Paukščių tako galaktika. Atstumas iki artimiausios galaktikos yra nuostabus

GALAKTIKOS, „ekstragalaktiniai ūkai“ arba „salų visatos“, yra milžiniškos žvaigždžių sistemos, kuriose taip pat yra tarpžvaigždinių dujų ir dulkių. Saulės sistema yra mūsų galaktikos – Paukščių Tako – dalis. Visa kosminė erdvė, tiek, kiek gali prasiskverbti galingiausi teleskopai, yra užpildyta galaktikų. Astronomai jų turi mažiausiai milijardą. Artimiausia galaktika yra maždaug 1 milijono šviesmečių atstumu nuo mūsų. metų (10 19 km), o iki tolimiausių galaktikų, užregistruotų teleskopais – milijardus šviesmečių. Galaktikų tyrimas yra vienas ambicingiausių astronomijos uždavinių.

Istorijos nuoroda. Ryškiausios ir artimiausios mums išorinės galaktikos – Magelano debesys – plika akimi matomos pietiniame dangaus pusrutulyje ir buvo žinomos arabams jau XI amžiuje, taip pat ryškiausia galaktika šiauriniame pusrutulyje – Didysis ūkas Andromedoje. Vokiečių astronomo S. Mariaus (1570–1624) teleskopo pagalba 1612 metais iš naujo atradus šį ūką, prasidėjo moksliniai galaktikų, ūkų ir žvaigždžių spiečių tyrimai. Daugelis ūkų buvo aptikti įvairių astronomų XVII ir XVIII amžiuje; tada jie buvo laikomi šviečiančių dujų debesimis.

Žvaigždžių sistemų anapus galaktikos idėją pirmieji aptarė XVIII amžiaus filosofai ir astronomai: E. Swedenborgas (1688–1772) Švedijoje, T. Wrightas (1711–1786) Anglijoje, I. Kantas (1724–1724). 1804) Prūsijoje ir .Lambertas (1728–1777) Elzase ir W. Herschelis (1738–1822) Anglijoje. Tačiau tik pirmajame XX a. „salų visatų“ egzistavimas buvo vienareikšmiškai įrodytas daugiausia dėl amerikiečių astronomų G. Curtiso (1872–1942) ir E. Hablo (1889–1953) darbų. Jie įrodė, kad atstumai iki ryškiausių, taigi ir artimiausių „baltųjų ūkų“ yra daug didesni nei mūsų galaktikos dydis. 1924–1936 metais Hablas perkėlė galaktikų tyrinėjimo ribą nuo netoliese esančių sistemų iki 2,5 metro teleskopo, esančio Vilsono kalno observatorijoje, t.y. iki kelių šimtų milijonų šviesmečių.

1929 m. Hablas atrado ryšį tarp atstumo iki galaktikos ir jos greičio. Šis santykis, Hablo dėsnis, tapo šiuolaikinės kosmologijos stebėjimo pagrindu. Pasibaigus Antrajam pasauliniam karui, pradėtas aktyvus galaktikų tyrimas, pasitelkiant naujus didelius teleskopus su elektroniniais šviesos stiprintuvais, automatines matavimo mašinas ir kompiuterius. Radijo spinduliuotės iš mūsų ir kitų galaktikų aptikimas suteikė naują galimybę tyrinėti Visatą ir leido atrasti radijo galaktikas, kvazarus ir kitas aktyvumo apraiškas galaktikų branduoliuose. Neatmosferiniai stebėjimai iš geofizinių raketų ir palydovų leido aptikti rentgeno spinduliuotę iš aktyvių galaktikų branduolių ir galaktikų grupių.

Ryžiai. 1. Galaktikų klasifikacija pagal Hablą

Pirmąjį „ūkų“ katalogą 1782 metais išleido prancūzų astronomas C. Messier (1730–1817). Į šį sąrašą įtrauktos ir žvaigždžių spiečiai, ir dujiniai ūkai mūsų galaktikoje, taip pat ekstragalaktiniai objektai. Messier objektų numeriai vis dar naudojami ir šiandien; pavyzdžiui, Mesjė 31 (M 31) yra garsusis Andromedos ūkas, artimiausia didelė galaktika, stebima Andromedos žvaigždyne.

Sistemingas dangaus tyrinėjimas, kurį W. Herschelis pradėjo 1783 m., paskatino jį aptikti kelis tūkstančius ūkų šiauriniame danguje. Šį darbą tęsė jo sūnus J. Herschelis (1792-1871), atlikęs stebėjimus pietiniame pusrutulyje prie Gerosios Vilties kyšulio (1834-1838) ir paskelbęs 1864 m. Bendrasis katalogas 5 tūkstančiai ūkų ir žvaigždžių spiečių. antroje pusėje XIX a prie šių objektų buvo pridėti naujai atrasti objektai, o J. Dreyeris (1852–1926) 1888 m. Naujas bendrinamas katalogas (Naujas bendrasis katalogas – NGC), įskaitant 7814 objektų. 1895 ir 1908 m. paskelbus du papildomus katalogo rodyklė(IC) aptiktų ūkų ir žvaigždžių spiečių skaičius viršijo 13 tūkst.. Pavadinimas pagal NGC ir IC katalogus tapo visuotinai priimtas. Taigi, Andromedos ūkas žymimas arba M 31, arba NGC 224. Atskiras 1249 galaktikų, ryškesnių nei 13 dydis, sąrašas, pagrįstas fotografiniu dangaus tyrimu, buvo sudarytas H. Shapley ir A. Ames iš Harvardo observatorijos m. 1932 m.

Šį darbą iš esmės praplėtė pirmasis (1964), antrasis (1976) ir trečiasis (1991) leidimai. Ryškių galaktikų katalogas J. de Vaucouleurs su darbuotojais. Išsamesni, bet ne tokie išsamūs katalogai, pagrįsti fotografinių dangaus tyrimo plokštelių peržiūra, septintajame dešimtmetyje buvo išleisti F. Zwicky (1898–1974) JAV ir B. A. Voroncovo-Velyaminovo (1904–1994) SSRS. Juose yra apie. 30 tūkstančių galaktikų iki 15 dydžio. Neseniai buvo atliktas panašus pietinio dangaus tyrimas naudojant 1 metro Schmidto kamerą Europos pietinėje observatorijoje Čilėje ir britų 1,2 metro Schmidt kamerą Australijoje.

Yra per daug galaktikų, blyškesnių nei 15 dydžio, kad būtų galima sudaryti jų sąrašą. 1967 metais C. Sheinas ir K. Virtanenas Licko observatorijos 50 cm astrografo plokštelėse paskelbė ryškesnių nei 19 (į šiaurę nuo deklinacijos 20) galaktikų skaičiavimo rezultatus. Tokios galaktikos pasirodė maždaug. 2 mln., neskaitant tų, kuriuos nuo mūsų slepia plati Paukščių Tako dulkių juosta. O dar 1936 m. Hablas Vilsono kalno observatorijoje suskaičiavo galaktikų skaičių iki 21 dydžio keliose nedidelėse dangaus sferoje tolygiai pasiskirstytuose plotuose (į šiaurę nuo deklinacijos 30). Remiantis šiais duomenimis, visame danguje yra daugiau nei 20 milijonų galaktikų, šviesesnių nei 21-asis dydis.

Klasifikacija. Yra įvairių formų, dydžių ir šviesumo galaktikų; kai kurie iš jų yra izoliuoti, tačiau dauguma turi kaimynus arba palydovus, kurie daro jiems gravitacinį poveikį. Paprastai galaktikos yra tylios, tačiau dažnai randamos aktyvios. 1925 m. Hablas pasiūlė galaktikų klasifikaciją pagal jų išvaizdą. Vėliau jį patobulino Hablas ir Shapley, paskui Sandage ir galiausiai Vaucouleur. Visos joje esančios galaktikos skirstomos į 4 tipus: elipsinę, lęšinę, spiralinę ir netaisyklingą.

Elipsės formos(E) galaktikos nuotraukose turi elipsės formą be ryškių ribų ir aiškių detalių. Jų ryškumas didėja link centro. Tai besisukantys elipsoidai, sudaryti iš senų žvaigždžių; regimoji jų forma priklauso nuo orientacijos į stebėtojo matymo liniją. Žiūrint iš krašto, elipsės trumposios ir ilgosios ašių ilgių santykis siekia  5/10 (žymima E5).

Ryžiai. 2 Elipsinė galaktika ESO 325-G004

Lęšinis(L arba S 0) galaktikos yra panašios į elipsines, tačiau, be sferoidinio komponento, jos turi ploną, greitai besisukantį pusiaujo diską, kartais su žiedinėmis struktūromis, tokiomis kaip Saturno žiedai. Žiūrint iš krašto, lęšinės galaktikos atrodo labiau suspaustos nei elipsės: jų ašių santykis siekia 2/10.

Ryžiai. 2. Verpstės galaktika (NGC 5866), lęšinė galaktika Drako žvaigždyne.

Spiralė(S) galaktikos taip pat susideda iš dviejų komponentų – sferoidinės ir plokščiosios, tačiau turinčios daugiau ar mažiau išvystytą spiralinę struktūrą diske. Išilgai potipių sekos Sa, Sb, sc, SD(nuo „ankstyvųjų“ iki „vėlyvų“ spiralių), spiralės petys tampa storesnės, sudėtingesnės ir mažiau susisukusios, o sferoidas (centrinis kondensatas arba išsipūtimas) mažėja. Kraštinės spiralinės galaktikos neturi spiralinių atšakų, tačiau galaktikos tipą galima nustatyti pagal santykinį iškilumo ir disko ryškumą.

Ryžiai. 2. Spiralinės galaktikos pavyzdys – Spygliuko galaktika (Mesjė sąrašas 101 arba NGC 5457)

Neteisingai(aš) galaktikos yra dviejų pagrindinių tipų: Magelano tipo, t.y. tipo Magelano debesys, tęsiantys spiralių seką nuo sm prieš Aš, ir nemagelano tipo aš 0, kurie turi chaotiškas tamsias dulkių juostas virš sferoidinės arba disko struktūros, tokios kaip lęšinė arba ankstyva spiralinė struktūra.

Ryžiai. 2. NGC 1427A, netaisyklingos galaktikos pavyzdys.

Tipai L ir S yra suskirstyti į dvi šeimas ir dvi rūšis, priklausomai nuo to, ar yra arba nėra linijinės struktūros, einančios per centrą ir kertančios diską ( baras), taip pat centre esantis simetriškas žiedas.

Ryžiai. 2. Paukščių tako galaktikos kompiuterinis modelis.

Ryžiai. 1. NGC 1300, skersinės spiralinės galaktikos pavyzdys.

Ryžiai. 1. TRIMATĖ GALAKTIKŲ KLASIFIKACIJA. Pagrindiniai tipai: E, L, S, I yra serijose nuo E prieš Aš; paprastų šeimų A ir kirto B; malonus s ir r. Žemiau pateiktos apskritos diagramos yra pagrindinės konfigūracijos spiralinių ir lęšinių galaktikų srityje skerspjūvis.

Ryžiai. 2. PAGRINDINĖS ŠEIMOS IR SPIRALŲ RŪŠYS pagrindinės konfigūracijos skyriuje Sb.

Yra ir kitų galaktikų klasifikavimo schemų, pagrįstų smulkesnėmis morfologinėmis detalėmis, tačiau objektyvi klasifikacija, pagrįsta fotometriniais, kinematikos ir radijo matavimais, dar nėra sukurta.

Junginys. Du struktūriniai komponentai – sferoidas ir diskas – atspindi galaktikų žvaigždžių populiacijos skirtumą, kurį 1944 m. atrado vokiečių astronomas W. Baade (1893–1960).

I populiacija, esantis netaisyklingose galaktikose ir spiralinėse rankose, jame yra O ir B spektrinių tipų mėlynųjų milžinų ir supergigantų, K ir M klasių raudonųjų supergigantų ir tarpžvaigždinių dujų bei dulkių su ryškiomis jonizuoto vandenilio sritimis. Jame taip pat yra mažos masės pagrindinės sekos žvaigždžių, kurios matomos netoli Saulės, bet neatskiriamos tolimose galaktikose.

II populiacija, esantis elipsinėse ir lęšinėse galaktikose, taip pat centriniuose spiralių regionuose ir rutulinėse spiečių, turi raudonųjų milžinų nuo G5 iki K5 klasės, submilžinų ir tikriausiai subnykštukų; jame yra planetinių ūkų ir novų protrūkių (3 pav.). Ant pav. 4 paveiksle parodytas ryšys tarp žvaigždžių spektrinių klasių (arba spalvos) ir jų šviesumo įvairiose populiacijose.

Ryžiai. 3. ŽVAIGŽDŽIŲ POPULIACIJAS. Spiralinės galaktikos Andromedos ūko nuotraukoje matyti, kad jos diske susitelkę I populiacijos mėlynieji milžinai ir supergigantai, o centrinę dalį sudaro raudonos II populiacijos žvaigždės. Taip pat matomi Andromedos ūko palydovai: galaktika NGC 205 ( apačioje) ir M 32 ( viršuje kairėje). Ryškiausios žvaigždės šioje nuotraukoje priklauso mūsų galaktikai.

Ryžiai. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL SCHEMA, kuris rodo ryšį tarp spektrinio tipo (arba spalvos) ir šviesumo skirtingų tipų žvaigždėms. I: I populiacija jaunos žvaigždės, būdingos spiralinėms rankoms. II: senos žvaigždės I populiacija; III: Senosios II populiacijos žvaigždės, būdingos rutulinėms spiečiams ir elipsinėms galaktikoms.

Iš pradžių buvo manoma, kad elipsinėse galaktikose yra tik II populiacija, o netaisyklingose – tik I populiacija. Tačiau paaiškėjo, kad galaktikose dažniausiai yra dviejų žvaigždžių populiacijų mišinys skirtingomis proporcijomis. Išsamią populiacijos analizę galima atlikti tik keliose netoliese esančiose galaktikose, tačiau tolimų sistemų spalvų ir spektro matavimai rodo, kad jų žvaigždžių populiacijų skirtumas gali būti reikšmingesnis, nei manė Baade.

Atstumas. Atstumai iki tolimų galaktikų matuojami pagal absoliutų atstumo skalę iki mūsų galaktikos žvaigždžių. Jis montuojamas keliais būdais. Pagrindinis yra trigonometrinių paralaksų metodas, kuris veikia iki 300 sv atstumų. metų. Kiti metodai yra netiesioginiai ir statistiniai; jie pagrįsti tinkamų žvaigždžių judesių, radialinių greičių, ryškumo, spalvų ir spektro tyrimais. Remiantis jais, absoliučios vertės Naujasis ir RR Lyrae tipo kintamieji ir  Cepheus, kurie tampa pagrindiniais atstumo iki artimiausių galaktikų, kur jie yra matomi, rodikliais. Rutuliniai spiečiai, ryškiausios šių galaktikų žvaigždės ir emisijos ūkai tampa antriniais rodikliais ir leidžia nustatyti atstumus iki tolimesnių galaktikų. Galiausiai, kaip tretiniai rodikliai naudojami pačių galaktikų skersmenys ir šviesumas. Kaip atstumo matą astronomai dažniausiai naudoja skirtumą tarp tariamo objekto dydžio m ir jos absoliutus dydis M; ši vertė ( m-M) vadinamas „tariamu atstumo moduliu“. Norint sužinoti tikrąjį atstumą, jis turi būti pakoreguotas, atsižvelgiant į tarpžvaigždinių dulkių šviesos sugertį. Šiuo atveju paklaida paprastai siekia 10–20%.

Ekstragalaktinio atstumo skalė karts nuo karto peržiūrima, o tai reiškia, kad keičiasi ir kiti nuo atstumo priklausomi galaktikų parametrai. Lentelėje. 1 rodo tiksliausius atstumus iki artimiausių galaktikų grupių šiandien. Iki tolimesnių galaktikų, esančių už milijardų šviesmečių, atstumai yra mažai tiksliai įvertinti pagal jų raudonąjį poslinkį ( žr. žemiau: Raudonojo poslinkio pobūdis).

1 lentelė. ATSTUMAI IKI ARTIMiausių GALAKTIKŲ, JŲ GRUPĖS IR KLUBŲ
galaktika ar grupė	Tariamasis atstumo modulis (m-M )	Atstumas, mln. metų
Didelis Magelano debesis
Mažas Magelano debesis
„Andromeda Group“ (M 31)
Skulptorių grupė
B grupė. Medvedica (M 81)
Klasteris Mergelės ženkle
Kaupimas krosnyje

Šviesumas. Matuojant galaktikos paviršiaus ryškumą, gaunamas bendras jos žvaigždžių šviesumas ploto vienete. Paviršiaus šviesumo pokytis atsižvelgiant į atstumą nuo centro apibūdina galaktikos struktūrą. Elipsinės sistemos, kaip taisyklingiausios ir simetriškiausios, buvo ištirtos išsamiau nei kitos; apskritai jie apibūdinami vienu šviesumo dėsniu (5 pav., a):

Ryžiai. 5. GALAKTIKŲ ŠVIESČIO PASKIRSTYMAS. a– elipsinės galaktikos (parodytas paviršiaus ryškumo logaritmas, priklausantis nuo sumažinto spindulio ketvirtosios šaknies ( r/r e) 1/4, kur r yra atstumas nuo centro ir r e – efektyvusis spindulys, apimantis pusę viso galaktikos šviesumo); b– lęšinė galaktika NGC 1553; v- trys normalios spiralinės galaktikos (kiekvienos linijos išorinė dalis yra tiesi, o tai rodo eksponentinę šviesumo priklausomybę nuo atstumo).

Duomenys apie lęšių sistemas nėra tokie išsamūs. Jų šviesumo profiliai (5 pav., b) skiriasi nuo elipsinių galaktikų profilių ir turi tris pagrindines sritis: šerdį, lęšį ir apvalkalą. Šios sistemos atrodo tarpinės tarp elipsinių ir spiralinių sistemų.

Spiralės yra labai įvairios, jų struktūra sudėtinga, o jų šviesumo pasiskirstymui nėra vieno dėsnio. Tačiau atrodo, kad paprastose spiralėse, esančiose toli nuo šerdies, disko paviršiaus šviesumas mažėja eksponentiškai link periferijos. Matavimai rodo, kad spiralinių strypų šviesumas nėra toks didelis, kaip atrodo žiūrint į galaktikų nuotraukas. Rankos padidina disko šviesumą mėlynais spinduliais ne daugiau kaip 20%, o raudonuose - daug mažiau. Indėlis į šviesumą iš iškilimo mažėja nuo SaĮ SD(5 pav., v).

Matuojant tariamąjį galaktikos dydį m ir jo atstumo modulio nustatymas ( m-M), apskaičiuokite absoliučią vertę M. Ryškiausios galaktikos, išskyrus kvazarus, M -22, t.y. jų šviesumas yra beveik 100 milijardų kartų didesnis nei Saulės. Ir mažiausios galaktikos M10, t.y. šviesumas apytiksl. 10 6 saulės. Galaktikų skaičiaus pasiskirstymas pagal M, vadinama „šviesumo funkcija“, yra svarbi visatos galaktikos populiacijos savybė, tačiau ją tiksliai nustatyti nėra lengva.

Galaktikų, pasirinktų iki tam tikro ribinio matomo dydžio, kiekvieno tipo šviesumo funkcija atskirai nuo E prieš sc beveik Gauso (varpo formos) su vidutine absoliučia verte mėlynais spinduliais M m= 18,5 ir dispersija  0,8 (6 pav.). Tačiau vėlyvojo tipo galaktikos iš SD prieš Aš o elipsės nykštukai yra silpnesni.

Visam galaktikų pavyzdžiui tam tikrame erdvės tūryje, pavyzdžiui, spiečiuje, šviesumo funkcija staigiai auga mažėjant šviesumui, t.y. Nykštukinių galaktikų skaičius yra daug kartų didesnis nei milžiniškų.

Ryžiai. 6. GALAKTIKOS ŠVIETIMO FUNKCIJA. a– mėginys yra ryškesnis už kokią nors ribinę matomą reikšmę; b yra pilnas pavyzdys tam tikrame dideliame plote. Atkreipkite dėmesį į didžiąją daugumą nykštukų sistemų su M B< -16.

Dydis. Kadangi galaktikų žvaigždžių tankis ir šviesumas palaipsniui krenta į išorę, jų dydžio klausimas iš tikrųjų priklauso nuo teleskopo galimybių, nuo jo gebėjimo atskirti silpną išorinių galaktikos sričių švytėjimą nakties švytėjimo fone. dangus. Šiuolaikinės technologijos leidžia registruoti galaktikų regionus, kurių šviesumas yra mažesnis nei 1% dangaus šviesumo; tai maždaug milijoną kartų mažesnis už galaktikų branduolių šviesumą. Pagal šį izofotą (vienodo ryškumo linijas) galaktikų skersmenys svyruoja nuo kelių tūkstančių šviesmečių nykštukinėse sistemose iki šimtų tūkstančių milžiniškose. Paprastai galaktikų skersmenys gerai koreliuoja su jų absoliučiu šviesumu.

Spektrinė klasė ir spalva. Pirmoji galaktikos spektrograma – Andromedos ūkai, kurią 1899 metais Potsdamo observatorijoje gavo J. Scheineris (1858–1913), sugerties linijomis primena Saulės spektrą. Masinis galaktikų spektrų tyrimas prasidėjo sukūrus „greitus“ mažos dispersijos (200–400 /mm) spektrografus; Vėliau panaudojus elektroninius vaizdo stiprintuvus dispersiją pavyko padidinti iki 20–100/mm. Morgano stebėjimai Yerkes observatorijoje parodė, kad, nepaisant sudėtingos galaktikų žvaigždžių sudėties, jų spektrai paprastai yra artimi tam tikros klasės žvaigždžių spektrams. A prieš K, ir yra pastebima koreliacija tarp spektro ir morfologinio galaktikos tipo. Kaip taisyklė, klasių spektras A turi netaisyklingas galaktikas Aš ir spiralės sm ir SD. klasės spektrai A–F prie spiralių SD ir sc. Pervežimas iš scĮ Sb kartu su spektro pasikeitimu nuo FĮ F–G, ir spiralės Sb ir Sa, lęšinės ir elipsinės sistemos turi spektrus G ir K. Tiesa, vėliau paaiškėjo, kad spektrinės klasės galaktikų spinduliuotė A iš tikrųjų susideda iš milžiniškų spektrinių klasių žvaigždžių šviesos mišinio B ir K.

Be sugerties linijų, daugelis galaktikų rodo emisijos linijas, pavyzdžiui, Paukščių Tako emisijos ūkus. Paprastai tai yra Balmer serijos vandenilio linijos, pavyzdžiui, H  ant  6563, jonizuoto azoto dubletai (N II) įjungti  6548 ir 6583 bei sieros (S II) ant  6717 ir 6731, jonizuotas deguonis (O II) įjungtas  3726 ir 3729 ir dvigubai jonizuotas deguonis (O III) įjungtas  4959 ir 5007. Emisijos linijų intensyvumas dažniausiai koreliuoja su dujų ir supermilžinių žvaigždžių kiekiu galaktikų diskuose: elipsinėse ir lęšinėse galaktikose šių linijų nėra arba jos yra labai silpnos, o spiralinėse ir netaisyklingose galaktikose yra sustiprintos – nuo SaĮ Aš. Be to, sunkesnių už vandenilį elementų (N, O, S) emisijos linijų intensyvumas ir, tikėtina, santykinė šių elementų gausa mažėja nuo diskinių galaktikų šerdies iki periferijos. Kai kurių galaktikų šerdyje yra neįprastai stiprios emisijos linijos. 1943 metais K. Seifertas atrado ypatingą galaktikų tipą, kurių branduoliuose yra labai plačios vandenilio linijos, o tai rodo didelį jų aktyvumą. Šių branduolių šviesumas ir jų spektrai laikui bėgant kinta. Apskritai Seyferto galaktikų branduoliai yra panašūs į kvazarus, nors ir nėra tokie galingi.

Išilgai galaktikų morfologinės sekos keičiasi integralus jų spalvos indeksas ( B-V), t.y. skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos B ir geltona V spinduliai. Vidutinis pagrindinių galaktikų tipų spalvų indeksas yra toks:

Šioje skalėje 0,0 yra balta, 0,5 - gelsva, o 1,0 - rausva.

Atlikus išsamią fotometriją, dažniausiai paaiškėja, kad galaktikos spalva keičiasi nuo šerdies iki krašto, o tai rodo žvaigždžių sudėties pasikeitimą. Dauguma galaktikų yra mėlynesnės išoriniuose regionuose nei šerdyje; tai daug labiau pastebima spiralėse nei elipsėse, nes jų diskuose yra daug jaunų mėlynų žvaigždžių. Netaisyklingos galaktikos, dažniausiai neturinčios branduolio, centre dažnai būna mėlynesnės nei pakraštyje.

Sukimasis ir masė. Galaktikos sukimasis aplink ašį, einantį per centrą, lemia jos spektro linijų bangos ilgio pasikeitimą: linijos iš galaktikos sričių, kurios artėja prie mūsų, pasislenka į violetinę spektro dalį, o iš tolimo. regionuose jie perkeliami į raudoną (7 pav.). Pagal Doplerio formulę santykinis linijos bangos ilgio pokytis yra   / = V r /c, kur c yra šviesos greitis ir V r yra radialinis greitis, t.y. šaltinio greičio komponentas išilgai regėjimo linijos. Žvaigždžių apsisukimo aplink galaktikų centrus periodai siekia šimtus milijonų metų, o jų orbitinio judėjimo greitis siekia 300 km/s. Paprastai disko sukimosi greitis pasiekia maksimalią vertę ( V M) tam tikru atstumu nuo centro ( r M), o vėliau mažėja (8 pav.). Mūsų galaktika V M= 230 km/s atstumu r M= 40 tūkstančių Šv. metų nuo centro:

Ryžiai. 7. GALAKTIKOS SPEKTRALINĖS LINIJAS, sukasi aplink ašį N, kai spektrografo plyšys orientuotas išilgai ašies ab. Linija nuo tolstančio galaktikos krašto ( b) yra nukreiptas į raudoną pusę (R), o nuo artėjančio krašto ( a) iki ultravioletinių (UV).

Ryžiai. 8. GALAKTIKOS PASUKIMO KREIVĖ. Sukimosi greitis V r pasiekia didžiausią reikšmę V M tolumoje R M nuo galaktikos centro ir tada lėtai mažėja.

Sugerties linijos ir emisijos linijos galaktikų spektruose yra vienodos formos, todėl žvaigždės ir dujos diske sukasi tuo pačiu greičiu ta pačia kryptimi. Kai pagal tamsių dulkių juostų išsidėstymą diske galima suprasti, kuris galaktikos kraštas yra arčiau mūsų, galime sužinoti spiralinių pečių sukimosi kryptį: visose tirtose galaktikose jos atsilieka. ty, tolstant nuo centro, ranka pasilenkia priešinga sukimosi krypčiai.

Sukimosi kreivės analizė leidžia nustatyti galaktikos masę. Paprasčiausiu atveju, prilyginus gravitacinę jėgą išcentrinei jėgai, gauname žvaigždės orbitoje esančios galaktikos masę: M = rV r 2 /G, kur G yra gravitacinė konstanta. Periferinių žvaigždžių judėjimo analizė leidžia įvertinti bendrą masę. Mūsų galaktikos masė yra maždaug. 210 11 saulės masių, Andromedos ūkui 410 11 , Didžiajam Magelano debesiui - 1510 9 . Diskinių galaktikų masės yra maždaug proporcingos jų šviesumui ( L), taigi santykis M/L jie beveik vienodi, o šviesumas mėlynuose spinduliuose yra lygus M/L 5 Saulės masės ir šviesumo vienetais.

Sferoidinės galaktikos masę galima įvertinti tokiu pat būdu, vietoj disko sukimosi greičio imant chaotiško žvaigždžių judėjimo galaktikoje greitį (  v), kuris matuojamas spektrinių linijų pločiu ir vadinamas greičio dispersija: M  R v 2 /G, kur R yra galaktikos spindulys (virial teorema). Žvaigždžių greičio sklaida elipsinėse galaktikose paprastai yra nuo 50 iki 300 km/s, o masės yra nuo 10 9 Saulės masės nykštukinėse sistemose iki 10 12 milžiniškose.

radijo spinduliuotė Paukščių Taką 1931 m. atrado K. Jansky. Pirmąjį Paukščių Tako radijo žemėlapį G. Reberis gavo 1945 m. Ši spinduliuotė yra įvairių bangų ilgių.  arba dažniai  = c/ , nuo kelių megahercų (   100 m) iki dešimčių gigahercų (   1 cm) ir vadinamas „ištisiniu“. Už tai atsakingi keli fizikiniai procesai, iš kurių svarbiausias yra tarpžvaigždinių elektronų, judančių beveik šviesos greičiu silpname tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke, sinchrotroninė spinduliuotė. 1950 metais R. Brownas ir C. Hazardas (Jodrell bankas, Anglija) atrado nuolatinę 1,9 m bangos ilgio spinduliuotę iš Andromedos ūko, o vėliau ir iš daugelio kitų galaktikų. Įprastos galaktikos, tokios kaip mūsų ar M 31, yra silpni radijo bangų šaltiniai. Radijo diapazone jie spinduliuoja vos vieną milijonąją savo optinės galios. Tačiau kai kuriose neįprastose galaktikose ši spinduliuotė yra daug stipresnė. Artimiausių „radijo galaktikų“ Mergelės A (M 87), Kentauro A (NGC 5128) ir Perseus A (NGC 1275) radijo šviesumas yra 10–4 10–3 optinio šviesumo. O retiems objektams, tokiems kaip Cygnus A radijo galaktika, šis santykis yra artimas vienybei. Tik praėjus keleriems metams po šio galingo radijo šaltinio atradimo pavyko rasti su juo susietą silpną galaktiką. Daugelis silpnų radijo šaltinių, tikriausiai susijusių su tolimomis galaktikomis, dar nebuvo identifikuoti su optiniais objektais.

Paukščių takas – labai būdingas tokio tipo galaktikos pavyzdys – yra toks didžiulis, kad šviesai nukeliauti 300 000 kilometrų per sekundę greičiu iš krašto į kraštą reikia daugiau nei 100 000 metų. Žemė ir Saulė yra maždaug 30 tūkstančių šviesmečių atstumu nuo Paukščių Tako centro. Jei bandytume nusiųsti žinią hipotetinei būtybei, gyvenančiai netoli mūsų galaktikos centro, atsakymo gautume tik po 60 000 metų. Visatos gimimo metu lėktuvo greičiu (600 mylių arba 1000 kilometrų per valandą) siųsta žinutė iki šiol būtų nukeliavusi tik pusę kelio iki Galaktikos centro, o atsakymo laukimo laikas. būtų buvę 70 milijardų metų.

Kai kurios galaktikos yra daug didesnės nei mūsų. Didžiausių iš jų – milžiniškų galaktikų, radijo bangų pavidalu spinduliuojančių didžiulį energijos kiekį, pavyzdžiui, garsaus pietų dangaus objekto – Kentauro A, skersmenys šimtą kartų viršija Paukščių Tako skersmenį. Kita vertus, Visatoje yra daug palyginti mažų galaktikų. Nykštukinių elipsinių galaktikų (tipiškas atstovas yra Drako žvaigždyne) dydis yra tik apie 10 tūkstančių šviesmečių. Žinoma, net ir šie nepastebimi objektai yra beveik neįsivaizduojamai didžiuliai: nors galaktiką Drako žvaigždyne galima pavadinti nykštukine galaktika, jos skersmuo viršija 160 000 000 000 000 000 kilometrų.

Nors erdvėje gyvena milijardai galaktikų, jos visai nėra ankštos: Visata pakankamai didelė, kad galaktikos joje patogiai tilptų, o laisvos erdvės dar daug. Tipiškas atstumas tarp ryškių galaktikų yra apie 5-10 milijonų šviesmečių; likusį tūrį užima nykštukinės galaktikos. Tačiau jei atsižvelgsime į jų dydžius, paaiškėtų, kad galaktikos yra santykinai daug arčiau viena kitos nei, pavyzdžiui, žvaigždės, esančios šalia Saulės. Žvaigždės skersmuo yra nereikšmingas, palyginti su atstumu iki artimiausios kaimyninės žvaigždės. Saulės skersmuo yra tik apie 1,5 milijono kilometrų, o atstumas iki artimiausios žvaigždės yra 50 milijonų kartų didesnis.

Norėdami įsivaizduoti didžiulius atstumus tarp galaktikų, mintyse sumažinkime jų dydį iki vidutinio žmogaus ūgio. Tada tipiškame Visatos regione „suaugusios“ (šviesios) galaktikos bus vidutiniškai 100 metrų atstumu viena nuo kitos, o tarp jų įsikurs nedidelis skaičius vaikų. Visata būtų tarsi didžiulė beisbolo aikštė, kurioje tarp žaidėjų būtų daug vietos. Tik kai kuriose vietose, kur galaktikos telkiasi į glaudžius spiečius. mūsų visatos modelis yra kaip miesto šaligatvis, ir niekur jis nebūtų panašus į vakarėlį ar metro piko valandomis. Tačiau jei tipiškos galaktikos žvaigždės būtų sumažintos iki žmogaus augimo masto, vietovė pasirodytų itin retai apgyvendinta: artimiausias kaimynas gyventų 100 tūkstančių kilometrų atstumu – maždaug ketvirtadaliu atstumo. nuo Žemės iki Mėnulio.

Iš šių pavyzdžių turėtų būti aišku, kad galaktikos gana retai yra išsibarsčiusios visatoje ir daugiausia susideda iš tuščios erdvės. Net jei atsižvelgsime į išretintas dujas, kurios užpildo erdvę tarp žvaigždžių, vidutinis medžiagos tankis vis tiek yra labai mažas. Galaktikų pasaulis yra didžiulis ir beveik tuščias.

Galaktikos visatoje nėra panašios. Vieni jų lygūs ir apvalūs, kiti – suploti, besidriekiantys spiralėmis, o kai kurie beveik neturi struktūros. Astronomai, vadovaudamiesi Edvino Hablo novatorišku darbu, paskelbtu XX a. 20-ajame dešimtmetyje, pagal formą galaktikas skirsto į tris pagrindinius tipus: elipsines, spiralines ir netaisyklingas, atitinkamai žymimas E, S ir Irr.

Iš didelių žvaigždžių sistemų šalia mūsų yra Andromedos ūkas (M31) – spiralinė galaktika, 2,6 karto didesnė už mūsų namus – Paukščių Tako galaktiką: jos skersmuo siekia 260 tūkstančių šviesmečių. Andromedos ūkas yra 2,5 milijono šviesmečių (772 kiloparsekų) atstumu nuo mūsų, o jo masė siekia 300 milijardų Saulės masių. Jį sudaro apie trilijonas žvaigždžių (palyginimui: Paukščių Take yra apie 100 milijardų žvaigždžių).

Andromedos ūkas yra labiausiai nuo mūsų nutolęs kosminis objektas, kurį plika akimi galima stebėti žvaigždėtame danguje (šiaurės pusrutulyje) net miesto apšvietimo sąlygomis – jis atrodo kaip šviečiantis neryškus ovalas. Kartu reikia atsiminti, kad dėl to, kad šviesa iš Andromedos galaktikos į mus patenka 2,5 milijono metų, mes ją matome tokią, kokia ji buvo prieš 2,5 milijono metų, ir nežinome, kaip ji atrodo pasaulyje. dabarties akimirka.

B – Andromedos galaktika ultravioletiniuose spinduliuose

Astronomai nustatė, kad Andromedos galaktika ir mūsų galaktika artėja viena prie kitos 100–140 km/s greičiu. Maždaug po 3-4 milijardų metų gali įvykti jų susidūrimas ir tada jie susilies į vieną milžinišką galaktiką. Skubame nuraminti tuos, kurie nerimauja dėl Saulės sistemos likimo dėl šio susidūrimo: greičiausiai jokio poveikio Saulei ir planetoms nebus. Galaktikų susiliejimo procesai nėra lydimi katastrofiškų žvaigždžių susidūrimų, nes atstumai tarp žvaigždžių yra labai dideli, palyginti su pačių žvaigždžių dydžiu.

Tačiau nereikėtų manyti, kad milijonus metų besitęsiantis galaktikų susiliejimo procesas vyksta be dramatiškų padarinių. Kai dvi galaktikos priartėja viena prie kitos, pirmieji paliečia tarpžvaigždinių dujų debesis. Dėl greito jų įsiskverbimo jų tankis smarkiai padidėja, jie įkaista, o didėjantis slėgis šiuos dujų ir dulkių debesis paverčia naujų žvaigždžių formavimosi centrais. Prasideda žiaurus, sprogstamasis žvaigždžių formavimosi procesas, lydimas blyksnių, sprogimų ir siaubingai išsiplėtusių dulkių ir dujų čiurkšlių.

Bet grįžkime prie mūsų kaimynų. Antroji arčiausiai mūsų esanti spiralinė galaktika yra M33. Jis yra trikampio žvaigždyne ir yra nutolęs nuo mūsų 2,4 mln. šviesmečių. Pagal skersmenį jis yra 2 kartus mažesnis už Paukščių Taką ir 4 kartus mažesnis už Andromedos galaktiką. Jį galima pamatyti ir plika akimi, bet tik be mėnulio naktį ir už miesto ribų. Tai atrodo kaip blanki ūkanota dėmė tarp α trikampių ir τ Žuvų.

A – galaktikos padėtis žvaigždėtame danguje
B – trikampio galaktika (NASA nuotrauka ultravioletinėje ir matomoje srityje)

Visos kitos mūsų artimiausioje aplinkoje esančios galaktikos yra nykštukinės elipsės ir netaisyklingos galaktikos. Iš arčiausiai mūsų esančių netaisyklingų galaktikų didžiausią susidomėjimą kelia dvi: Dideli ir maži Magelano debesys.

Magelano debesys yra mūsų Paukščių Tako galaktikos palydovai. Jie taip pat matomi plika akimi, tačiau tik pietiniame pusrutulyje. Didysis Magelano debesis yra Dorado žvaigždyne. Jis yra 170 000 šviesmečių (50 kiloparsekų) nutolęs nuo mūsų, 20 000 šviesmečių skersmens, jame yra apie 30 milijardų žvaigždžių. Nepaisant to, kad Didysis Magelano debesis priklauso netaisyklingų galaktikų tipui, jo struktūra yra artima susikertančioms spiralinėms galaktikoms. Jame yra visų tipų žvaigždžių, kurios žinomos Paukščių Take. Kitas įdomus objektas buvo aptiktas Didžiajame Magelano debesyje - viename ryškiausių tarp žinomų dujų ir dulkių komplekso, kurio ilgis yra 700 šviesmečių. tarantulo ūkas, greito žvaigždžių formavimosi centras.

Fotografavimas TRAPPIST teleskopu (La Silla observatorija, Čilė)

Mažasis Magelano debesis yra 3 kartus mažesnis už Didįjį ir taip pat panašus į sukryžiuotą spiralinę galaktiką. Jis yra Tukano žvaigždyne, šalia Dorado. Atstumas nuo mūsų iki šios galaktikos yra 210 tūkstančių šviesmečių (60 kiloparsekų).

Magelano debesys yra apsupti bendro neutralaus vandenilio apvalkalo, vadinamo Magelano sistema.

Abu Magelano debesys yra aukos galaktinis kanibalizmas iš Paukščių Tako pusės: gravitacinė mūsų Galaktikos įtaka jas palaipsniui naikina ir pritraukia prie savęs šių galaktikų materiją. Taigi netaisyklinga Magelano debesų forma. Ekspertai mano, kad tai yra dviejų mažų galaktikų liekanos, kurios palaipsniui nyksta. Pasak astronomų, per ateinančius 10 milijardų metų Paukščių Takas visiškai sugers visą Magelano debesų medžiagą. Panašūs procesai vyksta tarp pačių Magelano debesų: dėl savo gravitacijos Didysis Magelano debesis „pavagia“ milijonus žvaigždžių iš Mažojo Magelano debesies. Galbūt šis faktas paaiškina didelį žvaigždžių formavimosi aktyvumą Tarantulos ūke: šis regionas yra tiesiog dujų srauto kelyje, kurį iš Mažojo traukia Didžiojo Magelano debesies gravitacija.

Taigi, naudodamiesi pavyzdžiu, kas vyksta netoli mūsų Galaktikos, vėl galite įsitikinti, kad galaktikų susijungimas ir mažų galaktikų absorbcija didesnių yra visiškai įprastas reiškinys galaktikos gyvenime.

Mūsų galaktika, Andromedos galaktika ir trikampio galaktika sudaro galaktikų grupę, sujungtą gravitacine sąveika. Jie jai skambina Vietinė galaktikų grupė. Vietinės grupės dydis yra 1,5 megaparseko. Be trijų didelių spiralinių galaktikų, Vietinė grupė apima daugiau nei 50 nykštukinių ir netaisyklingų (formos) galaktikų. Taigi, Andromedos galaktikoje yra mažiausiai 19 palydovinių galaktikų, o mūsų galaktikoje yra 14 žinomų palydovų (2005 m.). Be jų, vietinei grupei priklauso ir kitos nykštukinės galaktikos, kurios nėra didelių galaktikų palydovai.

Astronomija yra nepaprastai žavus mokslas, kuris smalsiems protams atskleidžia visą Visatos įvairovę. Vargu ar yra žmonių, kurie vaikystėje niekada nebūtų stebėję žvaigždžių sklaidos naktiniame danguje. Ši nuotrauka ypač gražiai atrodo vasarą, kai žvaigždės atrodo taip arti ir neįtikėtinai ryškios. Pastaraisiais metais astronomai visame pasaulyje ypač domėjosi Andromeda – galaktika, esančia arčiausiai mūsų Paukščių Tako. Nusprendėme išsiaiškinti, kas būtent jame traukia mokslininkus ir ar tai galima pamatyti plika akimi.

Andromeda: trumpas aprašymas

Andromedos ūkas arba tiesiog Andromeda yra viena didžiausių galaktikų galaktikoje. Jis yra maždaug tris ar keturis kartus didesnis už mūsų Paukščių Taką, kuriame yra Saulės sistema. Jame, preliminariais skaičiavimais, apie trilijoną žvaigždžių.

Andromeda yra spiralinė galaktika, ją galima pamatyti naktiniame danguje net be specialių optinių prietaisų. Tačiau atminkite, kad šviesa iš šio žvaigždžių spiečiaus į mūsų Žemę keliauja daugiau nei du su puse milijono metų! Astronomai teigia, kad dabar Andromedos ūką matome tokį, koks jis buvo prieš du milijonus metų. Argi tai ne stebuklas?

Andromedos ūkas: iš stebėjimų istorijos

Pirmasis Andromedą pamatė astronomas iš Persijos. Jis jį katalogavo 1946 m. ir apibūdino kaip miglotą švytėjimą. Po septynių šimtmečių galaktiką aprašė vokiečių astronomas, ilgą laiką stebėjęs ją teleskopu.

Devyniolikto amžiaus viduryje astronomai nustatė, kad Andromedos spektras labai skiriasi nuo anksčiau žinomų galaktikų, ir pasiūlė, kad ją sudaro daugybė žvaigždžių. Ši teorija yra visiškai pagrįsta.

Andromedos galaktika, kuri buvo nufotografuota tik XIX amžiaus pabaigoje, turi spiralinę struktūrą. Nors tais laikais tai buvo laikoma tik didele Paukščių Tako dalimi.

Galaktikos sandara

Šiuolaikinių teleskopų pagalba astronomams pavyko išanalizuoti Andromedos ūko struktūrą. Hablo teleskopas leido pamatyti apie keturis šimtus jaunų žvaigždžių, besisukančių aplink juodąją skylę. Šis žvaigždžių spiečius yra maždaug 200 milijonų metų senumo. Tokia galaktikos struktūra mokslininkus labai nustebino, nes iki šiol jie net neįsivaizdavo, kad aplink juodąją skylę gali susidaryti žvaigždės. Pagal visus anksčiau žinomus dėsnius, dujų kondensacijos procesas, kad iš jų susidarytų žvaigždė, juodosios skylės sąlygomis yra tiesiog neįmanomas.

Andromedos ūkas turi kelias palydovines nykštukines galaktikas, jos yra jos pakraščiuose ir gali būti ten dėl absorbcijos. Tai dvigubai įdomu, nes astronomai prognozuoja Paukščių Tako ir Andromedos galaktikos susidūrimą. Tiesa, šis fenomenalus įvykis įvyks labai greitai.

Andromedos galaktika ir Paukščių Takas: juda vienas kito link

Mokslininkai jau seniai daro tam tikras prognozes, stebėdami abiejų žvaigždžių sistemų judėjimą. Faktas yra tas, kad Andromeda yra galaktika, kuri nuolat juda link Saulės. XX amžiaus pradžioje amerikiečių astronomas sugebėjo apskaičiuoti šio judėjimo greitį. Šį skaičių, kuris yra trys šimtai kilometrų per sekundę, vis dar naudoja visi pasaulio astronomai savo stebėjimuose ir skaičiavimuose.

Tačiau jų skaičiavimai labai skiriasi. Vieni mokslininkai tvirtina, kad galaktikos susidurs tik po septynių milijardų metų, kiti įsitikinę, kad Andromedos greitis nuolat auga, o susitikimo galima tikėtis po keturių milijardų metų. Mokslininkai neatmeta tokio scenarijaus, kai po kelių dešimtmečių šis prognozuojamas skaičius vėl gerokai sumažės. Tačiau šiuo metu visuotinai priimta, kad susidūrimų nereikėtų tikėtis anksčiau nei po keturių milijardų metų. Kas mums gresia Andromedai (galaktikai)?

Susidūrimas: kas atsitiks?

Kadangi Andromedos Paukščių Tako absorbcija yra neišvengiama, astronomai bando imituoti situaciją, kad turėtų bent šiek tiek informacijos apie šį procesą. Kompiuteriniais duomenimis, dėl absorbcijos Saulės sistema bus galaktikos pakraštyje, ji skris šimto šešiasdešimties tūkstančių šviesmečių atstumu. Palyginti su dabartine mūsų Saulės sistemos padėtimi link galaktikos centro, ji nuo jos nutols dvidešimt šešiais tūkstančiais šviesmečių.

Naujoji ateities galaktika jau gavo pavadinimą – Milky Honey, o astronomai teigia, kad dėl susijungimo ji atjaunės mažiausiai pusantro milijardo metų. Šiame procese susiformuos naujos žvaigždės, kurios padarys mūsų galaktiką daug šviesesnę ir gražesnę. Ji taip pat pakeis formą. Dabar Andromedos ūkas yra tam tikru kampu Paukščių Tako atžvilgiu, tačiau susijungimo procese susidariusi sistema įgaus elipsės formą ir, taip sakant, taps didesnė.

Žmonijos likimas: ar išgyvensime susidūrimą?

O kas bus su žmonėmis? Kaip galaktikų susitikimas paveiks mūsų Žemę? Keista, bet mokslininkai sako, kad visiškai nieko! Visi pokyčiai bus išreikšti naujų žvaigždžių ir žvaigždynų atsiradimu. Dangaus žemėlapis visiškai pasikeis, nes atsidursime visiškai naujame ir neištirtame galaktikos kampelyje.

Žinoma, kai kurie astronomai palieka labai mažą neigiamų įvykių procentą. Pagal šį scenarijų Žemė gali susidurti su Saule ar kitu žvaigždžių kūnu iš Andromedos galaktikos.

Ar Andromedos ūke yra planetų?

Mokslininkai reguliariai ieško planetų galaktikose. Jie nepalieka bandymų Paukščių Tako platybėse rasti planetą, kuri savo savybėmis būtų artima mūsų Žemei. Šiuo metu jau atrasta ir aprašyta daugiau nei trys šimtai objektų, tačiau jie visi yra mūsų žvaigždžių sistemoje. Pastaraisiais metais astronomai pradėjo vis atidžiau žiūrėti į Andromedą. Ar ten yra planetų?

Prieš trylika metų grupė astronomų, naudodama naujausią metodą, iškėlė hipotezę, kad viena iš Andromedos ūko žvaigždžių turi planetą. Numatoma jo masė yra šeši procentai didžiausios mūsų Saulės sistemos planetos – Jupiterio. Jo masė tris šimtus kartų didesnė už Žemės masę.

Šiuo metu ši prielaida yra tikrinama, tačiau ji turi visas galimybes tapti sensacija. Juk iki šiol astronomai neaptiko planetų kitose galaktikose.

Ruošiamasi ieškoti galaktikos danguje

Kaip jau minėjome, net plika akimi naktiniame danguje galite pamatyti kaimyninę galaktiką. Žinoma, tam reikia turėti tam tikrų žinių astronomijos srityje (bent jau žinoti, kaip atrodo žvaigždynai, ir mokėti juos rasti).

Be to, naktiniame miesto danguje beveik neįmanoma pamatyti tam tikrų žvaigždžių spiečių – šviesos tarša neleis stebėtojams bent ko nors pamatyti. Todėl jei vis dėlto norite savo akimis pamatyti Andromedos ūką, tai vasaros pabaigoje važiuokite į kaimą ar bent į miesto parką, kur žibintų nėra daug. Geriausias laikas stebėjimui – spalis, tačiau nuo rugpjūčio iki rugsėjo jis gana aiškiai matomas virš horizonto.

Andromedos ūkas: paieškos schema

Daugelis jaunų astronomų mėgėjų svajoja sužinoti, kaip iš tikrųjų atrodo Andromeda. Galaktika danguje primena mažą šviesią dėmę, tačiau ją galite rasti dėl šalia esančių ryškių žvaigždžių.

Lengviausias būdas yra rasti Kasiopėją rudens danguje - ji atrodo kaip W raidė, tik labiau ištempta, nei įprasta ją žymėti raštu. Paprastai žvaigždynas yra aiškiai matomas šiauriniame pusrutulyje ir yra rytinėje dangaus dalyje. Žemiau yra Andromedos galaktika. Norėdami jį pamatyti, turite rasti dar keletą orientyrų.

Tai trys ryškios žvaigždės žemiau Kasiopėjos, jos yra pailgos linija ir turi raudonai oranžinį atspalvį. Vidurinis, Miraak, yra pats tiksliausias vadovas pradedantiesiems astronomams. Jei nuo jo nubrėžiate tiesią liniją aukštyn, pastebėsite mažą šviečiančią dėmę, primenančią debesį. Būtent ši šviesa bus Andromedos galaktika. Be to, švytėjimas, kurį galite stebėti, buvo išsiųstas į Žemę net tada, kai planetoje nebuvo nė vieno žmogaus. Nuostabus faktas, tiesa?

Didysis enciklopedinis žodynas

Ekstragalaktiniai ūkai arba salų visatos, milžiniškų žvaigždžių sistemos, kuriose taip pat yra tarpžvaigždinių dujų ir dulkių. Saulės sistema yra mūsų Paukščių Tako galaktikos dalis. Visa kosminė erdvė iki ribų, kur jie gali prasiskverbti ... ... Collier enciklopedija

Milžiniškos (iki šimtų milijardų žvaigždžių) žvaigždžių sistemos; tai visų pirma mūsų galaktika. Galaktikos skirstomos į elipsines (E), spiralines (S) ir netaisyklingąsias (Ir). Artimiausios mums galaktikos yra Magelano debesys (Ir) ir ūkas ... ... enciklopedinis žodynas

Milžiniškos žvaigždžių sistemos, panašios į mūsų žvaigždžių sistemą „Galaktika“ (žr. galaktiką), kuriai priklauso ir Saulės sistema. (Sąvoka „galaktikos“, priešingai nei terminas „Galaktika“, rašoma mažąja raide.) Pasenęs pavadinimas G. ... ...

galaktikos- milžiniškų žvaigždžių sistemos, kurių kiekvienoje žvaigždžių skaičius yra nuo dešimčių iki šimtų milijardų. Šiuolaikiniais skaičiavimais žinomoje metagalaktikoje yra apie 150 milijonų galaktikų. Galaktikos skirstomos į elipsines (astronomijoje pažymėtas raide E), ... ... Šiuolaikinio gamtos mokslo pradžia

Milžiniškos (iki šimtų milijardų žvaigždžių) žvaigždžių sistemos; tai visų pirma mūsų galaktika. G. skirstomi į elipsinius. (E), spiralinis (S) ir netaisyklingas (Ir). Arčiausiai mūsų G. Magelano debesys (Ir) ir Andromedos ūkas (S). G.…… Gamtos mokslai. enciklopedinis žodynas

„Whirlpool Galaxy“ (M51) ir jos palydovas NGC 5195. Nuotrauka iš Kitt Peak observatorijos. Sąveikaujančios galaktikos galaktikos pakankamai arti erdvėje, kad abipusė gravitacija yra reikšminga ... Vikipedijoje

Žvaigždžių sistemos, kurios savo forma skiriasi nuo spiralinių ir elipsinių sistemų atsitiktinumu, nelygumu. Kartais būna N. g., kurie neturi aiškios formos, amorfiniai. Jie susideda iš žvaigždžių su dulkių priemaiša, o dauguma N. g. ... ... Didžioji sovietinė enciklopedija

- ... Vikipedija

Knygos

Galaktikos, Avedisova Veta Sergeevna, Surdinas Vladimiras Georgijevičius, Vibe Dmitrijus Zigfridovičius. Ketvirtojoje serijos knygoje „Astronomija ir astrofizika“ apžvelgiamos šiuolaikinės idėjos apie milžiniškas žvaigždžių sistemas – galaktikas. Pasakojama apie galaktikų atradimo istoriją, apie jų ...
Galaktikos, Surdin VG. Ketvirtojoje serijos knygoje „Astronomija ir astrofizika“ apžvelgiamos šiuolaikinės idėjos apie milžiniškas žvaigždžių sistemas – galaktikas. Pasakojama apie galaktikų atradimo istoriją, apie jų ...