Các thiên hà lân cận. Khoảng cách đến thiên hà gần nhất thật đáng kinh ngạc

Từ điển bách khoa lớn

Tinh vân ngoài thiên hà hay vũ trụ đảo, hệ thống sao khổng lồ cũng chứa khí và bụi liên sao. Hệ mặt trời là một phần của Dải Ngân hà của chúng ta. Tất cả không gian bên ngoài đến giới hạn mà chúng có thể xâm nhập... ... Bách khoa toàn thư của Collier

Hệ thống sao khổng lồ (lên tới hàng trăm tỷ ngôi sao); Đặc biệt, chúng bao gồm Thiên hà của chúng ta. Các thiên hà được chia thành hình elip (E), xoắn ốc (S) và không đều (Ir). Các thiên hà gần chúng ta nhất là Đám mây Magellanic (Ir) và tinh vân... ... Từ điển bách khoa

Các hệ sao khổng lồ, tương tự như hệ sao Thiên hà của chúng ta (Xem Thiên hà), bao gồm Hệ Mặt trời. (Thuật ngữ “thiên hà”, trái ngược với thuật ngữ “Thiên hà”, được viết bằng chữ thường.) Tên lỗi thời G. ... ...

thiên hà- Hệ thống sao khổng lồ với số lượng sao từ hàng chục đến hàng trăm tỷ mỗi sao. Các ước tính hiện đại đưa ra khoảng 150 triệu thiên hà trong Siêu thiên hà mà chúng ta đã biết. Các thiên hà được chia thành hình elip (ký hiệu trong thiên văn học là chữ E),... ... Sự khởi đầu của khoa học tự nhiên hiện đại

Hệ thống sao khổng lồ (lên tới hàng trăm tỷ ngôi sao); Đặc biệt, chúng bao gồm Thiên hà của chúng ta. G. được chia thành hình elip. (E), xoắn ốc (S) và không đều (Ir). Gần chúng ta nhất là Đám mây G. Magellanic (Ir) và Tinh vân Andromeda (S). G.… … Khoa học tự nhiên. Từ điển bách khoa

Thiên hà Whirlpool (M51) và vệ tinh NGC 5195 của nó. Ảnh chụp Đài quan sát Đỉnh Kitt. Các thiên hà tương tác là những thiên hà nằm đủ gần trong không gian mà lực hấp dẫn lẫn nhau lớn đáng kể ... Wikipedia

Các hệ thống sao có hình dạng khác với các hệ thống xoắn ốc và hình elip ở chỗ hỗn loạn và rời rạc. Đôi khi có N.g., không có hình dạng rõ ràng, vô định hình. Chúng bao gồm các ngôi sao trộn lẫn với bụi, trong khi hầu hết N. g.... ... Bách khoa toàn thư vĩ đại của Liên Xô

- ... Wikipedia

Sách

Các thiên hà, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Cuốn sách thứ tư trong bộ sách “Thiên văn học và Vật lý thiên văn” chứa đựng cái nhìn tổng quan về những ý tưởng hiện đại về các hệ sao - thiên hà khổng lồ. Nó kể về lịch sử khám phá các thiên hà, về...
Thiên hà, Surdin V.G.. Cuốn sách thứ tư trong bộ “Thiên văn học và Vật lý thiên văn” chứa đựng cái nhìn tổng quan về những ý tưởng hiện đại về hệ sao khổng lồ - các thiên hà. Nó kể về lịch sử khám phá các thiên hà, về...

Andromeda là một thiên hà cũng phổ biến như M31 và NGC224. Đây là một hệ thống xoắn ốc nằm ở khoảng cách khoảng 780 kp (2,5 triệu năm ánh sáng) tính từ Trái đất.

Andromeda là thiên hà gần Dải Ngân hà nhất. Nó được đặt theo tên của công chúa thần thoại cùng tên. Các quan sát năm 2006 dẫn đến kết luận rằng có khoảng một nghìn tỷ ngôi sao ở đây - ít nhất gấp đôi so với trong Dải Ngân hà, nơi có khoảng 200 - 400 tỷ ngôi sao. Các nhà khoa học tin rằng sự va chạm của Dải Ngân hà và thiên hà Andromeda sẽ xảy ra. xảy ra trong khoảng 3,75 tỷ năm nữa, và cuối cùng một thiên hà hình elip hoặc thiên hà đĩa khổng lồ sẽ được hình thành. Nhưng nhiều hơn về điều đó một lát sau. Đầu tiên, chúng ta hãy cùng tìm hiểu xem “công chúa thần thoại” trông như thế nào nhé.

Hình ảnh cho thấy Andromeda. Thiên hà có sọc trắng và xanh. Chúng tạo thành các vòng xung quanh nó và bao phủ các ngôi sao khổng lồ nóng đỏ. Các dải màu xanh xám đậm tương phản rõ rệt với các vòng sáng này và cho thấy các khu vực nơi quá trình hình thành sao chỉ mới bắt đầu trong các đám mây dày đặc. Khi quan sát ở phần nhìn thấy được của quang phổ, các vòng của Andromeda trông giống các nhánh xoắn ốc hơn. Trong phổ tử ngoại, những thành tạo này khá giống với cấu trúc vòng. Trước đây chúng được phát hiện bởi kính viễn vọng của NASA. Các nhà chiêm tinh tin rằng những chiếc nhẫn này cho thấy sự hình thành của một thiên hà do sự va chạm với thiên hà lân cận hơn 200 triệu năm trước.

Giống như Dải Ngân hà, Andromeda có một số vệ tinh thu nhỏ, 14 trong số đó đã được phát hiện. Nổi tiếng nhất là M32 và M110. Tất nhiên, các ngôi sao của mỗi thiên hà khó có thể va chạm với nhau vì khoảng cách giữa chúng rất lớn. Các nhà khoa học vẫn còn những ý tưởng khá mơ hồ về những gì sẽ xảy ra trong thực tế. Nhưng một cái tên đã được đặt ra cho đứa trẻ sơ sinh trong tương lai. Voi ma mút - đây là cái mà các nhà khoa học gọi là thiên hà khổng lồ vẫn chưa ra đời.

Va chạm sao

Andromeda là thiên hà có 1 nghìn tỷ ngôi sao (1012) và Dải Ngân hà có 1 tỷ (3*1011). Tuy nhiên, khả năng xảy ra va chạm giữa các thiên thể là không đáng kể vì giữa chúng có khoảng cách rất lớn. Ví dụ, ngôi sao gần Mặt trời nhất, Proxima Centauri, nằm ở khoảng cách 4,2 năm ánh sáng (4*1013 km), hay đường kính 30 triệu (3*107) của Mặt trời. Hãy tưởng tượng ngôi sao sáng của chúng ta là một quả bóng bàn. Khi đó Proxima Centauri sẽ trông giống như một hạt đậu, nằm cách nó 1100 km và bản thân Dải Ngân hà sẽ có chiều rộng 30 triệu km. Ngay cả các ngôi sao ở trung tâm thiên hà (và cụ thể là nơi có cụm lớn nhất của chúng) cũng nằm cách nhau 160 tỷ (1,6 * 1011) km. Điều đó giống như cứ 3,2 km thì có một quả bóng bàn. Do đó, khả năng hai ngôi sao bất kỳ va chạm nhau trong quá trình sáp nhập thiên hà là cực kỳ nhỏ.

Va chạm lỗ đen

Thiên hà Andromeda và Dải Ngân hà có các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm: Sagittarius A (3,6 * 106 khối lượng mặt trời) và một vật thể bên trong cụm P2 của Lõi Thiên hà. Những lỗ đen này sẽ hội tụ tại một điểm gần trung tâm của thiên hà mới hình thành, truyền năng lượng quỹ đạo cho các ngôi sao, cuối cùng chúng sẽ di chuyển lên những quỹ đạo cao hơn. Quá trình trên có thể mất hàng triệu năm. Khi các lỗ đen cách nhau một năm ánh sáng, chúng sẽ bắt đầu phát ra sóng hấp dẫn. Năng lượng quỹ đạo sẽ còn mạnh hơn nữa cho đến khi quá trình hợp nhất hoàn tất. Dựa trên dữ liệu mô hình được thực hiện vào năm 2006, Trái đất trước tiên có thể bị ném gần đến trung tâm của thiên hà mới hình thành, sau đó đi qua gần một trong các lỗ đen và bị đẩy ra ngoài ranh giới của Dải Ngân hà.

Xác nhận lý thuyết

Thiên hà Andromeda đang tiếp cận chúng ta với tốc độ khoảng 110 km mỗi giây. Cho đến năm 2012, không có cách nào để biết liệu một vụ va chạm có xảy ra hay không. Kính viễn vọng Không gian Hubble đã giúp các nhà khoa học kết luận rằng điều đó gần như không thể tránh khỏi. Sau khi theo dõi chuyển động của Andromeda từ năm 2002 đến năm 2010, người ta kết luận rằng vụ va chạm sẽ xảy ra trong khoảng 4 tỷ năm nữa.

Hiện tượng tương tự đang lan rộng trong không gian. Ví dụ, Andromeda được cho là đã tương tác với ít nhất một thiên hà trong quá khứ. Và một số thiên hà lùn như SagDEG tiếp tục va chạm với Dải Ngân hà, tạo thành một đội hình duy nhất.

Nghiên cứu cũng chỉ ra rằng M33, hay Thiên hà Tam giác, thành viên lớn nhất và sáng thứ ba của Nhóm Địa phương, cũng sẽ tham gia vào sự kiện này. Số phận rất có thể của nó sẽ là việc vật thể được hình thành sau khi hợp nhất đi vào quỹ đạo và trong tương lai xa - sự thống nhất cuối cùng. Tuy nhiên, sự va chạm của M33 với Dải Ngân hà trước khi Andromeda đến gần, hoặc Hệ Mặt trời của chúng ta bị ném ra ngoài ranh giới của Nhóm Địa phương, đều bị loại trừ.

Số phận của hệ mặt trời

Các nhà khoa học từ Harvard tuyên bố rằng thời điểm sáp nhập thiên hà sẽ phụ thuộc vào tốc độ tiếp tuyến của Andromeda. Dựa trên các tính toán, người ta kết luận rằng có 50% khả năng trong quá trình hợp nhất, Hệ Mặt trời sẽ bị ném trở lại khoảng cách lớn gấp ba lần khoảng cách hiện tại đến trung tâm Dải Ngân hà. Không rõ chính xác thiên hà Andromeda sẽ hoạt động như thế nào. Hành tinh Trái đất cũng đang bị đe dọa. Các nhà khoa học cho biết có 12% khả năng một thời gian sau vụ va chạm, chúng ta sẽ bị ném trở lại ra ngoài biên giới “ngôi nhà” trước đây của mình. Nhưng sự kiện này rất có thể sẽ không gây tác động xấu lớn đến Hệ Mặt trời và các thiên thể sẽ không bị phá hủy.

Nếu chúng ta loại trừ kỹ thuật hành tinh, thì vào thời điểm các thiên hà va chạm, bề mặt Trái đất sẽ trở nên rất nóng và sẽ không còn nước trên đó ở trạng thái nước, và do đó không có sự sống.

Tác dụng phụ có thể xảy ra

Khi hai thiên hà xoắn ốc hợp nhất, hydro có trong đĩa của chúng bị nén lại. Sự hình thành mạnh mẽ của các ngôi sao mới bắt đầu. Ví dụ, điều này có thể được quan sát thấy ở thiên hà tương tác NGC 4039, hay còn gọi là Thiên hà Ăng-ten. Nếu Andromeda và Dải Ngân hà hợp nhất, người ta tin rằng sẽ còn rất ít khí trên đĩa của chúng. Sự hình thành sao sẽ không diễn ra mạnh mẽ như vậy, mặc dù sự ra đời của một chuẩn tinh là hoàn toàn có thể xảy ra.

Kết quả sáp nhập

Các nhà khoa học tạm gọi thiên hà được hình thành trong quá trình sáp nhập là Milcomeda. Kết quả mô phỏng cho thấy đối tượng thu được sẽ có dạng hình elip. Trung tâm của nó sẽ có mật độ sao thấp hơn các thiên hà hình elip hiện đại. Nhưng một dạng đĩa cũng có thể. Phần lớn sẽ phụ thuộc vào lượng khí còn lại trong Dải Ngân hà và Tiên nữ. Trong tương lai gần, các thiên hà còn lại của Nhóm Địa phương sẽ hợp nhất thành một vật thể và điều này sẽ đánh dấu sự khởi đầu của một giai đoạn tiến hóa mới.

Sự thật về Andromeda

Andromeda là Thiên hà lớn nhất trong Nhóm Địa phương. Nhưng có lẽ không phải là lớn nhất. Các nhà khoa học cho rằng có nhiều vật chất tối tập trung hơn trong Dải Ngân hà và đây là nguyên nhân khiến thiên hà của chúng ta nặng hơn. Các nhà khoa học sẽ nghiên cứu Andromeda để hiểu nguồn gốc và sự tiến hóa của các thành tạo tương tự như nó, bởi vì đây là thiên hà xoắn ốc gần chúng ta nhất. Andromeda trông tuyệt vời từ Trái đất. Nhiều người thậm chí còn tìm cách chụp ảnh cô ấy. Andromeda có lõi thiên hà rất dày đặc. Không chỉ có những ngôi sao khổng lồ nằm ở trung tâm của nó mà còn có ít nhất một lỗ đen siêu lớn ẩn giấu ở lõi của nó. Các nhánh xoắn ốc của nó bị uốn cong do tương tác hấp dẫn với hai thiên hà lân cận: M32 và M110. Có ít nhất 450 cụm sao hình cầu quay quanh Andromeda. Trong số đó có một số mật độ dày đặc nhất đã được phát hiện. Thiên hà Andromeda là vật thể ở xa nhất có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Bạn sẽ cần một vị trí thuận lợi và ít ánh sáng.

Để kết luận, tôi muốn khuyên độc giả hãy ngước mắt lên bầu trời đầy sao thường xuyên hơn. Nó lưu trữ rất nhiều điều mới và chưa biết. Tìm chút thời gian rảnh để quan sát không gian vào cuối tuần. Thiên hà Andromeda trên bầu trời là một cảnh tượng đáng chú ý.

Andromeda là một thiên hà còn được gọi là M31 và NGC224. Đây là một hệ thống xoắn ốc nằm ở khoảng cách khoảng 780 kp (2,5 triệu từ Trái đất.

Andromeda là thiên hà gần Dải Ngân hà nhất. Nó được đặt theo tên của công chúa thần thoại cùng tên. Các quan sát năm 2006 dẫn đến kết luận rằng ở đây có khoảng một nghìn tỷ ngôi sao - ít nhất là gấp đôi so với trong Dải Ngân hà, nơi có khoảng 200 - 400 tỷ ngôi sao. Các nhà khoa học tin rằng sự va chạm của Dải Ngân hà và thiên hà Andromeda sẽ xảy ra. xảy ra trong khoảng 3,75 tỷ năm nữa, và cuối cùng một thiên hà hình elip hoặc thiên hà đĩa khổng lồ sẽ được hình thành. Nhưng nhiều hơn về điều đó một lát sau. Đầu tiên chúng ta cùng tìm hiểu xem “công chúa thần thoại” trông như thế nào nhé.

Hình ảnh cho thấy Andromeda. Thiên hà có sọc trắng và xanh. Chúng tạo thành các vòng xung quanh nó và bao phủ các ngôi sao khổng lồ nóng đỏ. Các dải màu xanh xám đậm tương phản rõ rệt với các vòng sáng này và cho thấy các khu vực nơi quá trình hình thành sao chỉ mới bắt đầu trong các đám mây dày đặc. Khi quan sát ở phần nhìn thấy được của quang phổ, các vòng của Andromeda trông giống các nhánh xoắn ốc hơn. Trong phạm vi tia cực tím, những thành tạo này giống cấu trúc vòng hơn. Trước đây chúng được phát hiện bởi kính viễn vọng của NASA. Các nhà thiên văn học tin rằng những chiếc nhẫn này cho thấy sự hình thành của một thiên hà do sự va chạm với thiên hà lân cận hơn 200 triệu năm trước.

Mặt trăng của Andromeda

Giống như Dải Ngân hà, Andromeda có một số vệ tinh lùn, 14 trong số đó đã được phát hiện. Nổi tiếng nhất là M32 và M110. Tất nhiên, các ngôi sao của mỗi thiên hà khó có thể va chạm với nhau vì khoảng cách giữa chúng rất lớn. Các nhà khoa học vẫn còn có những ý tưởng khá mơ hồ về những gì thực sự sẽ xảy ra. Nhưng một cái tên đã được đặt ra cho đứa trẻ sơ sinh trong tương lai. Voi ma mút - đây là cái mà các nhà khoa học gọi là thiên hà khổng lồ chưa sinh ra.

Va chạm sao

Andromeda là thiên hà có 1 nghìn tỷ ngôi sao (10 12) và Dải Ngân hà - 1 tỷ (3 * 10 11). Tuy nhiên, khả năng xảy ra va chạm giữa các thiên thể là không đáng kể vì giữa chúng có khoảng cách rất lớn. Ví dụ, ngôi sao gần Mặt trời nhất, Proxima Centauri, cách chúng ta 4,2 năm ánh sáng (4*10 13 km), hay 30 triệu (3*10 7) đường kính của Mặt trời. Hãy tưởng tượng ngôi sao sáng của chúng ta là một quả bóng bàn. Khi đó Proxima Centauri sẽ trông giống như một hạt đậu, nằm cách nó 1100 km và bản thân Dải Ngân hà sẽ có chiều rộng 30 triệu km. Ngay cả các ngôi sao ở trung tâm thiên hà (nơi chúng tập trung nhiều nhất) cũng nằm cách nhau 160 tỷ (1,6 * 10 11) km. Điều đó giống như cứ 3,2 km thì có một quả bóng bàn. Do đó, khả năng hai ngôi sao bất kỳ va chạm nhau trong quá trình sáp nhập thiên hà là cực kỳ nhỏ.

Va chạm lỗ đen

Thiên hà Andromeda và Dải Ngân hà có Nhân Mã A trung tâm (3,6*10 6 khối lượng mặt trời) và một vật thể trong cụm P2 của Lõi Thiên hà. Những lỗ đen này sẽ hội tụ gần trung tâm của thiên hà mới hình thành, truyền năng lượng quỹ đạo cho các ngôi sao, cuối cùng chúng sẽ di chuyển lên những quỹ đạo cao hơn. Quá trình trên có thể mất hàng triệu năm. Khi các lỗ đen cách nhau một năm ánh sáng, chúng sẽ bắt đầu phát ra sóng hấp dẫn. Năng lượng quỹ đạo sẽ còn mạnh hơn nữa cho đến khi quá trình hợp nhất hoàn tất. Dựa trên dữ liệu mô hình được thực hiện vào năm 2006, Trái đất trước tiên có thể bị ném gần đến trung tâm của thiên hà mới hình thành, sau đó đi qua gần một trong các lỗ đen và bị đẩy ra ngoài Dải Ngân hà.

Xác nhận lý thuyết

Nghiên cứu cũng gợi ý rằng M33, hay Thiên hà Tam giác, thành viên lớn thứ ba và sáng nhất của Nhóm Địa phương, cũng sẽ tham gia vào sự kiện này. Số phận rất có thể của nó sẽ là việc vật thể được hình thành sau khi hợp nhất đi vào quỹ đạo và trong tương lai xa - sự thống nhất cuối cùng. Tuy nhiên, sự va chạm của M33 với Dải Ngân hà trước khi Andromeda đến gần, hoặc Hệ Mặt trời của chúng ta bị loại khỏi Nhóm Địa phương, sẽ bị loại trừ.

Số phận của hệ mặt trời

Các nhà khoa học từ Harvard tuyên bố rằng thời điểm sáp nhập thiên hà sẽ phụ thuộc vào tốc độ tiếp tuyến của Andromeda. Dựa trên các tính toán, chúng tôi kết luận rằng có 50% khả năng trong quá trình hợp nhất, Hệ Mặt trời sẽ bị ném trở lại khoảng cách lớn gấp ba lần khoảng cách hiện tại đến trung tâm Dải Ngân hà. Người ta không biết chính xác thiên hà Andromeda sẽ hoạt động như thế nào. Hành tinh Trái đất cũng đang bị đe dọa. Các nhà khoa học cho biết có 12% khả năng một thời gian sau vụ va chạm, chúng ta sẽ bị ném ra ngoài “ngôi nhà” cũ của mình. Nhưng sự kiện này rất có thể sẽ không gây tác động xấu lớn đến Hệ Mặt trời và các thiên thể sẽ không bị phá hủy.

Nếu chúng ta loại trừ kỹ thuật hành tinh, thì theo thời gian, bề mặt Trái đất sẽ trở nên rất nóng và sẽ không còn nước lỏng trên đó, và do đó không có sự sống.

Tác dụng phụ có thể xảy ra

Khi hai thiên hà xoắn ốc hợp nhất, hydro có trong đĩa của chúng bị nén lại. Sự hình thành mạnh mẽ của các ngôi sao mới bắt đầu. Ví dụ, điều này có thể được quan sát thấy ở thiên hà tương tác NGC 4039, hay còn gọi là Thiên hà Ăng-ten. Nếu Andromeda và Dải Ngân hà hợp nhất, người ta tin rằng sẽ còn rất ít khí trên đĩa của chúng. Sự hình thành sao sẽ không diễn ra mạnh mẽ như vậy, mặc dù có khả năng xảy ra sự ra đời của một chuẩn tinh.

Kết quả sáp nhập

Các nhà khoa học tạm gọi thiên hà được hình thành trong quá trình sáp nhập là Milcomeda. Kết quả mô phỏng cho thấy đối tượng thu được sẽ có dạng hình elip. Trung tâm của nó sẽ có mật độ sao thấp hơn các thiên hà hình elip hiện đại. Nhưng một dạng đĩa cũng có thể. Phần lớn sẽ phụ thuộc vào lượng khí còn lại trong Dải Ngân hà và Tiên nữ. Trong tương lai gần, những vật thể còn lại sẽ hợp nhất thành một vật thể và điều này sẽ đánh dấu sự khởi đầu của một giai đoạn tiến hóa mới.

Sự thật về Andromeda

Andromeda là Thiên hà lớn nhất trong Nhóm Địa phương. Nhưng có lẽ không phải là lớn nhất. Các nhà khoa học cho rằng có nhiều dải Ngân hà tập trung hơn và đây là nguyên nhân khiến thiên hà của chúng ta nặng hơn.
Các nhà khoa học đang nghiên cứu Andromeda để tìm hiểu nguồn gốc và sự tiến hóa của các thành tạo tương tự như nó, bởi vì đây là thiên hà xoắn ốc gần chúng ta nhất.
Andromeda trông tuyệt vời từ Trái đất. Nhiều người thậm chí còn tìm cách chụp ảnh cô ấy.
Andromeda có lõi thiên hà rất dày đặc. Không chỉ có những ngôi sao khổng lồ nằm ở trung tâm của nó mà còn có ít nhất một lỗ đen siêu lớn ẩn giấu ở lõi của nó.
Các nhánh xoắn ốc của nó bị uốn cong do tương tác hấp dẫn với hai thiên hà lân cận: M32 và M110.
Có ít nhất 450 cụm sao hình cầu quay quanh Andromeda. Trong số đó có một số mật độ dày đặc nhất đã được phát hiện.
Thiên hà Andromeda là vật thể ở xa nhất có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Bạn sẽ cần một vị trí thuận lợi và ít ánh sáng.

Tóm lại, tôi muốn khuyên độc giả hãy nhìn lên bầu trời đầy sao thường xuyên hơn. Nó lưu trữ rất nhiều điều mới và chưa biết. Tìm chút thời gian rảnh để quan sát không gian vào cuối tuần. Thiên hà Andromeda trên bầu trời là một cảnh tượng đáng chú ý.

> Thiên hà gần chúng ta nhất

Thiên hà nào gần Dải Ngân hà nhất: xoắn ốc Andromeda, thiên hà lùn Canis Major, khoảng cách, bản đồ thiên hà, nghiên cứu với hình ảnh.

Điều đáng hiểu là thiên hà của chúng ta không phải là duy nhất về mặt hình thành. Tức là còn có nhiều cái tương tự hơn, thống nhất thành những nhóm cụ thể. Dải Ngân hà được che chở bởi Nhóm địa phương (54 thiên hà), là một phần của. Vì vậy, chúng tôi không đơn độc.

Nhiều người tin rằng thiên hà Andromeda là gần nhất vì nó và Dải Ngân hà đang trải qua quá trình va chạm và sáp nhập. Nhưng nói một cách khoa học hơn thì đây là đại diện gần nhất của kiểu xoắn ốc. Thực tế là người lùn đã được phát hiện cách đây không lâu, vì vậy đã đến lúc bạn nên xem xét lại kiến thức của mình.

Thiên hà nào gần nhất

Hiện tại, Thiên hà lùn Canis Major là thiên hà gần nhất với Dải Ngân hà. Nó cách trung tâm 42.000 năm ánh sáng và cách hệ thống 25.000 năm ánh sáng.

Đặc điểm của thiên hà gần chúng ta nhất

Người ta tin rằng nó chứa một tỷ ngôi sao, nhiều ngôi sao trong số đó đã bước vào giai đoạn sao khổng lồ đỏ. Được hình thành theo hình elip. Ngoài ra, đằng sau nó còn có cả một chuỗi ngôi sao nhấp nháy. Đó là một cấu trúc hình chiếc nhẫn phức tạp - một chiếc Nhẫn Kỳ Lân được quấn ba vòng.

Trong quá trình nghiên cứu chiếc nhẫn, thiên hà lùn này được phát hiện ở Canis Major. Người ta tin rằng cô đã bị "ăn thịt". Và các cụm sao cầu gần trung tâm của nó (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 và NGC 2808) từng thuộc về thiên hà bị hấp thụ.

Ví dụ về sự hợp nhất thiên hà được chụp bởi kính viễn vọng Hubble

Phát hiện thiên hà gần Trái đất nhất

Trước đó, người ta tin rằng Thiên hà hình elip lùn (cách Trái đất 70.000 năm ánh sáng) đứng ở vị trí đầu tiên về khoảng cách. Điều này gần hơn (180.000 năm).

Thiên hà lùn ở Canis Major xuất hiện lần đầu tiên vào năm 2003. Các nhà thiên văn học đã quét 70% bầu trời bằng Khảo sát toàn bầu trời và tìm thấy khoảng 5.700 nguồn bức xạ hồng ngoại từ thiên thể. Công nghệ hồng ngoại cực kỳ quan trọng vì ánh sáng đỏ không bị chặn bởi khí và bụi. Như vậy, có thể tìm thấy nhiều người khổng lồ loại M trong chòm sao Đại Khuyển. Một số cấu trúc hình thành vòng cung yếu.

Số lượng lớn các sao loại M là lý do khiến lớp này được tìm thấy. Các sao lùn đỏ có nhiệt độ thấp có độ sáng kém hơn nên không thể nhìn thấy chúng nếu không sử dụng công nghệ. Nhưng chúng có thể nhìn thấy rõ ràng trong phạm vi hồng ngoại.

Dữ liệu thúc đẩy ý tưởng rằng các thiên hà có thể phát triển bằng cách tiêu thụ các thiên hà lân cận nhỏ hơn. Do đó, Dải Ngân hà của chúng ta đã xuất hiện và vẫn tiếp tục làm điều này cho đến tận bây giờ. Và vì những ngôi sao trước đây của Thiên hà lùn ở Canis Major giờ là của chúng ta nên chúng ta có thể nói rằng nó là ngôi sao gần nhất.

Người chiến thắng trước đây được tìm thấy vào năm 1994 (người lùn ở Nhân Mã). Trong số những xoắn ốc gần nhất là (M31), đang lao về phía chúng ta với gia tốc 110 km/s. Trong 4 tỷ năm ánh sáng, sự hợp nhất sẽ xảy ra.

Điều gì đang chờ đợi thiên hà gần chúng ta nhất?

Bây giờ bạn đã biết rằng thiên hà gần Dải Ngân hà nhất là thiên hà lùn ở Canis Major. Nhưng chuyện gì sẽ xảy ra với cô ấy? Các nhà khoa học tin rằng cuối cùng nó sẽ bị xé nát bởi lực hấp dẫn của Dải Ngân hà. Điều đáng chú ý là cơ thể chính của cô ấy đã bị biến dạng và nó không dừng lại. Quá trình bồi tụ sẽ kết thúc bằng việc các vật thể hợp nhất hoàn toàn, chuyển 1 tỷ ngôi sao sang thiên hà của chúng ta để bổ sung vào 200-400 tỷ ngôi sao đã trôi qua trước đó. Vì vậy, khoảng cách ngắn đến thiên hà gần nhất đã tạo ra một trò đùa tàn nhẫn đối với nó.

GALAXIES, “tinh vân ngoài thiên hà” hay “vũ trụ đảo”, là những hệ sao khổng lồ cũng chứa khí và bụi liên sao. Hệ mặt trời là một phần của Thiên hà của chúng ta - Dải Ngân hà. Tất cả không gian bên ngoài, đến mức mà những kính thiên văn mạnh nhất có thể xuyên qua, đều chứa đầy các thiên hà. Các nhà thiên văn học đếm được ít nhất một tỷ trong số chúng. Thiên hà gần nhất nằm cách chúng ta khoảng 1 triệu năm ánh sáng. năm (10 19 km), và các thiên hà xa nhất được kính thiên văn ghi lại cách chúng ta hàng tỷ năm ánh sáng. Nghiên cứu về các thiên hà là một trong những nhiệm vụ đầy tham vọng nhất trong thiên văn học.

Thông tin lịch sử. Các thiên hà bên ngoài sáng nhất và gần chúng ta nhất - Đám mây Magellanic - có thể nhìn thấy bằng mắt thường ở bán cầu nam của bầu trời và được người Ả Rập biết đến vào thế kỷ 11, cũng như thiên hà sáng nhất ở bán cầu bắc - thiên hà sáng nhất ở bán cầu bắc. Tinh vân lớn ở Andromeda. Với việc phát hiện lại tinh vân này vào năm 1612 bằng kính viễn vọng của nhà thiên văn học người Đức S. Marius (1570–1624), nghiên cứu khoa học về các thiên hà, tinh vân và cụm sao đã bắt đầu. Nhiều tinh vân được phát hiện bởi nhiều nhà thiên văn học vào thế kỷ 17 và 18; lúc đó chúng được coi là những đám mây khí phát sáng.

Ý tưởng về các hệ sao ngoài Thiên hà lần đầu tiên được thảo luận bởi các nhà triết học và nhà thiên văn học ở thế kỷ 18: E. Thụy Điển (1688–1772) ở Thụy Điển, T. Wright (1711–1786) ở Anh, I. Kant (1724– 1804) ở Phổ, I. .Lambert (1728–1777) ở Alsace và W. Herschel (1738–1822) ở Anh. Tuy nhiên, chỉ trong quý đầu tiên của thế kỷ 20. sự tồn tại của “các vũ trụ đảo” đã được chứng minh rõ ràng chủ yếu nhờ vào công trình của các nhà thiên văn học người Mỹ G. Curtis (1872–1942) và E. Hubble (1889–1953). Họ đã chứng minh rằng khoảng cách đến “tinh vân trắng” sáng nhất và do đó gần nhất vượt quá đáng kể kích thước của Thiên hà của chúng ta. Trong khoảng thời gian từ 1924 đến 1936, Hubble đã đẩy giới hạn nghiên cứu thiên hà từ các hệ thống lân cận đến giới hạn của kính viễn vọng 2,5 mét tại Đài thiên văn Mount Wilson, tức là. tới vài trăm triệu năm ánh sáng.

Năm 1929, Hubble phát hiện ra mối liên hệ giữa khoảng cách tới một thiên hà và tốc độ chuyển động của nó. Mối quan hệ này, định luật Hubble, đã trở thành cơ sở quan sát của vũ trụ học hiện đại. Sau khi Thế chiến thứ hai kết thúc, việc nghiên cứu tích cực về các thiên hà bắt đầu với sự trợ giúp của các kính thiên văn lớn mới có bộ khuếch đại ánh sáng điện tử, máy đo tự động và máy tính. Việc phát hiện ra sự phát xạ vô tuyến từ các thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác đã mang đến một cơ hội mới để nghiên cứu Vũ trụ và dẫn đến việc phát hiện ra các thiên hà vô tuyến, quasar và các biểu hiện hoạt động khác trong nhân thiên hà. Các quan sát ngoài khí quyển từ tên lửa địa vật lý và vệ tinh đã giúp phát hiện sự phát xạ tia X từ hạt nhân của các thiên hà và cụm thiên hà đang hoạt động.

Cơm. 1. Phân loại thiên hà theo Hubble

Danh mục đầu tiên về “tinh vân” được xuất bản năm 1782 bởi nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier (1730–1817). Danh sách này bao gồm cả các cụm sao và tinh vân khí trong Thiên hà của chúng ta, cũng như các vật thể ngoài thiên hà. Số vật thể Messier vẫn được sử dụng cho đến ngày nay; ví dụ, Messier 31 (M 31) là Tinh vân Tiên Nữ nổi tiếng, thiên hà lớn gần nhất được quan sát thấy trong chòm sao Tiên Nữ.

Một cuộc khảo sát có hệ thống về bầu trời, do W. Herschel bắt đầu vào năm 1783, đã đưa ông đến việc phát hiện ra hàng nghìn tinh vân trên bầu trời phía bắc. Công việc này được tiếp tục bởi con trai ông là J. Herschel (1792–1871), người đã thực hiện các quan sát ở Nam bán cầu tại Mũi Hảo Vọng (1834–1838) và xuất bản năm 1864 Thư mục tổng hợp 5 nghìn tinh vân và cụm sao. Vào nửa sau của thế kỷ 19. những vật thể mới được phát hiện đã được thêm vào những vật thể này, và J. Dreyer (1852–1926) xuất bản năm 1888 Thư mục chia sẻ mới (Danh mục tổng hợp mới – NGC), bao gồm 7814 đối tượng. Với việc xuất bản vào năm 1895 và 1908 của hai cuốn sách bổ sung Chỉ mục thư mục(IC) số lượng tinh vân và cụm sao được phát hiện đã vượt quá 13 nghìn. Việc chỉ định theo danh mục NGC và IC kể từ đó đã được chấp nhận rộng rãi. Do đó, Tinh vân Andromeda được chỉ định là M 31 hoặc NGC 224. Một danh sách riêng biệt gồm 1249 thiên hà sáng hơn cấp 13, dựa trên khảo sát ảnh bầu trời, được biên soạn bởi H. Shapley và A. Ames từ Đài thiên văn Harvard vào năm 1932 .

Tác phẩm này đã được mở rộng đáng kể qua lần xuất bản đầu tiên (1964), lần thứ hai (1976) và lần thứ ba (1991). Danh mục trừu tượng của các thiên hà sáng J. de Vaucouleurs và các đồng nghiệp. Các danh mục rộng hơn nhưng ít chi tiết hơn dựa trên việc xem các tấm ảnh khảo sát bầu trời được xuất bản vào những năm 1960 bởi F. Zwicky (1898–1974) ở Hoa Kỳ và B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) ở Liên Xô. Chúng chứa khoảng. 30 nghìn thiên hà có cường độ lên tới 15. Một cuộc khảo sát tương tự về bầu trời phía nam gần đây đã được hoàn thành bằng cách sử dụng Camera Schmidt 1 mét của Đài thiên văn Nam châu Âu ở Chile và Camera Schmidt 1,2 mét của Vương quốc Anh ở Úc.

Có quá nhiều thiên hà mờ hơn cấp 15 để lập danh sách chúng. Năm 1967, kết quả đếm các thiên hà sáng hơn cấp 19 (phía bắc xích vĩ 20), do C. Shane và K. Virtanen thực hiện bằng cách sử dụng các tấm kính thiên văn 50 cm của Đài quan sát Lick, đã được công bố. Có khoảng những thiên hà như vậy. 2 triệu, chưa kể những người bị che khuất bởi dải bụi rộng lớn của Dải Ngân hà. Và trở lại năm 1936, Hubble tại Đài thiên văn Mount Wilson đã đếm số lượng thiên hà có cường độ lên tới 21 ở một số khu vực nhỏ phân bố đều trên thiên cầu (phía bắc xích vĩ 30). Theo những dữ liệu này, trên toàn bộ bầu trời có hơn 20 triệu thiên hà sáng hơn cấp độ 21.

Phân loại. Có những thiên hà với nhiều hình dạng, kích cỡ và độ sáng khác nhau; một số bị cô lập, nhưng hầu hết đều có hàng xóm hoặc vệ tinh gây ảnh hưởng hấp dẫn lên chúng. Theo quy luật, các thiên hà yên tĩnh nhưng thường có những thiên hà hoạt động. Năm 1925, Hubble đề xuất phân loại các thiên hà dựa trên hình dáng bên ngoài của chúng. Sau đó nó được tinh chỉnh bởi Hubble và Shapley, sau đó là Sandage và cuối cùng là Vaucouleurs. Tất cả các thiên hà trong đó được chia thành 4 loại: hình elip, dạng thấu kính, xoắn ốc và không đều.

hình elip(E) các thiên hà trong ảnh có dạng hình elip, không có ranh giới rõ ràng và chi tiết rõ ràng. Độ sáng của chúng tăng dần về phía trung tâm. Đây là những hình elip quay bao gồm các ngôi sao cũ; hình dạng rõ ràng của chúng phụ thuộc vào hướng của đường ngắm của người quan sát. Khi quan sát cạnh trên, tỷ lệ độ dài trục ngắn và trục dài của hình elip đạt  5/10 (ký hiệu là E5).

Cơm. 2. Thiên hà hình elip ESO 325-G004

Dạng thấu kính(L hoặc S 0) các thiên hà tương tự như các thiên hà hình elip, nhưng, ngoài thành phần hình cầu, chúng còn có một đĩa xích đạo mỏng, quay nhanh, đôi khi có cấu trúc hình vòng giống như các vành đai của Sao Thổ. Các thiên hà dạng thấu kính, ở rìa được quan sát có vẻ bị nén nhiều hơn so với các thiên hà hình elip: tỷ lệ trục của chúng đạt tới 2/10.

Cơm. 2. Thiên hà Trục xoay (NGC 5866), một thiên hà dạng hạt đậu trong chòm sao Draco.

xoắn ốc(S) các thiên hà cũng bao gồm hai thành phần - hình cầu và phẳng, nhưng có cấu trúc xoắn ốc ít nhiều phát triển trong đĩa. Dọc theo chuỗi các kiểu con Sa, sb, Sc, Sd(từ xoắn ốc “sớm” đến xoắn ốc “muộn”), các nhánh xoắn ốc trở nên dày hơn, phức tạp hơn và ít xoắn hơn, và hình cầu (ngưng tụ ở trung tâm, hoặc phình ra) giảm. Các thiên hà xoắn ốc ở rìa không nhìn thấy được các nhánh xoắn ốc, nhưng loại thiên hà có thể được xác định bằng độ sáng tương đối của phần phình và đĩa.

Cơm. 2. Một ví dụ về thiên hà xoắn ốc, Thiên hà Chong chóng (Messier 101 hoặc NGC 5457)

Không đúng(TÔI) các thiên hà có hai loại chính: loại Magellanic, tức là. tạo thành Đám mây Magellan, tiếp tục chuỗi xoắn ốc từ SmĐẾN Tôi và loại không phải Magellan TÔI 0, có các làn bụi tối hỗn loạn trên đỉnh của cấu trúc hình cầu hoặc dạng đĩa chẳng hạn như dạng thấu kính hoặc hình xoắn ốc sớm.

Cơm. 2. NGC 1427A, một ví dụ về thiên hà không đều.

Các loại L Và S thuộc hai họ và hai loại tùy thuộc vào sự hiện diện hay vắng mặt của cấu trúc tuyến tính đi qua tâm và giao nhau với đĩa ( thanh), cũng như một vòng đối xứng tâm.

Cơm. 2. Mô hình máy tính của thiên hà Milky Way.

Cơm. 1. NGC 1300, một ví dụ về thiên hà xoắn ốc có rào chắn.

Cơm. 1. PHÂN LOẠI Thiên Hà BA CHIỀU. Các loại chính: E, L, S, tôi E nằm tuần tự từ TôiĐẾN ; gia đình bình dân MỘT và vượt qua B; kiểu S

Và r sb.

Các sơ đồ hình tròn bên dưới là mặt cắt ngang của cấu hình chính trong khu vực các thiên hà xoắn ốc và dạng thấu kính. Cơm. 2. CÁC HỌ CHÍNH VÀ CÁC LOẠI XOẮN ỐC

tại mặt cắt ngang của cấu hình chính trong khu vực Có những sơ đồ phân loại khác cho các thiên hà dựa trên các chi tiết hình thái tốt hơn, nhưng một cách phân loại khách quan dựa trên các phép đo trắc quang, động học và vô tuyến vẫn chưa được phát triển.

hợp chất.

Hai thành phần cấu trúc - một hình cầu và một đĩa - phản ánh sự khác biệt về quần thể sao của các thiên hà, được phát hiện vào năm 1944 bởi nhà thiên văn học người Đức W. Baade (1893–1960). Dân số tôi , hiện diện trong các thiên hà không đều và các nhánh xoắn ốc, chứa các sao khổng lồ xanh và siêu khổng lồ thuộc lớp quang phổ O và B, siêu khổng lồ đỏ thuộc lớp K và M, cùng khí và bụi giữa các vì sao với các vùng sáng của hydro bị ion hóa. Nó cũng chứa các ngôi sao dãy chính có khối lượng thấp, có thể nhìn thấy ở gần Mặt trời nhưng không thể phân biệt được ở các thiên hà xa xôi. Dân số II , hiện diện trong các thiên hà hình elip và dạng thấu kính, cũng như ở khu vực trung tâm của các thiên hà xoắn ốc và trong các cụm sao cầu, chứa các sao khổng lồ đỏ từ lớp G5 đến K5, các thiên thể con và có thể cả các thiên hà con lùn; Các tinh vân hành tinh được tìm thấy trong đó và quan sát thấy sự bùng nổ của các tân tinh (Hình 3). Trong hình. Hình 4 cho thấy mối quan hệ giữa các loại quang phổ (hoặc màu sắc) của các ngôi sao và độ sáng của chúng đối với các quần thể khác nhau. Cơm. 3. DÂN SAO

. Một bức ảnh chụp thiên hà xoắn ốc, Tinh vân Andromeda, cho thấy những ngôi sao khổng lồ màu xanh và siêu khổng lồ của Quần thể I tập trung ở đĩa của nó, và phần trung tâm bao gồm các ngôi sao của Quần thể II màu đỏ. Các vệ tinh của Tinh vân Andromeda cũng có thể nhìn thấy được: thiên hà NGC 205 (

Ban đầu người ta nghĩ rằng các thiên hà hình elip chỉ chứa Quần thể II và các thiên hà không đều chỉ chứa Quần thể I. Tuy nhiên, hóa ra các thiên hà thường chứa hỗn hợp của hai quần thể sao với tỷ lệ khác nhau. Các phân tích chi tiết về quần thể chỉ có thể thực hiện được đối với một số thiên hà gần đó, nhưng các phép đo về màu sắc và quang phổ của các hệ ở xa cho thấy sự khác biệt về quần thể sao của chúng có thể lớn hơn Baade nghĩ.

Khoảng cách.  Việc đo khoảng cách đến các thiên hà xa xôi dựa trên thang khoảng cách tuyệt đối đến các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta. Nó được cài đặt theo nhiều cách. Cơ bản nhất là phương pháp thị sai lượng giác, có giá trị đến khoảng cách 300 sv. năm. Các phương pháp còn lại là gián tiếp và thống kê; chúng dựa trên việc nghiên cứu các chuyển động riêng, vận tốc hướng tâm, độ sáng, màu sắc và quang phổ của các ngôi sao. Trên cơ sở của chúng, các giá trị tuyệt đối của Mới và các biến thuộc loại RR Lyra và Cepheus, trở thành chỉ số chính về khoảng cách đến các thiên hà gần nhất nơi chúng có thể nhìn thấy được. Các cụm sao cầu, các ngôi sao sáng nhất và tinh vân phát xạ của các thiên hà này trở thành các chỉ số phụ và giúp xác định khoảng cách đến các thiên hà xa hơn. Cuối cùng, đường kính và độ sáng của chính các thiên hà được sử dụng làm chỉ số cấp ba. Để đo khoảng cách, các nhà thiên văn học thường sử dụng hiệu số giữa độ lớn biểu kiến của một vật thể tôi và độ lớn tuyệt đối của nó M ; giá trị này ( m–M

) được gọi là “mô đun khoảng cách biểu kiến”. Để tìm ra khoảng cách thực sự, nó phải được hiệu chỉnh theo sự hấp thụ ánh sáng của bụi giữa các vì sao. Trong trường hợp này, sai số thường lên tới 10–20%. Thang khoảng cách ngoài thiên hà thỉnh thoảng được sửa đổi, điều đó có nghĩa là các thông số khác của các thiên hà phụ thuộc vào khoảng cách cũng thay đổi. Trong bảng Hình 1 cho thấy khoảng cách chính xác nhất tới các nhóm thiên hà gần nhất hiện nay. Khoảng cách đến các thiên hà xa hơn, cách xa hàng tỷ năm ánh sáng, được ước tính với độ chính xác thấp từ độ dịch chuyển đỏ của chúng ( xem bên dưới

: Bản chất của dịch chuyển đỏ).
Bảng 1. KHOẢNG CÁCH ĐẾN CÁC Thiên Hà GẦN NHẤT, NHÓM VÀ CỤM CỦA CHÚNG	Thiên hà hoặc nhóm; giá trị này ( )	Mô-đun khoảng cách rõ ràng (
Khoảng cách, triệu ánh sáng năm
Đám mây Magellan lớn
Đám mây Magellan nhỏ
Nhóm Andromeda (M 31)
Nhóm điêu khắc
Nhóm B. Ursa (M 81)
Cụm ở Xử Nữ

Cụm trong lòĐo độ sáng bề mặt của một thiên hà sẽ cho ra tổng độ sáng của các ngôi sao trên một đơn vị diện tích. Sự thay đổi độ sáng bề mặt theo khoảng cách tính từ tâm đặc trưng cho cấu trúc của thiên hà. Các hệ elip, là hệ đều đặn và đối xứng nhất, đã được nghiên cứu chi tiết hơn các hệ khác; nói chung, chúng được mô tả bởi một định luật độ sáng duy nhất (Hình 5,):

MỘT. Các hệ elip, là hệ đều đặn và đối xứng nhất, đã được nghiên cứu chi tiết hơn các hệ khác; nói chung, chúng được mô tả bởi một định luật độ sáng duy nhất (Hình 5, Cơm. 5. PHÂN BỐ ĐỘ SÁNG CỦA CÁC Thiên Hà – các thiên hà hình elip (logarit của độ sáng bề mặt được hiển thị tùy thuộc vào căn bậc 4 của bán kính giảm ( r/r kiểu e) 1/4, trong đó kiểu- khoảng cách từ trung tâm, và e là bán kính hiệu dụng, trong đó chứa một nửa tổng độ sáng của thiên hà); b – thiên hà dạng hạt đậu NGC 1553; V.

– ba thiên hà xoắn ốc bình thường (phần bên ngoài của mỗi đường thẳng, biểu thị sự phụ thuộc theo cấp số nhân của độ sáng vào khoảng cách). e là bán kính hiệu dụng, trong đó chứa một nửa tổng độ sáng của thiên hà); Dữ liệu về hệ thống dạng thấu kính không đầy đủ.

Cấu hình độ sáng của chúng (Hình 5, Sa) khác với hình dạng của các thiên hà hình elip và có ba vùng chính: lõi, thấu kính và đường bao. Những hệ thống này dường như là trung gian giữa hình elip và hình xoắn ốc. Sd Các xoắn ốc rất đa dạng, cấu trúc của chúng rất phức tạp và không có quy luật duy nhất nào cho sự phân bố độ sáng của chúng. Tuy nhiên, dường như đối với các xoắn ốc đơn giản ở xa lõi, độ sáng bề mặt của đĩa giảm theo cấp số nhân về phía ngoại vi. Các phép đo cho thấy độ sáng của các nhánh xoắn ốc không lớn như khi nhìn vào ảnh chụp các thiên hà. – thiên hà dạng hạt đậu NGC 1553;).

Các cánh tay tăng thêm không quá 20% độ sáng của đĩa trong ánh sáng xanh và ít hơn đáng kể trong ánh sáng đỏ. Sự đóng góp vào độ sáng từ chỗ phình giảm từ Cepheus, trở thành chỉ số chính về khoảng cách đến các thiên hà gần nhất nơi chúng có thể nhìn thấy được. Các cụm sao cầu, các ngôi sao sáng nhất và tinh vân phát xạ của các thiên hà này trở thành các chỉ số phụ và giúp xác định khoảng cách đến các thiên hà xa hơn. Cuối cùng, đường kính và độ sáng của chính các thiên hà được sử dụng làm chỉ số cấp ba. Để đo khoảng cách, các nhà thiên văn học thường sử dụng hiệu số giữa độ lớn biểu kiến của một vật thểĐẾN ; giá trị này ((Hình 5, và độ lớn tuyệt đối của nó Bằng cách đo độ lớn biểu kiến của thiên hà và độ lớn tuyệt đối của nó và xác định mô đun khoảng cách của nó ( và độ lớn tuyệt đối của nó), tính giá trị tuyệt đối và độ lớn tuyệt đối của nó.

Những thiên hà sáng nhất, không bao gồm các chuẩn tinh, E nằm tuần tự từ Sc 22, tức là độ sáng của chúng lớn hơn gần 100 tỷ lần so với Mặt trời. Và những thiên hà nhỏ nhất và độ lớn tuyệt đối của nó Cepheus, trở thành chỉ số chính về khoảng cách đến các thiên hà gần nhất nơi chúng có thể nhìn thấy được. Các cụm sao cầu, các ngôi sao sáng nhất và tinh vân phát xạ của các thiên hà này trở thành các chỉ số phụ và giúp xác định khoảng cách đến các thiên hà xa hơn. Cuối cùng, đường kính và độ sáng của chính các thiên hà được sử dụng làm chỉ số cấp ba. Để đo khoảng cách, các nhà thiên văn học thường sử dụng hiệu số giữa độ lớn biểu kiến của một vật thể10, tức là độ sáng xấp xỉ 10 6 năng lượng mặt trời. Sự phân bố số lượng thiên hà theo Sd nằm tuần tự từ Tôi, được gọi là “hàm độ sáng”, là một đặc điểm quan trọng của quần thể thiên hà trong Vũ trụ, nhưng không dễ xác định chính xác.

Đối với một mẫu thiên hà hoàn chỉnh trong một thể tích không gian nhất định, chẳng hạn như trong một cụm, hàm độ sáng tăng mạnh khi độ sáng giảm, tức là

số lượng thiên hà lùn nhiều gấp nhiều lần số lượng thiên hà khổng lồ. Các hệ elip, là hệ đều đặn và đối xứng nhất, đã được nghiên cứu chi tiết hơn các hệ khác; nói chung, chúng được mô tả bởi một định luật độ sáng duy nhất (Hình 5, Cơm. 6. CHỨC NĂNG ĐỘ SÁNG CỦA GALAXY e là bán kính hiệu dụng, trong đó chứa một nửa tổng độ sáng của thiên hà);- mẫu sáng hơn giá trị giới hạn nhìn thấy nhất định; và độ lớn tuyệt đối của nó- một mẫu hoàn chỉnh trong một thể tích không gian lớn nhất định. Lưu ý số lượng áp đảo của các hệ thống lùn với< -16.

B Kích cỡ

. Vì mật độ sao và độ sáng của các thiên hà giảm dần ra bên ngoài, câu hỏi về kích thước của chúng thực sự phụ thuộc vào khả năng của kính viễn vọng, khả năng làm nổi bật ánh sáng yếu ớt của các vùng bên ngoài thiên hà so với ánh sáng rực rỡ của bầu trời đêm. Công nghệ hiện đại cho phép ghi lại các vùng thiên hà có độ sáng dưới 1% độ sáng bầu trời; con số này thấp hơn khoảng một triệu lần so với độ sáng của nhân thiên hà. Theo đường đồng vị này (đường có độ sáng bằng nhau), đường kính của các thiên hà dao động từ vài nghìn năm ánh sáng đối với các hệ lùn đến hàng trăm nghìn năm ánh sáng đối với các hệ khổng lồ. Theo quy luật, đường kính của các thiên hà tương quan chặt chẽ với độ sáng tuyệt đối của chúng. ; nằm tuần tự từ Lớp quang phổ và màu sắc. Quang phổ đầu tiên của thiên hà - Tinh vân Andromeda, thu được tại Đài thiên văn Potsdam vào năm 1899 bởi Yu. Scheiner (1858–1913), với các vạch hấp thụ của nó giống với quang phổ của Mặt trời. Nghiên cứu quy mô lớn về quang phổ của các thiên hà bắt đầu bằng việc tạo ra các máy quang phổ “nhanh” với độ phân tán thấp (200–400 /mm); ; sau này, việc sử dụng bộ khuếch đại độ sáng hình ảnh điện tử giúp tăng độ phân tán lên 20–100/mm. Tôi Những quan sát của Morgan tại Đài thiên văn Yerkes cho thấy rằng, mặc dù các thiên hà có thành phần sao phức tạp, quang phổ của chúng thường gần với quang phổ của các sao thuộc một lớp nhất định từ Sm; Sd K , và có một mối tương quan đáng chú ý giữa quang phổ và kiểu hình thái của thiên hà. Theo nguyên tắc, phổ lớp có những thiên hà không đều Sd; Sc và xoắn ốc Sc) khác với hình dạng của các thiên hà hình elip và có ba vùng chính: lõi, thấu kính và đường bao. Những hệ thống này dường như là trung gian giữa hình elip và hình xoắn ốc. sb. Lớp quang phổ) khác với hình dạng của các thiên hà hình elip và có ba vùng chính: lõi, thấu kính và đường bao. Những hệ thống này dường như là trung gian giữa hình elip và hình xoắn ốc. A–Fở các đường xoắn ốc sb; Sa. Chuyển từ; Lớp quang phổ và màu sắc. kèm theo sự thay đổi quang phổ từ ; F MỘT; Lớp quang phổ và màu sắc..

F–G  , và các đường xoắn ốc  , hệ thấu kính và hình elip có quang phổ  G  .  3726 và 3729 và oxy bị ion hóa kép (O III) trên  4959 và 5007. Cường độ của các vạch phát xạ thường tương quan với lượng khí và các sao siêu khổng lồ trong các đĩa thiên hà: những vạch này không có hoặc rất yếu trong các thiên hà hình elip và dạng thấu kính, nhưng được tăng cường trong các thiên hà xoắn ốc và không đều - từ Sa) khác với hình dạng của các thiên hà hình elip và có ba vùng chính: lõi, thấu kính và đường bao. Những hệ thống này dường như là trung gian giữa hình elip và hình xoắn ốc. Tôi.

Ngoài ra, cường độ vạch phát xạ của các nguyên tố nặng hơn hydro (N, O, S) và có lẽ độ phong phú tương đối của các nguyên tố này giảm dần từ lõi đến ngoại vi của các thiên hà đĩa. Một số thiên hà có các vạch phát xạ mạnh bất thường ở lõi của chúng. Năm 1943, K. Seifert phát hiện ra một loại thiên hà đặc biệt có các vạch hydro rất rộng trong lõi, cho thấy hoạt động cao của chúng. Độ sáng của những hạt nhân này và quang phổ của chúng thay đổi theo thời gian. Nhìn chung, hạt nhân của các thiên hà Seyfert tương tự như quasar, mặc dù không mạnh bằng. Dọc theo trình tự hình thái của các thiên hà, chỉ số tích phân về màu sắc của chúng thay đổi ( B–V MỘT), tức là sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam và màu vàng

tia Chỉ số màu trung bình của các loại thiên hà chính như sau:

Trên thang đo này, 0,0 tương ứng với màu trắng, 0,5 tương ứng với màu hơi vàng và 1,0 tương ứng với màu đỏ. Phép đo quang chi tiết thường tiết lộ rằng màu sắc của thiên hà thay đổi từ lõi này sang rìa khác, cho thấy sự thay đổi trong thành phần sao. Hầu hết các thiên hà đều xanh hơn ở vùng bên ngoài so với ở lõi của chúng; Điều này dễ nhận thấy hơn nhiều ở các hình xoắn ốc so với hình elip, vì đĩa của chúng chứa nhiều ngôi sao trẻ màu xanh.  / = sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam kiểu Các thiên hà không đều, thường thiếu lõi, thường có màu xanh hơn ở trung tâm so với ở rìa. Sự quay và khối lượng. Sự quay của thiên hà quanh một trục đi qua tâm dẫn đến sự thay đổi bước sóng của các vạch trong quang phổ của nó: các vạch từ các vùng của thiên hà đến gần chúng ta chuyển sang phần tím của quang phổ và từ các vùng lùi dần sang màu đỏ. (Hình 7). Theo công thức Doppler, sự thay đổi tương đối của bước sóng vạch là /c sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam kiểu, Ở đâu sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam và độ lớn tuyệt đối của nó c kiểu và độ lớn tuyệt đối của nó là tốc độ ánh sáng và sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam và độ lớn tuyệt đối của nó– vận tốc hướng tâm, tức là thành phần vận tốc nguồn dọc theo đường ngắm. kiểu và độ lớn tuyệt đối của nó Chu kỳ quay của các ngôi sao xung quanh trung tâm các thiên hà là hàng trăm triệu năm và tốc độ chuyển động quỹ đạo của chúng đạt tới 300 km/s. Thông thường, tốc độ quay đĩa đạt giá trị tối đa (

) ở một khoảng cách nào đó từ tâm (), rồi giảm dần (Hình 8). Gần thiên hà của chúng ta = 230 km/s ở khoảng cách= 40 nghìn St. năm tính từ trung tâm: Cơm. 7. Các đường quang phổ của thiên hà. Đường thẳng từ rìa lùi xa của thiên hà ( b ) bị lệch về phía phía đỏ (R) và từ cạnh tiếp cận ( Một

) – tới tia cực tím (UV). Cơm. 8. ĐƯỜNG QUAY GALAXY sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam. sự khác biệt giữa độ lớn của thiên hà màu xanh lam Tốc độ quay r đạt giá trị cực đại M ở khoảng cách xa

M từ tâm thiên hà rồi giảm dần. và độ lớn tuyệt đối của nó = Các vạch hấp thụ và vạch phát xạ trong quang phổ của các thiên hà có hình dạng giống nhau nên các sao và khí trong đĩa quay với tốc độ như nhau và theo cùng một hướng. kiểu 2 /Chuyển từ Sự quay và khối lượng. Chuyển từ Khi, dựa vào vị trí của các làn bụi tối trong đĩa, chúng ta có thể hiểu được rìa nào của thiên hà gần chúng ta hơn, chúng ta có thể tìm ra hướng xoắn của các nhánh xoắn ốc: trong tất cả các thiên hà được nghiên cứu, chúng đều bị trễ, tức là, di chuyển ra xa tâm, cánh tay uốn cong theo hướng ngược lại với hướng quay. L Phân tích đường cong quay cho phép chúng ta xác định khối lượng của thiên hà. Trong trường hợp đơn giản nhất, đánh đồng lực hấp dẫn với lực ly tâm, chúng ta thu được khối lượng của thiên hà bên trong quỹ đạo của ngôi sao: rV- hằng số trọng lực. Phân tích chuyển động của các ngôi sao ngoại vi cho phép người ta ước tính tổng khối lượng. Thiên hà của chúng ta có khối lượng xấp xỉ. 210 11 khối lượng mặt trời, đối với Tinh vân Tiên Nữ 410 11 , đối với Đám mây Magellan Lớn – 1510 9 . rV Khối lượng của các thiên hà đĩa xấp xỉ tỷ lệ với độ sáng của chúng (

), do đó mối quan hệ  M/L chúng gần như giống nhau và độ sáng ở các tia xanh lam bằng nhau và độ lớn tuyệt đối của nó  r đạt giá trị cực đại M/L 2 /Chuyển từ Sự quay và khối lượng. r đạt giá trị cực đại 5 đơn vị khối lượng và độ sáng của mặt trời.

Khối lượng của một thiên hà hình cầu có thể được ước tính theo cách tương tự, lấy tốc độ quay của đĩa thay vì tốc độ chuyển động hỗn loạn của các ngôi sao trong thiên hà ( v  ), được đo bằng độ rộng của các vạch quang phổ và được gọi là sự phân tán vận tốc: Sự quay của thiên hà quanh một trục đi qua tâm dẫn đến sự thay đổi bước sóng của các vạch trong quang phổ của nó: các vạch từ các vùng của thiên hà đến gần chúng ta chuyển sang phần tím của quang phổ và từ các vùng lùi dần sang màu đỏ. (Hình 7). Theo công thức Doppler, sự thay đổi tương đối của bước sóng vạch là / – bán kính của thiên hà (định lý vi rút).  Sự phân tán vận tốc của các sao trong các thiên hà hình elip thường từ 50 đến 300 km/s, và khối lượng từ 10 9 khối lượng Mặt Trời trong các hệ lùn đến 10 12 trong các thiên hà khổng lồ.   1 cm) và được gọi là “liên tục”. Một số quá trình vật lý chịu trách nhiệm cho nó, trong đó quan trọng nhất là bức xạ synchrotron từ các electron giữa các vì sao chuyển động gần như với tốc độ ánh sáng trong từ trường giữa các vì sao yếu. Năm 1950, sự phát xạ liên tục ở bước sóng 1,9 m được R. Brown và K. Hazard (Ngân hàng Jodrell, Anh) phát hiện từ Tinh vân Andromeda, và sau đó từ nhiều thiên hà khác. Các thiên hà bình thường, như thiên hà của chúng ta hay M 31, là nguồn phát sóng vô tuyến yếu. Chúng phát ra chỉ một phần triệu năng lượng quang học trong phạm vi vô tuyến. Nhưng ở một số thiên hà khác thường, bức xạ này mạnh hơn nhiều. Các “thiên hà vô tuyến” gần nhất là Xử Nữ A (M 87), Nhân mã A (NGC 5128) và Perseus A (NGC 1275) có độ sáng vô tuyến bằng 10 –4 10 –3 độ sáng quang học. Và đối với những vật thể hiếm, chẳng hạn như thiên hà vô tuyến Cygnus A, tỷ lệ này gần bằng 1. Chỉ vài năm sau khi phát hiện ra nguồn vô tuyến mạnh mẽ này, người ta mới có thể tìm thấy một thiên hà mờ nhạt liên quan đến nó.