesinin zamanlamasının Andromeda'nın teğetsel hızına bağlı olacağını iddia ediyor. Hesaplamalara göre, birleşme sırasında Güneş Sistemi'nin Samanyolu'nun merkezine olan mevcut mesafeden üç kat daha uzak bir mesafeye fırlatılma ihtimalinin %50 olduğu sonucuna varıldı. Andromeda galaksisinin nasıl davranacağı tam olarak belli değil. Dünya gezegeni de tehdit altında. Bilim insanları, çarpışmadan bir süre sonra eski “evimizin” sınırlarının ötesine fırlatılma ihtimalimizin %12 olduğunu söylüyor. Ancak bu olayın Güneş Sistemi üzerinde büyük bir olumsuz etkisi olmayacak ve gök cisimleri yok olmayacak.

Gezegen mühendisliğini hariç tutarsak, galaksiler çarpıştığında Dünya'nın yüzeyi çok ısınacak ve üzerinde sulu halde su kalmayacak, dolayısıyla hayat kalmayacak.

Olası yan etkiler

İki sarmal gökada birleştiğinde disklerinde bulunan hidrojen sıkıştırılır. Yeni yıldızların yoğun oluşumu başlıyor. Örneğin bu, Anten Gökadası olarak da bilinen etkileşimli gökada NGC 4039'da gözlemlenebilir. Andromeda ve Samanyolu birleşirse disklerinde çok az gaz kalacağına inanılıyor. Bir kuasarın doğuşu tamamen mümkün olsa da yıldız oluşumu o kadar yoğun olmayacak.

Birleşme sonucu

Bilim adamları, birleşme sırasında oluşan galaksiye geçici olarak Milcomeda adını veriyor. Simülasyon sonucu, ortaya çıkan nesnenin eliptik bir şekle sahip olacağını göstermektedir. Merkezi, modern eliptik galaksilere göre daha düşük yıldız yoğunluğuna sahip olacak. Ancak bir disk formu da mümkündür. Bunların çoğu Samanyolu ve Andromeda'da ne kadar gaz kaldığına bağlı olacak. Yakın gelecekte, Yerel Grup'un geri kalan galaksileri tek bir nesnede birleşecek ve bu, yeni bir evrim aşamasının başlangıcına işaret edecek.

Andromeda hakkında gerçekler

Andromeda, Yerel Gruptaki en büyük gökadadır. Ama belki de en büyük olanı değil. Bilim insanları Samanyolu'nda daha fazla karanlık maddenin yoğunlaştığını ve galaksimizi daha büyük yapan şeyin de bu olduğunu öne sürüyor. Bilim insanları Andromeda'yı, bize en yakın sarmal gökada olduğu için ona benzer oluşumların kökenini ve evrimini anlamak amacıyla inceleyecekler. Andromeda Dünya'dan muhteşem görünüyor. Hatta birçoğu onun fotoğrafını çekmeyi bile başarıyor. Andromeda'nın çok yoğun bir galaktik çekirdeği var. Sadece merkezinde büyük yıldızlar yer almıyor, aynı zamanda çekirdeğinde gizlenmiş en az bir süper kütleli kara delik de var. Sarmal kolları, iki komşu gökadayla (M32 ve M110) yerçekimsel etkileşimin bir sonucu olarak büküldü. Andromeda'nın yörüngesinde en az 450 küresel yıldız kümesi var. Bunların arasında keşfedilen en yoğunlardan bazıları var. Andromeda Galaksisi çıplak gözle görülebilen en uzak cisimdir. İyi bir görüş noktasına ve minimum düzeyde parlak ışığa ihtiyacınız olacak.

Sonuç olarak okuyuculara bakışlarını yıldızlı gökyüzüne daha sık kaldırmalarını tavsiye etmek isterim. Birçok yeni ve bilinmeyen şeyi saklar. Hafta sonu alanı gözlemlemek için biraz boş zaman bulun. Gökyüzündeki Andromeda Galaksisi görülmeye değer bir manzaradır.

Andromeda, M31 ve NGC224 olarak da bilinen bir galaksidir. Bu, Dünya'dan yaklaşık 780 kp (2,5 milyon) uzaklıkta bulunan sarmal bir oluşumdur.

Andromeda, Samanyolu'na en yakın galaksidir. Adını aynı adı taşıyan efsanevi prensesten almıştır. 2006'daki gözlemler, burada yaklaşık bir trilyon yıldız olduğu sonucuna varılmasına yol açtı - yaklaşık 200 ila 400 milyar yıldızın bulunduğu Samanyolu'ndaki yıldızların en az iki katı. Bilim adamları, Samanyolu ile Andromeda galaksisinin çarpışmasının gerçekleşeceğine inanıyor. yaklaşık 3,75 milyar yıl sonra gerçekleşecek ve sonunda dev bir eliptik veya disk galaksi oluşacaktır. Ancak biraz sonra bunun hakkında daha fazla bilgi vereceğiz. İlk önce "efsanevi bir prensesin" neye benzediğini öğrenelim.

Resim Andromeda'yı gösteriyor. Galaksinin beyaz ve mavi çizgileri var. Etrafında halkalar oluştururlar ve sıcak, kırmızı-sıcak dev yıldızları kaplarlar. Koyu mavi-gri şeritler bu parlak halkalarla keskin bir kontrast oluşturuyor ve yoğun bulut kozalarında yıldız oluşumunun yeni başladığı alanları gösteriyor. Andromeda'nın halkaları, spektrumun görünür kısmında gözlemlendiğinde daha çok sarmal kollara benziyor. Ultraviyole aralığında bu oluşumlar daha çok halka yapılarına benzer. Daha önce bir NASA teleskopu tarafından keşfedilmişlerdi. Gökbilimciler, bu halkaların, 200 milyon yıldan daha uzun bir süre önce komşu galaksiyle çarpışma sonucu bir galaksinin oluşumunu gösterdiğine inanıyor.

Andromeda'nın uyduları

Samanyolu gibi Andromeda'nın da çok sayıda cüce uydusu var ve bunların 14'ü halihazırda keşfedilmiş durumda. En ünlüleri M32 ve M110'dur. Elbette, aralarındaki mesafeler çok büyük olduğundan, her galaksideki yıldızların birbirleriyle çarpışması pek olası değildir. Bilim adamlarının gerçekte ne olacağına dair hala oldukça belirsiz fikirleri var. Ancak gelecekteki yenidoğan için zaten bir isim icat edildi. Mamut, bilim adamlarının doğmamış dev galaksiye verdiği isimdir.

Yıldız çarpışmaları

Andromeda, 1 trilyon yıldıza (10 12) ve Samanyolu'na - 1 milyar (3 * 10 11) sahip bir galaksidir. Ancak gök cisimleri arasında çarpışma olasılığı, aralarında çok büyük bir mesafe olduğundan ihmal edilebilir düzeydedir. Örneğin Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri, 4,2 ışıkyılı uzaklıkta (4*10 13 km) veya Güneş'in 30 milyon (3*10 7) çapındadır. Armatürümüzün bir masa tenisi topu olduğunu hayal edin. Daha sonra Proxima Centauri, ondan 1100 km uzaklıkta bulunan bir bezelye gibi görünecek ve Samanyolu'nun kendisi de 30 milyon km genişliğe uzanacak. Galaksinin merkezindeki (en yoğun oldukları yer) yıldızlar bile 160 milyar (1,6*10 11) km aralıklarla yer almaktadır. Bu, her 3,2 km'ye bir masa tenisi topu demek. Bu nedenle galaksi birleşmesi sırasında herhangi iki yıldızın çarpışma şansı son derece düşüktür.

Kara delik çarpışması

Andromeda Galaksisi ve Samanyolu'nun merkezinde Yay A (3,6*106 güneş kütlesi) ve Galaktik Çekirdeğin P2 kümesinde bir nesne bulunur. Bu kara delikler yeni oluşan galaksinin merkezine yakınlaşarak yıldızlara yörüngesel enerji aktaracak ve yıldızlar sonunda daha yüksek yörüngelere doğru hareket edecek. Yukarıdaki süreç milyonlarca yıl sürebilir. Kara delikler birbirlerine bir ışık yılı yaklaştığında kütleçekim dalgaları yaymaya başlayacaklar. Birleşme tamamlanana kadar yörünge enerjisi daha da güçlü hale gelecektir. 2006 yılında gerçekleştirilen modelleme verilerine göre, Dünya önce yeni oluşan galaksinin neredeyse merkezine fırlatılabilir, daha sonra kara deliklerden birinin yakınından geçerek Samanyolu'nun ötesine fırlatılabilir.

Teorinin doğrulanması

Araştırmalar aynı zamanda Yerel Grup'un üçüncü büyük ve en parlak üyesi olan M33'ün yani Üçgen Gökadası'nın da bu etkinliğe katılacağını öne sürüyor. Büyük olasılıkla kaderi, birleşmeden sonra oluşan nesnenin yörüngesine girmesi ve uzak gelecekte nihai birleşme olacaktır. Ancak M33'ün Andromeda'ya yaklaşmadan önce Samanyolu ile çarpışması veya Güneş Sistemimizin Yerel Grup dışına atılması hariçtir.

Güneş Sisteminin Kaderi

Harvard'lı bilim insanları galaksi birleşmesinin zamanlamasının Andromeda'nın teğetsel hızına bağlı olacağını iddia ediyor. Hesaplamalara dayanarak, birleşme sırasında Güneş Sistemi'nin Samanyolu'nun merkezine olan mevcut mesafeden üç kat daha uzak bir mesafeye fırlatılma ihtimalinin %50 olduğu sonucuna vardık. Andromeda galaksisinin nasıl davranacağı tam olarak bilinmiyor. Dünya gezegeni de tehdit altında. Bilim insanları, çarpışmadan bir süre sonra eski “evimizin” dışına fırlatılma ihtimalimizin %12 olduğunu söylüyor. Ancak bu olayın Güneş Sistemi üzerinde büyük bir olumsuz etkisi olmayacak ve gök cisimleri yok olmayacak.

Gezegen mühendisliğini hariç tutarsak, zamanla Dünya'nın yüzeyi çok ısınacak ve üzerinde sıvı su kalmayacak, dolayısıyla hayat kalmayacaktır.

Olası yan etkiler

İki sarmal gökada birleştiğinde disklerinde bulunan hidrojen sıkıştırılır. Yeni yıldızların yoğun oluşumu başlıyor. Örneğin bu, Anten Gökadası olarak da bilinen etkileşimli gökada NGC 4039'da gözlemlenebilir. Andromeda ve Samanyolu birleşirse disklerinde çok az gaz kalacağına inanılıyor. Bir kuasarın doğuşu muhtemel olsa da yıldız oluşumu o kadar yoğun olmayacak.

Birleşme sonucu

Bilim adamları, birleşme sırasında oluşan galaksiye geçici olarak Milcomeda adını veriyor. Simülasyon sonucu, ortaya çıkan nesnenin eliptik bir şekle sahip olacağını göstermektedir. Merkezi, modern eliptik galaksilere göre daha düşük yıldız yoğunluğuna sahip olacak. Ancak bir disk formu da mümkündür. Bunların çoğu Samanyolu ve Andromeda'da ne kadar gaz kaldığına bağlı olacak. Yakın gelecekte geri kalanlar tek bir nesnede birleşecek ve bu, yeni bir evrim aşamasının başlangıcı olacak.

Andromeda hakkında gerçekler

Andromeda, Yerel Gruptaki en büyük gökadadır. Ama muhtemelen en büyük olanı değil. Bilim insanları Samanyolu'nda daha yoğun bir yıldız bulunduğunu ve galaksimizi daha büyük yapan şeyin de bu olduğunu öne sürüyor.
Bilim insanları Andromeda'yı, bize en yakın sarmal gökada olduğundan, ona benzer oluşumların kökenini ve evrimini anlamak amacıyla inceliyor.
Andromeda Dünya'dan muhteşem görünüyor. Hatta birçoğu onun fotoğrafını çekmeyi bile başarıyor.
Andromeda'nın çok yoğun bir galaktik çekirdeği var. Sadece merkezinde büyük yıldızlar yer almıyor, aynı zamanda çekirdeğinde gizlenmiş en az bir süper kütleli kara delik de var.
Sarmal kolları, iki komşu gökadayla (M32 ve M110) yerçekimsel etkileşimin bir sonucu olarak büküldü.
Andromeda'nın yörüngesinde en az 450 küresel yıldız kümesi var. Bunların arasında keşfedilen en yoğunlardan bazıları var.
Andromeda Galaksisi çıplak gözle görülebilen en uzak cisimdir. İyi bir görüş noktasına ve minimum düzeyde parlak ışığa ihtiyacınız olacak.

Sonuç olarak okuyuculara yıldızlı gökyüzüne daha sık bakmalarını tavsiye etmek isterim. Birçok yeni ve bilinmeyen şeyi saklar. Hafta sonu alanı gözlemlemek için biraz boş zaman bulun. Gökyüzündeki Andromeda Galaksisi görülmeye değer bir manzaradır.

> Bize en yakın galaksi

Samanyolu'na en yakın galaksi hangisi: sarmal Andromeda, Canis Major cüce galaksisi, mesafe, galaksi haritası, fotoğraflı çalışma.

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

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

Hangi galaksi en yakın

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

Bize en yakın galaksinin özellikleri

Birçoğu kırmızı dev aşamasına girmiş bir milyar yıldız içerdiğine inanılıyor. Elips şeklinde oluşturulmuştur. Ayrıca arkasında bir dizi yıldız parlıyor. Halka şeklinde karmaşık bir yapıdır; etrafına üç kez sarılmış bir Tekboynuz Yüzüğü.

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

Hubble teleskopu tarafından yakalanan galaktik birleşme örnekleri

Dünya'ya en yakın galaksinin keşfi

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

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

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

Veriler, galaksilerin daha küçük komşuları tüketerek büyüyebileceği fikrini güçlendirdi. Böylece şu anda bile bunu yapmaya devam eden Samanyolu galaksimiz ortaya çıktı. Ve Canis Major'daki Cüce Galaksi'nin eski yıldızları artık bizim olduğundan en yakını diyebiliriz.

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

Bize en yakın galaksiyi neler bekliyor?

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

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

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

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

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

Pirinç. 1. Hubble'a göre galaksilerin sınıflandırılması

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

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

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

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

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

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

Pirinç. 2. Eliptik Gökada ESO 325-G004

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

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

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

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

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

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

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

Pirinç. 2. Samanyolu galaksisinin bilgisayar modeli.

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

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

Ve R Sb.

Aşağıdaki dairesel diyagramlar sarmal ve merceksi gökadalar bölgesindeki ana konfigürasyonun bir kesitidir. Pirinç. 2. ANA AİLELER VE SARMAL ÇEŞİTLERİ

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

Birleştirmek.

İki yapısal bileşen - bir küremsi ve bir disk - 1944'te Alman gökbilimci W. Baade (1893–1960) tarafından keşfedilen galaksilerin yıldız popülasyonundaki farkı yansıtıyor. Nüfus I Düzensiz galaksilerde ve sarmal kollarda bulunan, O ve B spektral sınıflarına ait mavi devleri ve süperdevleri, K ve M sınıflarına ait kırmızı süperdevleri ve iyonize hidrojenin parlak bölgelerine sahip yıldızlararası gaz ve tozu içerir. Aynı zamanda Güneş'in yakınında görülebilen ancak uzak galaksilerde ayırt edilemeyen düşük kütleli ana dizi yıldızlarını da içerir. Nüfus II Eliptik ve merceksi gökadaların yanı sıra spirallerin merkez bölgelerinde ve küresel kümelerde bulunan G5'ten K5'e kadar olan sınıftaki kırmızı devleri, alt devleri ve muhtemelen alt cüceleri içerir; İçinde gezegenimsi bulutsular bulunur ve nova patlamaları gözlenir (Şekil 3). Şek. Şekil 4, yıldızların spektral türleri (veya renkleri) ile farklı popülasyonlardaki parlaklıkları arasındaki ilişkiyi göstermektedir. Pirinç. 3. YILDIZ POPÜLASYONLARI

. Sarmal galaksi Andromeda Bulutsusu'nun bir fotoğrafı, Nüfus I'in mavi devlerinin ve süper devlerinin diskinde yoğunlaştığını ve orta kısmın kırmızı Nüfus II yıldızlarından oluştuğunu gösteriyor. Andromeda Bulutsusu'nun uyduları da görülebilmektedir: galaksi NGC 205 (

Başlangıçta eliptik galaksilerin yalnızca Nüfus II'yi, düzensiz galaksilerin ise yalnızca Nüfus I'i içerdiği düşünülüyordu. Ancak galaksilerin genellikle iki yıldız popülasyonunun farklı oranlarda bir karışımını içerdiği ortaya çıktı. Ayrıntılı nüfus analizleri yalnızca yakınlardaki birkaç gökada için mümkündür, ancak uzak sistemlerin renk ve spektrum ölçümleri, yıldız popülasyonları arasındaki farkın Baade'nin düşündüğünden daha büyük olabileceğini göstermektedir.

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

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

: Kırmızıya kaymanın doğası).
Tablo 1. EN YAKIN GALAKSLARA, GRUP VE KÜMELERİNE UZAKLIKLAR	Galaksi veya grup; bu değer ( )	Görünen mesafe modülü (
Mesafe, milyon ışık yıllar
Büyük Macellan Bulutu
Küçük Macellan Bulutu
Andromeda grubu (M 31)
Heykeltıraş Grubu
Grup B. Ursa (M 81)
Başak burcunda küme

Fırındaki Küme Bir galaksinin yüzey parlaklığını ölçmek, yıldızlarının birim alan başına toplam parlaklığını verir. Merkezden uzaklığa bağlı olarak yüzey parlaklığındaki değişim galaksinin yapısını karakterize eder. En düzenli ve simetrik olan eliptik sistemler diğerlerine göre daha ayrıntılı olarak incelenmiştir; genel olarak tek bir parlaklık yasasıyla tanımlanırlar (Şekil 5,):

A. En düzenli ve simetrik olan eliptik sistemler diğerlerine göre daha ayrıntılı olarak incelenmiştir; genel olarak tek bir parlaklık yasasıyla tanımlanırlar (Şekil 5, Pirinç. 5. GALAXİLERİN PARLAKLIK DAĞILIMI – eliptik galaksiler (yüzey parlaklığının logaritması azaltılmış yarıçapın dördüncü köküne bağlı olarak gösterilir ( r/r tür e) 1/4, burada tür– merkeze olan mesafe ve e, galaksinin toplam parlaklığının yarısının içinde bulunduğu etkili yarıçaptır); B – merceksi gökada NGC 1553; V

- üç normal sarmal gökada (her çizginin dış kısmı düzdür, bu da parlaklığın mesafeye üstel bir bağımlılığını gösterir). e, galaksinin toplam parlaklığının yarısının içinde bulunduğu etkili yarıçaptır); Lentiküler sistemlere ilişkin veriler tam değildir.

Parlaklık profilleri (Şekil 5, Sa) eliptik gökadaların profillerinden farklıdır ve üç ana bölgeye sahiptir: çekirdek, mercek ve zarf. Bu sistemlerin eliptik ve spiral arasında bir orta düzeyde olduğu görülmektedir. SD Spiraller çok çeşitlidir, yapıları karmaşıktır ve parlaklıklarının dağılımına ilişkin tek bir yasa yoktur. Ancak çekirdekten uzaktaki basit spiraller için diskin yüzey parlaklığının çevreye doğru katlanarak azaldığı görülüyor. Ölçümler, sarmal kolların parlaklığının gökada fotoğraflarına bakıldığında göründüğü kadar büyük olmadığını gösteriyor. – merceksi gökada NGC 1553;).

Kollar, mavi ışıkta diskin parlaklığına %20'den fazla katkıda bulunmazken, kırmızı ışıkta önemli ölçüde daha az katkıda bulunur. Çıkıntının parlaklığa katkısı azalır Görülebildikleri en yakın galaksilere olan mesafenin birincil göstergesi haline gelen Cepheus. Bu galaksilerin küresel kümeleri, en parlak yıldızları ve emisyon bulutsuları ikincil göstergeler haline gelerek daha uzak galaksilere olan mesafelerin belirlenmesini mümkün kılar. Son olarak galaksilerin çapları ve parlaklıkları üçüncül göstergeler olarak kullanılıyor. Uzaklık ölçüsü olarak gökbilimciler genellikle bir nesnenin görünen büyüklüğü arasındaki farkı kullanırlar.İle ; bu değer ((Şekil 5, ve onun mutlak büyüklüğü Galaksinin görünür büyüklüğünü ölçerek ve onun mutlak büyüklüğü ve mesafe modülünün belirlenmesi ( ve onun mutlak büyüklüğü), mutlak değeri hesaplayın ve onun mutlak büyüklüğü.

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

Belirli bir uzay hacmindeki, örneğin bir kümedeki galaksilerin tam bir örneği için, parlaklık fonksiyonu, parlaklık azaldıkça keskin bir şekilde artar;

Cüce galaksilerin sayısı dev galaksilerin sayısından kat kat fazladır. En düzenli ve simetrik olan eliptik sistemler diğerlerine göre daha ayrıntılı olarak incelenmiştir; genel olarak tek bir parlaklık yasasıyla tanımlanırlar (Şekil 5, Pirinç. 6. GALAXY PARLAKLIK FONKSİYONU e, galaksinin toplam parlaklığının yarısının içinde bulunduğu etkili yarıçaptır);– numunenin belirli bir sınırlayıcı görünür değerden daha parlak olması; ve onun mutlak büyüklüğü– belirli bir geniş hacimli alanda tam bir örnek. Ezici sayıdaki cüce sistemlerine dikkat edin.< -16.

B Boyut

. Galaksilerin yıldız yoğunluğu ve parlaklıkları dışarı doğru giderek azaldığından, boyutları sorusu aslında teleskopun yeteneklerine, galaksinin dış bölgelerinin zayıf parıltısını gece gökyüzünün parıltısına karşı vurgulama yeteneğine bağlıdır. Modern teknoloji, gökadaların parlaklığını gökyüzü parlaklığının %1'inden daha az olan bölgelerini kaydetmeyi mümkün kılmaktadır; bu galaktik çekirdeklerin parlaklığından yaklaşık bir milyon kat daha düşüktür. Bu izofota (eşit parlaklık çizgisi) göre galaksilerin çapları, cüce sistemler için birkaç bin ışıkyılı ile dev sistemler için yüzbinlerce ışıkyılı arasında değişmektedir. Kural olarak, galaksilerin çapları mutlak parlaklıklarıyla iyi bir korelasyon gösterir. ; Sırayla yer alan Spektral sınıf ve renk. Yu.Scheiner (1858–1913) tarafından Potsdam Gözlemevi'nde 1899'da elde edilen galaksinin ilk spektrogramı - Andromeda Bulutsusu, soğurma çizgileriyle Güneş'in spektrumunu andırıyor. Galaksilerin spektrumlarına yönelik büyük araştırmalar, düşük dağılımlı (200–400 /mm) “hızlı” spektrografların yaratılmasıyla başladı; ; daha sonra elektronik görüntü parlaklık yükselticilerinin kullanılması, dağılımın 20–100/mm'ye çıkarılmasını mümkün kıldı. Ben Morgan'ın Yerkes Gözlemevi'ndeki gözlemleri, galaksilerin karmaşık yıldız bileşimine rağmen spektrumlarının genellikle belirli bir sınıftaki yıldızların spektrumlarına yakın olduğunu gösterdi. Sm; SD k ve spektrum ile galaksinin morfolojik türü arasında gözle görülür bir korelasyon vardır. Kural olarak, sınıf spektrumu Düzensiz galaksilere sahip SD; Sc ve spiraller Sc) eliptik gökadaların profillerinden farklıdır ve üç ana bölgeye sahiptir: çekirdek, mercek ve zarf. Bu sistemlerin eliptik ve spiral arasında bir orta düzeyde olduğu görülmektedir. Sb. Spektrum sınıfı) eliptik gökadaların profillerinden farklıdır ve üç ana bölgeye sahiptir: çekirdek, mercek ve zarf. Bu sistemlerin eliptik ve spiral arasında bir orta düzeyde olduğu görülmektedir. A-F spirallerde Sb; Sa. Geçiş; Spektral sınıf ve renk. spektrumda bir değişiklik ile birlikte ; F A; Spektral sınıf ve renk..

F-G  ve spiraller  merceksel ve eliptik sistemlerin spektrumları vardır  G  .  3726 ve 3729 ve çift iyonize oksijen (O III)  4959 ve 5007. Emisyon çizgilerinin yoğunluğu genellikle galaksilerin disklerindeki gaz ve süperdev yıldızların miktarıyla ilişkilidir: bu çizgiler eliptik ve merceksi galaksilerde yoktur veya çok zayıftır, ancak spiral ve düzensiz galaksilerde güçlendirilmiştir - Sa) eliptik gökadaların profillerinden farklıdır ve üç ana bölgeye sahiptir: çekirdek, mercek ve zarf. Bu sistemlerin eliptik ve spiral arasında bir orta düzeyde olduğu görülmektedir. Ben.

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

ışınlar Ana gökada türlerinin ortalama renk indeksi aşağıdaki gibidir:

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

) merkezden biraz uzakta () ve ardından azalır (Şek. 8). Galaksimizin yakınında = 230 km/s mesafede= 40 bin St. merkezden yıllar: Pirinç. 7. GALAKSİNİN SPEKTAL ÇİZGİLERİ. Galaksinin uzaklaşan kenarından gelen çizgi ( B ) kırmızı tarafa (R) doğru ve yaklaşan kenardan ( A

) – ultraviyole (UV)’ye. Pirinç. 8. GALAXİ DÖNME EĞRİSİ mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark. mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark Dönme hızı r maksimum değere ulaşır uzaktan M

M galaksinin merkezinden itibaren yavaş yavaş azalır. ve onun mutlak büyüklüğü = Galaksilerin spektrumlarındaki soğurma çizgileri ve emisyon çizgileri aynı şekle sahiptir, dolayısıyla diskteki yıldızlar ve gaz aynı yönde aynı hızla dönmektedir. tür 2 /Geçiş Dönme ve kütle. Geçiş Diskteki karanlık toz şeritlerinin konumuna göre galaksinin hangi kenarının bize daha yakın olduğunu anlayabildiğimizde, sarmal kolların bükülme yönünü bulabiliriz: incelenen tüm galaksilerde geride kalıyorlar, yani. merkezden uzaklaşan kol, dönüş yönünün tersi yönde bükülür. L Dönme eğrisinin analizi galaksinin kütlesini belirlememizi sağlar. En basit durumda, yerçekimi kuvvetini merkezkaç kuvvetine eşitleyerek, yıldızın yörüngesindeki galaksinin kütlesini elde ederiz: karavan– yer çekimi sabiti. Çevredeki yıldızların hareketinin analizi, toplam kütlenin tahmin edilmesine olanak sağlar. Galaksimizin yaklaşık kütlesi vardır. 210 11 güneş kütleleri, Andromeda Bulutsusu için 410 11, Büyük Macellan Bulutu için – 1510 9 . karavan Disk galaksilerinin kütleleri parlaklıklarıyla yaklaşık olarak orantılıdır (

), yani ilişki  M/L neredeyse aynılar ve mavi ışınlardaki parlaklık eşit ve onun mutlak büyüklüğü  r maksimum değere ulaşır M/L 2 /Geçiş Dönme ve kütle. r maksimum değere ulaşır 5 güneş kütlesi ve parlaklık birimi cinsinden.

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