Calea Lactee. Distanța până la cea mai apropiată galaxie este uimitoare

GALAXII, „nebuloase extragalactice” sau „universuri insulare”, sunt sisteme stelare gigantice care conțin și gaze interstelare și praf. sistem solar face parte din Galaxia noastră - Calea Lactee. Toate spaţiu până la limitele în care pot pătrunde cele mai puternice telescoape, este plină de galaxii. Astronomii numără cel puțin un miliard dintre ei. Cea mai apropiată galaxie este situată la o distanță de aproximativ 1 milion de ani lumină de noi. ani (10 19 km), iar cele mai îndepărtate galaxii înregistrate de telescoape se află la miliarde de ani lumină distanță. Studiul galaxiilor este una dintre cele mai ambițioase sarcini din astronomie.

Referință istorică. Cele mai strălucitoare și mai apropiate galaxii externe de noi - Norii Magellanic - sunt vizibile cu ochiul liber în emisfera sudică a cerului și erau cunoscute arabilor încă din secolul al XI-lea, precum și cea mai strălucitoare galaxie din emisfera nordică - Marea Nebuloasă din Andromeda. Odată cu redescoperirea acestei nebuloase în 1612 cu ajutorul unui telescop de către astronomul german S. Marius (1570–1624), a început studiul științific al galaxiilor, nebuloaselor și clusterelor de stele. Multe nebuloase au fost descoperite de diverși astronomi în secolele al XVII-lea și al XVIII-lea; atunci erau considerați nori de gaz luminos.

Ideea sistemelor stelare dincolo de Galaxie a fost discutată pentru prima dată de filozofii și astronomii secolului al XVIII-lea: E. Swedenborg (1688–1772) în Suedia, T. Wright (1711–1786) în Anglia, I. Kant (1724–1772) 1804) în Prusia, I. .Lambert (1728–1777) în Alsacia și W. Herschel (1738–1822) în Anglia. Cu toate acestea, abia în primul sfert al secolului al XX-lea. existența „universurilor insulare” a fost dovedită fără echivoc în principal datorită lucrării astronomilor americani G. Curtis (1872–1942) și E. Hubble (1889–1953). Ei au demonstrat că distanțele până la cele mai strălucitoare și, prin urmare, cele mai apropiate „nebuloase albe” depășesc semnificativ dimensiunea galaxiei noastre. În perioada 1924-1936, Hubble a împins granița cercetării galaxiilor de la sistemele din apropiere până la limita telescopului de 2,5 metri de la Observatorul Mount Wilson, adică. până la câteva sute de milioane de ani lumină.

În 1929, Hubble a descoperit relația dintre distanța până la o galaxie și viteza mișcării acesteia. Această relație, legea lui Hubble, a devenit baza de observație a cosmologiei moderne. După sfârșitul celui de-al Doilea Război Mondial, studiul activ al galaxiilor a început cu ajutorul unor noi telescoape mari cu amplificatoare electronice de lumină, mașini automate de măsurat și calculatoare. Descoperirea emisiilor radio din galaxiile noastre și din alte galaxii a oferit o nouă oportunitate de a studia Universul și a condus la descoperirea de radiogalaxii, quasari și alte manifestări de activitate în nucleele galaxiilor. Observațiile extraatmosferice de la rachete geofizice și sateliți au făcut posibilă detectarea radiații cu raze X din nucleele galaxiilor active și clusterelor de galaxii.

Orez. 1. Clasificarea galaxiilor după Hubble

Primul catalog de „nebuloase” a fost publicat în 1782 de astronomul francez Charles Messier (1730–1817). Această listă include atât grupuri de stele, cât și nebuloase gazoase ale galaxiei noastre, precum și obiecte extragalactice. Numerele obiectelor Messier sunt încă folosite astăzi; de exemplu, Messier 31 (M 31) este celebra Nebuloasă Andromeda, cea mai apropiată galaxie mare observată în constelația Andromeda.

O cercetare sistematică a cerului, începută de W. Herschel în 1783, l-a condus la descoperirea a câteva mii de nebuloase pe cerul nordic. Această lucrare a fost continuată de fiul său J. Herschel (1792–1871), care a făcut observații în emisfera sudică la Capul Bunei Speranțe (1834–1838) și a publicat în 1864 Director general 5 mii de nebuloase și grupuri de stele. În a doua jumătate a secolului al XIX-lea. la aceste obiecte au fost adăugate cele nou descoperite, iar J. Dreyer (1852–1926) a publicat în 1888 Director partajat nou (Noul Catalog General – NGC), inclusiv 7814 obiecte. Odată cu publicarea în 1895 și 1908 a două suplimentare Indexul directorului(IC) numărul de nebuloase și clustere de stele descoperite a depășit 13 mii. Denumirea conform cataloagelor NGC și IC a devenit de atunci general acceptată. Astfel, Nebuloasa Andromeda este desemnată fie M 31, fie NGC 224. O listă separată de 1249 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea a 13-a, bazată pe o cercetare fotografică a cerului, a fost întocmită de H. Shapley și A. Ames de la Observatorul Harvard în 1932. .

Această lucrare a fost extinsă semnificativ de prima (1964), a doua (1976) și a treia (1991) ediții Catalog abstract de galaxii luminoase J. de Vaucouleurs şi colegii. Cataloage mai extinse, dar mai puțin detaliate, bazate pe vizualizarea plăcilor de inspecție fotografică a cerului, au fost publicate în anii 1960 de F. Zwicky (1898–1974) în SUA și B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) în URSS. Acestea contin aprox. 30 de mii de galaxii până la magnitudinea 15. Un studiu similar al cerului sudic a fost finalizat recent folosind camera Schmidt de 1 metru a Observatorului European de Sud din Chile și camera Schmidt de 1,2 metri din Marea Britanie, în Australia.

Există prea multe galaxii mai slabe decât magnitudinea 15 pentru a face o listă cu ele. În 1967, au fost publicate rezultatele unui număr de galaxii mai strălucitoare decât magnitudinea 19 (la nord de declinație 20) realizat de C. Schein și K. Virtanen folosind plăci ale astrografului de 50 cm al Observatorului Lick. Au existat aproximativ astfel de galaxii. 2 milioane, fără să-i socotesc pe cei care ne sunt ascunse de fâșia largă de praf a Căii Lactee. Și în 1936, Hubble de la Observatorul Muntelui Wilson a numărat numărul de galaxii până la magnitudinea 21 în mai multe zone mici distribuite uniform pe sfera cerească (la nord de declinație 30). Conform acestor date, pe întreg cerul există peste 20 de milioane de galaxii mai luminoase decât magnitudinea 21.

Clasificare. Există galaxii de diverse forme, dimensiuni și luminozități; unele sunt izolate, dar majoritatea au vecini sau sateliți care exercită asupra lor influență gravitațională. De regulă, galaxiile sunt liniștite, dar cele active sunt adesea găsite. În 1925, Hubble a propus o clasificare a galaxiilor pe baza lor aspect. Mai târziu a fost rafinat de Hubble și Shapley, apoi Sandage și în cele din urmă Vaucouleurs. Toate galaxiile din ea sunt împărțite în 4 tipuri: eliptice, lenticulare, spirale și neregulate.

Eliptic(E) galaxiile din fotografii au forma unor elipse fără limite clare și detalii clare. Luminozitatea lor crește spre centru. Acestea sunt elipsoide rotative formate din stele vechi; forma lor aparentă depinde de orientarea faţă de linia vizuală a observatorului. Când este observat la margine, raportul dintre lungimile axelor scurte și lungi ale elipsei ajunge la  5/10 (notat E5).

Orez. 2. Galaxie eliptică ESO 325-G004

Lenticular(L sau S 0) galaxiile sunt asemănătoare cu cele eliptice, dar, pe lângă componenta sferoidă, au un disc ecuatorial subțire, care se rotește rapid, uneori cu structuri în formă de inel precum inelele lui Saturn. Observate la margine, galaxiile lenticulare par mai comprimate decât cele eliptice: raportul axelor lor ajunge la 2/10.

Orez. 2. Galaxia Spindle (NGC 5866), o galaxie lenticulară din constelația Draco.

Spirală(S) galaxiile constau și din două componente - sferoidale și plate, dar cu o structură spirală mai mult sau mai puțin dezvoltată în disc. De-a lungul succesiunii de subtipuri Sa, Sb, Sc, Sd(de la spirale „timpurii” la „târzii”), brațele spiralate devin mai groase, mai complexe și mai puțin răsucite, iar sferoidul (condens central sau umflătură) scade. U galaxii spirale Când sunt privite la margine, brațele spiralate nu sunt vizibile, dar tipul de galaxie poate fi determinat de luminozitatea relativă a umflăturii și discului.

Orez. 2. Un exemplu de galaxie spirală, Galaxia Pinwheel (Messier 101 sau NGC 5457)

Incorect(eu) galaxiile sunt de două tipuri principale: tipul Magellanic, i.e. tip Nori Magellanic, continuând succesiunea spiralelor din Sm inainte de Sunt, și de tip non-Magelan eu 0, având benzi haotice de praf întunecat deasupra unei structuri sferoidale sau de disc, cum ar fi o spirală lenticulară sau timpurie.

Orez. 2. NGC 1427A, un exemplu de galaxie neregulată.

Tipuri LȘi S se încadrează în două familii și două tipuri în funcție de prezența sau absența unei structuri liniare care trece prin centru și intersectează discul ( bar), precum și un inel simetric central.

Orez. 2. Modelul computerizat al galaxiei Calea Lactee.

Orez. 1. NGC 1300, un exemplu de galaxie spirală barată.

Orez. 1. CLASIFICAREA TRIDIMENSIONALĂ A GALAXIILOR. Principalele tipuri: E, L, S, I situat secvenţial din E inainte de Sunt; familiile de rând Ași a traversat B; drăguț sȘi r. Diagramele circulare de mai jos sunt o secțiune transversală a configurației principale din regiunea galaxiilor spiralate și lenticulare.

Orez. 2. PRINCIPALE FAMILII ȘI TIPURI DE SPIRALE la secţiunea transversală a configuraţiei principale din zonă Sb.

Există și alte scheme de clasificare pentru galaxii bazate pe detalii morfologice mai fine, dar încă nu a fost elaborată o clasificare obiectivă bazată pe măsurători fotometrice, cinematice și radio.

Compus. Două componente structurale - un sferoid și un disc - reflectă diferența dintre populația stelară de galaxii, descoperită în 1944 de astronomul german W. Baade (1893–1960).

Populația I, prezent în galaxii neregulate și brațe spiralate, conține giganți albaștri și supergiganți din clasele spectrale O și B, supergiganți roșii din clasele K și M și gaze interstelare și praf cu regiuni strălucitoare de hidrogen ionizat. Conține, de asemenea, stele din secvența principală de masă mică, care sunt vizibile în apropierea Soarelui, dar nu se pot distinge în galaxiile îndepărtate.

Populația II, prezent în galaxiile eliptice și lenticulare, precum și în regiunile centrale spirale și în clustere globulare, conține giganți roșii din clasa G5 până la K5, subgiganți și, probabil, subpitici; În ea se găsesc nebuloase planetare și se observă izbucniri de noi (Fig. 3). În fig. Figura 4 arată relația dintre tipurile spectrale (sau culorile) de stele și luminozitățile lor pentru diferite populații.

Orez. 3. POPULAȚII DE STELE. O fotografie a galaxiei spirale, Nebuloasa Andromeda, arată că giganții albaștri și supergiganții din Populația I sunt concentrate în discul acesteia, iar partea centrală este formată din stele roșii din Populația II. Sunt vizibili și sateliții Nebuloasei Andromeda: galaxia NGC 205 ( în partea de jos) și M 32 ( stânga sus). Cele mai strălucitoare stele din această fotografie aparțin galaxiei noastre.

Orez. 4. SCHEMA HERZSPRUNG-RUSSELL, care arată relația dintre tipul spectral (sau culoarea) și luminozitatea stelelor tipuri diferite. I: stele tinere ale populației I, tipice brațelor spiralate. II: stele în vârstă ale Populației I; III: stele vechi din Populația II, tipice clusterelor globulare și galaxiilor eliptice.

Inițial s-a crezut că galaxiile eliptice conțineau doar Populația II, iar galaxiile neregulate doar Populația I. Cu toate acestea, s-a dovedit că galaxiile conțin de obicei un amestec al celor două populații stelare în proporții diferite. Analizele detaliate ale populației sunt posibile doar pentru câteva galaxii din apropiere, dar măsurătorile culorii și spectrului sistemelor îndepărtate indică faptul că diferența dintre populațiile lor stelare ar putea fi mai mare decât credea Baade.

Distanţă. Măsurarea distanțelor până la galaxii îndepărtate se bazează pe scara absolută a distanțelor până la stelele galaxiei noastre. Este instalat în mai multe moduri. Cea mai fundamentală este metoda paralaxelor trigonometrice, valabilă până la distanțe de 300 sv. ani. Restul metodelor sunt indirecte și statistice; ele se bazează pe studiul mișcărilor adecvate, vitezelor radiale, luminozității, culorii și spectrului stelelor. Pe baza lor, valorile absolute ale New și variabilele de tip RR Lyra și  Cepheus, care devin indicatori primari ai distanței până la cele mai apropiate galaxii unde sunt vizibile. Grupurile globulare, cele mai strălucitoare stele și nebuloasele de emisie ale acestor galaxii devin indicatori secundari și fac posibilă determinarea distanțelor până la galaxii mai îndepărtate. În cele din urmă, diametrele și luminozitățile galaxiilor înseși sunt folosite ca indicatori terțiari. Ca măsură a distanței, astronomii folosesc de obicei diferența dintre mărimea aparentă a unui obiect mși amploarea sa absolută M; această valoare ( m-M) se numește „modul de distanță aparent”. Pentru a afla distanța reală, aceasta trebuie corectată pentru absorbția luminii de către praful interstelar. În acest caz, eroarea ajunge de obicei la 10-20%.

Scala distanței extragalactice este revizuită din când în când, ceea ce înseamnă că se schimbă și alți parametri ai galaxiilor care depind de distanță. În tabel 1 arată cele mai precise distanțe până la cele mai apropiate grupuri de galaxii astăzi. Pentru galaxii mai îndepărtate, aflate la miliarde de ani lumină distanță, distanțele sunt estimate cu o precizie scăzută pe baza deplasării lor spre roșu ( vezi mai jos: Natura deplasării spre roșu).

Tabelul 1. DISTANȚE PENTRU CELE MAI APROPIATE GALAXII, GRUPURI ȘI CUMPLURI LOR
Galaxy sau grup	Modul de distanță aparentă (m-M )	Distanță, milioane de lumină ani
Norul Mare de Magellan
Micul Nor Magellanic
Grupul Andromeda (M 31)
Grupul Sculptorilor
Grupa B. Ursa (M 81)
Cluster în Fecioară
Cluster în cuptor

Luminozitate. Măsurarea luminozității suprafeței unei galaxii oferă luminozitatea totală a stelelor sale pe unitatea de suprafață. Modificarea luminozității suprafeței cu distanța față de centru caracterizează structura galaxiei. Sistemele eliptice, ca fiind cele mai regulate și simetrice, au fost studiate mai detaliat decât altele; în general, ele sunt descrise printr-o singură lege a luminozității (Fig. 5, A):

Orez. 5. DISTRIBUȚIA LUMINOSITĂȚII GALAXIILOR. A– galaxii eliptice (logaritmul luminozității suprafeței este afișat în funcție de a patra rădăcină a razei reduse ( r/r e) 1/4, unde r– distanța față de centru și r e este raza efectivă, în care este cuprinsă jumătate din luminozitatea totală a galaxiei); b– galaxia lenticulară NGC 1553; V– trei galaxii spirale normale (partea exterioară a fiecărei linii este dreaptă, indicând o dependență exponențială a luminozității de distanță).

Datele despre sistemele lenticulare nu sunt la fel de complete. Profilurile lor de luminozitate (Fig. 5, b) diferă de profilurile galaxiilor eliptice și au trei regiuni principale: miezul, cristalinul și învelișul. Aceste sisteme par a fi intermediare între eliptice și spirale.

Spiralele sunt foarte diverse, structura lor este complexă și nu există o singură lege pentru distribuția luminozității lor. Cu toate acestea, se pare că pentru spiralele simple departe de miez, luminozitatea suprafeței discului scade exponențial spre periferie. Măsurătorile arată că luminozitatea brațelor spiralate nu este atât de mare pe cât pare atunci când ne uităm la fotografiile galaxiilor. Brațele adaugă nu mai mult de 20% la luminozitatea discului în lumină albastră și semnificativ mai puțin în lumină roșie. Contribuția la luminozitate din umflătură scade de la Sa La Sd(Fig. 5, V).

Măsurând mărimea aparentă a galaxiei mși determinarea modulului de distanță al acestuia ( m-M), calculați valoarea absolută M. Cele mai strălucitoare galaxii, cu excepția quasarelor, M 22, adică luminozitatea lor este de aproape 100 de miliarde de ori mai mare decât cea a Soarelui. Și cele mai mici galaxii M10, adică. luminozitate aprox. 10 6 solar. Distribuția numărului de galaxii după M, numită „funcția de luminozitate”, este o caracteristică importantă a populației galactice a Universului, dar nu este ușor de determinat cu precizie.

Pentru galaxiile selectate la o anumită mărime vizibilă limită, funcția de luminozitate a fiecărui tip separat de E inainte de Sc aproape gaussian (în formă de clopot) cu o medie valoare absolutăîn raze albastre M m= 18,5 și dispersie  0,8 (Fig. 6). Dar galaxii de tip târziu din Sd inainte de Sunt iar piticii eliptici sunt mai slabi.

Pentru o probă completă de galaxii dintr-un anumit volum de spațiu, de exemplu într-un cluster, funcția de luminozitate crește abrupt odată cu scăderea luminozității, de exemplu. numărul galaxiilor pitice este de multe ori mai mare decât numărul celor gigantice

Orez. 6. FUNCȚIA GALAXY LUMINOSITY. A– proba este mai strălucitoare decât o anumită valoare limită vizibilă; b– o mostră completă într-un anumit volum mare de spațiu. Observați numărul copleșitor de sisteme pitice cu M B< -16.

mărimea. Deoarece densitatea stelară și luminozitatea galaxiilor se degradează treptat spre exterior, problema dimensiunii lor se bazează de fapt pe capacitățile telescopului, pe capacitatea acestuia de a evidenția strălucirea slabă a regiunilor exterioare ale galaxiei împotriva strălucirii cerului nocturn. Tehnologia modernă face posibilă înregistrarea unor regiuni ale galaxiilor cu o luminozitate mai mică de 1% din luminozitatea cerului; aceasta este de aproximativ un milion de ori mai mică decât luminozitatea nucleelor galactice. Conform acestui izofot (linie de luminozitate egală), diametrele galaxiilor variază de la câteva mii de ani lumină pentru sistemele pitice până la sute de mii pentru cele gigantice. De regulă, diametrele galaxiilor se corelează bine cu luminozitatea lor absolută.

Clasa spectrală și culoare. Prima spectrogramă a galaxiei - Nebuloasa Andromeda, obținută la Observatorul din Potsdam în 1899 de Yu. Scheiner (1858–1913), cu liniile sale de absorbție seamănă cu spectrul Soarelui. Cercetările masive în spectrele galaxiilor au început cu crearea de spectrografe „rapide” cu dispersie scăzută (200–400 /mm); aplicare ulterioară amplificatoarele electronice de luminozitate a imaginii au făcut posibilă creșterea dispersiei la 20–100/mm. Observațiile lui Morgan de la Observatorul Yerkes au arătat că, în ciuda compoziției stelare complexe a galaxiilor, spectrele lor sunt de obicei apropiate de spectrele stelelor dintr-o anumită clasă de la A inainte de Kși există o corelație notabilă între spectrul și tipul morfologic al galaxiei. De regulă, spectrul de clasă A au galaxii neregulate Suntși spirale SmȘi Sd. Clasa Spectra A–F la spirale SdȘi Sc. Transfer de la Sc La Sbînsoţită de o modificare a spectrului de la F La F-G, și spiralele SbȘi Sa, sistemele lenticulare și eliptice au spectre GȘi K. Adevărat, s-a dovedit mai târziu că radiația galaxiilor din clasa spectrală A constă de fapt dintr-un amestec de lumină de la stele gigantice de tipuri spectrale BȘi K.

Pe lângă liniile de absorbție, multe galaxii au linii de emisie vizibile, cum ar fi nebuloasele de emisie ale Căii Lactee. De obicei, acestea sunt linii de hidrogen din seria Balmer, de exemplu, H  pe  6563, dublete de azot ionizat (N II) pe  6548 și 6583 și sulf (S II) pe  6717 și 6731, oxigen ionizat (O II) activat  3726 și 3729 și oxigen dublu ionizat (O III) activat  4959 și 5007. Intensitatea liniilor de emisie se corelează de obicei cu cantitatea de stele gazoase și supergigant din discurile galaxiilor: aceste linii sunt absente sau foarte slabe în galaxiile eliptice și lenticulare, dar sunt întărite în cele spiralate și neregulate - de la Sa La Sunt. În plus, intensitatea liniilor de emisie a elementelor mai grele decât hidrogenul (N, O, S) și, probabil, abundența relativă a acestor elemente scad de la miez la periferia galaxiilor disc. Unele galaxii au linii de emisie neobișnuit de puternice în nuclee. În 1943, K. Seifert a descoperit un tip special de galaxie cu linii de hidrogen foarte largi în nuclee, indicând activitatea lor ridicată. Luminozitatea acestor nuclee și spectrele lor se modifică în timp. În general, nucleele galaxiilor Seyfert sunt similare cu quasarii, deși nu la fel de puternice.

De-a lungul secvenței morfologice a galaxiilor, indicele integral al culorii lor se schimbă ( B–V), adică diferența dintre mărimea unei galaxii în albastru Bși galben V razele Indicele mediu de culoare al principalelor tipuri de galaxii este următorul:

Pe această scară, 0,0 corespunde culoare alba, 0,5 – gălbui, 1,0 – roșiatic.

Fotometria detaliată dezvăluie de obicei că culoarea unei galaxii variază de la miez la margine, indicând o schimbare a compoziției stelare. Majoritatea galaxiilor sunt mai albastre în regiunile lor exterioare decât în nucleele lor; Acest lucru este mult mai vizibil în spirale decât în eliptice, deoarece discurile lor conțin multe stele albastre tinere. Galaxiile neregulate, care de obicei nu au nucleu, sunt adesea mai albastre în centru decât la margine.

Rotația și masa. Rotația galaxiei în jurul unei axe care trece prin centru duce la o modificare a lungimii de undă a liniilor din spectrul său: liniile din regiunile galaxiei care se apropie de noi se deplasează în partea violetă a spectrului și din regiunile în retragere la roșu. (Fig. 7). Conform formulei Doppler, modificarea relativă a lungimii de undă a liniei este   / = V r /c, Unde c este viteza luminii și V r– viteza radială, adică componenta vitezei sursei de-a lungul liniei de vedere. Perioadele de revoluție ale stelelor în jurul centrelor galaxiilor sunt de sute de milioane de ani, iar vitezele mișcării lor orbitale ajung la 300 km/s. De obicei, viteza de rotație a discului atinge valoarea maximă ( V M) la oarecare distanta de centru ( r M), iar apoi scade (Fig. 8). Aproape de Galaxia noastră V M= 230 km/s la distanță r M= 40 mii St. ani de la centru:

Orez. 7. LINII SPECTRALE ALE GALAXIEI, rotindu-se în jurul unei axe N, când fanta spectrografului este orientată de-a lungul axei ab. Linie de la marginea în retragere a galaxiei ( b) este deviat spre partea roșie (R), iar de la marginea care se apropie ( A) – la ultraviolete (UV).

Orez. 8. CURBA DE ROTARE A GALAXIEI. Viteza de rotatie V r atinge valoarea maximă V M la distanță R M din centrul galaxiei și apoi scade încet.

Liniile de absorbție și liniile de emisie din spectrele galaxiilor au aceeași formă, prin urmare, stelele și gazele de pe disc se rotesc cu aceeași viteză în aceeași direcție. Când, prin localizarea benzilor de praf întunecate pe disc, putem înțelege ce margine a galaxiei este mai aproape de noi, putem afla direcția de răsucire a brațelor spiralate: în toate galaxiile studiate acestea sunt în urmă, adică, îndepărtându-se de centru, brațul se îndoaie în lateral, direcție opusă rotație.

Analiza curbei de rotație ne permite să determinăm masa galaxiei. În cel mai simplu caz, echivalând forța gravitației cu forța centrifugă, obținem masa galaxiei în interiorul orbitei stelei: M = rV r 2 /G, Unde G– constanta gravitatiei. Analiza mișcării stelelor periferice permite estimarea masei totale. Galaxia noastră are o masă de aprox. 210 11 mase solare, pentru Nebuloasa Andromeda 410 11 , pentru Marele Nor Magellanic – 1510 9 . Masele galaxiilor disc sunt aproximativ proporționale cu luminozitatea lor ( L), deci relația M/L au aproape la fel și pentru luminozitate în raze albastre egale M/L 5 în unități de masă solară și luminozitate.

Masa unei galaxii sferoidale poate fi estimată în același mod, luând în loc de viteza de rotație a discului viteza de mișcare haotică a stelelor din galaxie (  v), care se măsoară prin lățimea liniilor spectrale și se numește dispersie de viteză: M  R v 2 /G, Unde R– raza galaxiei (teorema virală). Viteza de dispersie a stelelor în galaxiile eliptice este de obicei de la 50 la 300 km/s, iar masele de la 10 9 mase solare în sistemele pitice la 10 12 în cele gigantice.

Emisii radio Calea Lactee a fost descoperită de K. Jansky în 1931. Prima hartă radio a Căii Lactee a fost obținută de G. Reber în 1945. Această radiație vine într-o gamă largă de lungimi de undă  sau frecvenţele  = c/ , de la câțiva megaherți (   100 m) până la zeci de gigaherți (   1 cm) și se numește „continuu”. Mai multe procese fizice sunt responsabile pentru aceasta, dintre care cel mai important este radiația sincrotron de la electronii interstelari care se mișcă aproape cu viteza luminii într-un câmp magnetic interstelar slab. În 1950, emisia continuă la o lungime de undă de 1,9 m a fost descoperită de R. Brown și K. Hazard (Jodrell Bank, Anglia) din Nebuloasa Andromeda, iar apoi din multe alte galaxii. Galaxiile normale, precum ale noastre sau M 31, sunt surse slabe de unde radio. Ei emit abia o milioneme din puterea lor optică în domeniul radio. Dar în unele galaxii neobișnuite, această radiație este mult mai puternică. Cele mai apropiate „galaxii radio” Fecioara A (M 87), Centaur A (NGC 5128) și Perseus A (NGC 1275) au o luminozitate radio de 10 –4 10 –3 din cea optică. Și pentru obiectele rare, cum ar fi galaxia radio Cygnus A, acest raport este aproape de unitate. La doar câțiva ani după descoperirea acestei surse radio puternice, a fost posibil să se găsească o galaxie slabă asociată cu ea. Multe surse radio slabe, probabil asociate cu galaxii îndepărtate, nu au fost încă identificate cu obiecte optice.

Calea Lactee este foarte reprezentant caracteristic de tipul său de galaxie - atât de uriașă încât luminii ia mai mult de 100 de mii de ani pentru a traversa Galaxia de la o margine la alta cu o viteză de 300.000 de kilometri pe secundă. Pământul și Soarele sunt situate la o distanță de aproximativ 30 de mii de ani lumină de centrul Căii Lactee. Dacă am încerca să trimitem un mesaj unei creaturi ipotetice care trăiește în apropierea centrului galaxiei noastre, am primi un răspuns nu mai devreme de 60 de mii de ani mai târziu. Un mesaj trimis cu viteza unui avion (600 de mile sau 1000 de kilometri pe oră) în momentul nașterii Universului ar fi parcurs până acum doar jumătate din drum spre centrul Galaxiei, iar timpul de așteptare pentru un răspunsul ar fi fost de 70 de miliarde de ani.

Unele galaxii sunt mult mai mari decât ale noastre. Diametrele celor mai mari dintre ele - galaxii vaste care emit o cantitate mare energia sub formă de unde radio, cum ar fi celebrul obiect al cerului sudic - Centaurus A, este de o sută de ori mai mare decât diametrul Căii Lactee. Pe de altă parte, există multe galaxii relativ mici în Univers. Dimensiunile galaxiilor eliptice pitice (un reprezentant tipic este situat în constelația Draco) sunt de numai aproximativ 10 mii de ani lumină. Desigur, chiar și aceste obiecte discrete sunt aproape inimaginabil de uriașe: deși galaxia din constelația Draco poate fi numită pitică, diametrul său depășește 160.000.000.000.000.000 de kilometri.

Deși spațiul este locuit de miliarde de galaxii, acestea nu sunt deloc aglomerate: Universul este suficient de imens pentru ca galaxiile să se potrivească confortabil în el și mai există încă mult spațiu liber. Distanța tipică dintre galaxii luminoase este de aproximativ 5-10 milioane de ani lumină; volumul rămas este ocupat de galaxii pitice. Totuși, dacă luăm în considerare dimensiunile lor, se dovedește că galaxiile sunt relativ mult mai aproape una de alta decât, de exemplu, stelele din vecinătatea Soarelui. Diametrul stelei este neglijabil în comparație cu distanța până la cea mai apropiată stea vecină. Diametrul Soarelui este de numai aproximativ 1,5 milioane de kilometri, în timp ce distanța până la cea mai apropiată stea a noastră este de 50 de milioane de ori mai mare.

Pentru a ne imagina distanțele enorme dintre galaxii, să le reducem mental dimensiunea la înălțimea unei persoane obișnuite. Apoi, într-o regiune tipică a Universului, galaxiile „adulte” (luminoase) vor fi situate în medie la o distanță de 100 de metri unele de altele, iar între ele vor fi amplasate un număr mic de copii. Universul ar semăna cu un teren vast de baseball, cu mult spațiu deschis între jucători. Doar în unele locuri unde galaxiile se adună în grupuri strânse. Macheta noastră la scară a Universului este ca un trotuar de oraș și nicăieri nu ar fi ceva ca o petrecere sau un vagon de metrou la ora de vârf. Dacă stelele unei galaxii tipice ar fi reduse la scara creșterii umane, zona ar fi extrem de puțin populată: cel mai apropiat vecin ar trăi la o distanță de 100 de mii de kilometri - aproximativ un sfert din distanța de la Pământ la Lună.

Din aceste exemple ar trebui să fie clar că galaxiile sunt destul de puțin împrăștiate în Univers și constau în principal din spațiu gol. Chiar dacă luăm în considerare gazul rarefiat care umple spațiul dintre stele, densitatea medie a materiei se dovedește totuși a fi extrem de scăzută. Lumea galaxiilor este imensă și aproape goală.

Galaxiile din Univers nu sunt la fel. Unele dintre ele sunt netede și rotunde, altele au forma unor spirale aplatizate, împrăștiate, iar unele nu au aproape deloc structură. Astronomii, în urma lucrării de pionierat a lui Edwin Hubble publicată în anii 1920, clasifică galaxiile în funcție de forma lor în trei tipuri principale: eliptice, spirale și neregulate, desemnate respectiv E, S și Irr.

Dintre sistemele stelare mari din apropiere, se află nebuloasa Andromeda (M31) - o galaxie spirală de 2,6 ori mai mare ca mărime decât casa noastră - galaxia Calea Lactee: diametrul său este de 260 de mii de ani lumină. Nebuloasa Andromeda este situată la o distanță de 2,5 milioane de ani lumină (772 kiloparsecs) de noi, iar masa sa este de 300 de miliarde de mase solare. Este format din aproximativ un trilion de stele (pentru comparație: Calea Lactee conține aproximativ 100 de miliarde de stele).

Nebuloasa Andromeda este cel mai îndepărtat obiect cosmic de la noi care poate fi observat pe cerul înstelat ( emisfera nordică) cu ochiul liber chiar și în condiții de lumină urbană - arată ca un oval neclar și luminos. Trebuie amintit că, datorită faptului că lumina din galaxia Andromeda călătorește până la noi timp de 2,5 milioane de ani, o vedem așa cum era acum 2,5 milioane de ani și nu știm cum arată acum.

B - Galaxia Andromeda c raze ultraviolete

Astronomii au descoperit că galaxia Andromeda și galaxia noastră se apropie una de cealaltă cu o viteză de 100-140 km/s. În aproximativ 3-4 miliarde de ani, poate că se vor ciocni și apoi se vor contopi într-o galaxie gigantică. Ne grăbim să-i liniștim pe cei care sunt îngrijorați de soarta Sistemului Solar ca urmare a acestei coliziuni: cel mai probabil nu va avea niciun impact asupra Soarelui și planetelor. Procesele de fuziune galactică nu sunt însoțite de coliziuni stelare catastrofale, deoarece distanțele dintre stele sunt foarte mari în comparație cu dimensiunea stelelor înseși.

Totuși, nu trebuie să ne gândim că procesul de fuziune a galaxiilor, întins pe milioane de ani, are loc fără efecte dramatice. Când două galaxii se apropie una de cealaltă, norii de gaz interstelar vin mai întâi în contact. Datorită interpenetrării rapide, densitatea lor crește brusc, se încălzesc, iar presiunea în creștere transformă acești nori de gaz și praf în centre pentru formarea de noi stele. Începe un proces violent, exploziv de formare a stelelor, însoțit de erupții, explozii și ejectarea unor jeturi monstruos de extinse de praf și gaz.

Cu toate acestea, să ne întoarcem la vecinii noștri. A doua cea mai apropiată galaxie spirală de noi este M33. Este situat în constelația Triangulum și se află la 2,4 milioane de ani lumină distanță de noi. Diametrul său este de 2 ori mai mic decât Calea Lactee și de 4 ori mai mic decât Galaxia Andromeda. Poate fi văzută și cu ochiul liber, dar numai într-o noapte fără lună și în afara orașului. Arată ca o pată slabă și ceață între α Triangulum și τ Pești.

A - poziția galaxiei pe cerul înstelat
B - Triangulum Galaxy (foto NASA în raza ultravioletă și vizibilă)

Toate celelalte galaxii din mediul nostru imediat sunt galaxii pitice eliptice și neregulate. Dintre galaxiile neregulate cele mai apropiate de noi, două sunt de cel mai mare interes: Nori Magellanic Mari și Mici.

Norii Magellanic sunt sateliți ai galaxiei noastre, Calea Lactee. Sunt vizibile și cu ochiul liber, deși numai în emisfera sudică. Marele Nor Magellanic este situat în constelația Doradus. Se află la 170 de mii de ani lumină distanță de noi (50 de kiloparsecs), diametrul său este de 20 de mii de ani lumină și conține aproximativ 30 de miliarde de stele. În ciuda faptului că este o galaxie neregulată, Marele Nor Magellanic are o structură similară cu cea a galaxiilor spirale încrucișate. Conține toate tipurile de stele care sunt cunoscute în Calea Lactee. Un alt obiect interesant a fost descoperit în Marele Nor Magellanic - unul dintre cele mai strălucitoare complexe de gaz și praf cunoscute cu o lungime de 700 de ani lumină - Nebuloasa Tarantula, un focar de formare rapidă a stelelor.

Sondaj cu telescopul TRAPPIST (Observatorul La Silla, Chile)

Micul Nor Magellanic este de 3 ori mai mic decât Marele Nor Magellanic și seamănă, de asemenea, cu o galaxie spirală încrucișată. Este situat în constelația Tucana, lângă Dorado. Distanța de la noi până la această galaxie este de 210 mii de ani lumină (60 kiloparsecs).

Norii Magellanic sunt înconjurați de un înveliș comun de hidrogen neutru, care se numește Sistemul Magellanic.

Ambii nori Magellanic sunt victime canibalism galactic din partea Căii Lactee: influența gravitațională a Galaxiei noastre le distruge treptat și atrage materia acestor galaxii. Prin urmare formă neregulată Norii Magellanic. Experții cred că acestea sunt rămășițele a două galaxii mici aflate în proces de dispariție treptată. Potrivit astronomilor, în următorii 10 miliarde de ani Calea Lactee va absorbi complet tot materialul norilor Magellanic. Procese similare au loc între norii Magellanic înșiși: datorită gravitației lor, Marele Nor Magellanic „fură” milioane de stele din Micul Nor Magellanic. Poate că acest fapt explică activitatea mare de formare a stelelor din Nebuloasa Tarantulei: această regiune se află exact în calea fluxului de gaz pe care gravitația Marelui Nor Magellanic îl trage din Micul Nor Magellanic.

Astfel, folosind exemplul a ceea ce se întâmplă în vecinătatea Galaxiei noastre, poți fi din nou convins că fuziunea galaxiilor și absorbția galaxiilor mici de către cele mai mari este un fenomen cu totul obișnuit în viața galactică.

Galaxia noastră, Galaxia Andromeda și Galaxia Triangulum formează un grup de galaxii conectate prin interacțiune gravitațională. Ei o sună Grup local de galaxii. Dimensiunea grupului local este de 1,5 megaparsecs. Pe lângă trei mari galaxii spirale, Grupul Local include mai mult de 50 de galaxii pitice și neregulate (de formă). Astfel, Galaxia Andromeda are cel puțin 19 galaxii satelit, iar Galaxia noastră are 14 sateliți cunoscuți (din 2005). Pe lângă acestea, Grupul Local include și alte galaxii pitice care nu sunt sateliți ai galaxiilor mari.

Astronomia este o știință uimitor de fascinantă care dezvăluie minților curioase toată diversitatea Universului. Cu greu există oameni care, în copilărie, nu ar urmări niciodată împrăștierea stelelor pe cerul nopții. Această imagine arată deosebit de frumoasă în perioada de vara, când stelele par atât de apropiate și incredibil de strălucitoare. ÎN anul trecut Astronomii din întreaga lume sunt interesați în mod special de Andromeda, galaxia cea mai apropiată de casa noastră, Calea Lactee. Am decis să aflăm ce anume atrage oamenii de știință și dacă poate fi văzut cu ochiul liber.

Andromeda: scurtă descriere

Galaxia Andromeda, sau pur și simplu Andromeda, este una dintre cele mai mari. Este de aproximativ trei până la patru ori mai mare decât Calea Lactee, unde se află Sistemul Solar. Conține, conform estimărilor preliminare, aproximativ un trilion de stele.

Andromeda este o galaxie spirală; poate fi văzută pe cerul nopții chiar și fără dispozitive optice speciale. Dar rețineți că lumina din acest grup de stele durează mai mult de două milioane și jumătate de ani pentru a ajunge pe Pământul nostru! Astronomii spun că acum vedem Nebuloasa Andromeda așa cum era acum două milioane de ani. Nu este asta un miracol?

Nebuloasa Andromeda: din istoria observațiilor

Andromeda a fost observată pentru prima dată de un astronom din Persia. El a catalogat-o în 1946 și a descris-o ca pe o strălucire cețoasă. Șapte secole mai târziu, galaxia a fost descrisă de un astronom german care a observat-o de-a lungul timpului folosind un telescop.

La mijlocul secolului al XIX-lea, astronomii au stabilit că spectrul Andromedei era semnificativ diferit de galaxiile cunoscute anterior și au sugerat că era format din multe stele. Această teorie era complet justificată.

Galaxia Andromeda, fotografiată abia la sfârșitul secolului al XIX-lea, are o structură în spirală. Deși în acel moment era considerat doar o mare parte a Calei Lactee.

Structura galaxiei

Cu ajutorul telescoapelor moderne, astronomii au putut analiza structura nebuloasei Andromeda. Telescopul Hubble a făcut posibil să se vadă aproximativ patru sute de stele tinere care orbitează o gaură neagră. Acest cluster stelar are aproximativ două sute de milioane de ani. Această structură a galaxiei i-a surprins destul de pe oamenii de știință, deoarece până acum nici măcar nu și-au imaginat că stele se pot forma în jurul unei găuri negre. Conform tuturor legilor cunoscute anterior, procesul de condensare a gazului înainte de formarea unei stele este pur și simplu imposibil în condițiile unei găuri negre.

Nebuloasa Andromeda are mai multe galaxii pitice satelit; acestea sunt situate la periferia ei și ar putea ajunge acolo ca urmare a absorbției. Acest lucru este de două ori interesant datorită faptului că astronomii prevăd o coliziune între Calea Lactee și Galaxia Andromeda. Adevărat, acest eveniment fenomenal nu se va întâmpla curând.

Galaxia Andromeda și Calea Lactee: se îndreaptă una spre alta

Oamenii de știință au făcut anumite predicții de ceva timp, observând mișcarea ambelor sisteme stelare. Cert este că Andromeda este o galaxie care se mișcă constant spre Soare. La începutul secolului XX, un astronom american a fost capabil să calculeze viteza cu care are loc această mișcare. Această cifră, de trei sute de kilometri pe secundă, este încă folosită de toți astronomii din întreaga lume în observațiile și calculele lor.

Cu toate acestea, calculele lor diferă semnificativ. Unii oameni de știință susțin că galaxiile se vor ciocni doar în șapte miliarde de ani, dar alții sunt încrezători că viteza de mișcare a Andromedei este în continuă creștere și se poate aștepta o întâlnire peste patru miliarde de ani. Oamenii de știință nu exclud un scenariu în care, în câteva decenii, această cifră prezisă va scădea din nou semnificativ. În prezent, este încă general acceptat că o coliziune nu ar trebui să fie așteptată mai devreme de patru miliarde de ani de acum înainte. Cu ce ne amenință Andromeda (galaxia)?

Ciocnire: ce se va întâmpla?

Întrucât absorbția Căii Lactee de către Andromeda este inevitabilă, astronomii încearcă să simuleze situația pentru a avea măcar câteva informații despre acest proces. Conform datelor computerizate, ca urmare a absorbției, sistemul solar se va afla la periferia galaxiei, va zbura pe o distanță de o sută șaizeci de mii de ani lumină. În comparație cu poziția actuală a sistemului nostru solar spre centrul galaxiei, acesta se va îndepărta de acesta cu douăzeci și șase de mii de ani lumină.

Noua galaxie viitoare a primit deja numele Milkyhoney, iar astronomii susțin că, datorită fuziunii, va fi mai tânără cu cel puțin un miliard și jumătate de ani. În acest proces, se vor forma noi stele, care vor face galaxia noastră mult mai strălucitoare și mai frumoasă. Și ea își va schimba forma. Acum, Nebuloasa Andromeda se află la un anumit unghi față de Calea Lactee, dar în timpul procesului de fuziune sistemul rezultat va lua forma unei elipse și va deveni mai voluminos, ca să spunem așa.

Soarta umanității: vom supraviețui impactului?

Ce se va întâmpla cu oamenii? Cum va afecta întâlnirea galaxiilor Pământul nostru? În mod surprinzător, oamenii de știință spun că nu există absolut nicio cale!!! Toate schimbările vor fi exprimate în apariția de noi stele și constelații. Harta cerului se va schimba complet, pentru că ne vom găsi într-un colț complet nou și neexplorat al galaxiei.

Desigur, unii astronomi lasă un procent extrem de nesemnificativ de evoluții negative. În acest scenariu, Pământul s-ar putea ciocni cu Soarele sau cu un alt corp stelar din galaxia Andromeda.

Există planete în Nebuloasa Andromeda?

Oamenii de știință caută în mod regulat planete în galaxii. Ei nu renunță la încercările de a descoperi în vastitatea Căii Lactee o planetă asemănătoare ca caracteristici cu Pământul nostru. În acest moment, au fost deja descoperite și descrise peste trei sute de obiecte, dar toate sunt localizate în sistemul nostru stelar. În ultimii ani, astronomii au început să privească din ce în ce mai atent Andromeda. Există vreo planetă acolo?

În urmă cu treisprezece ani, un grup de astronomi folosea cea mai recentă metodă a emis ipoteza că în apropierea uneia dintre stele din Nebuloasa Andromeda există o planetă. Masa sa estimată este de șase la sută din cea mai mare planetă din sistemul nostru solar - Jupiter. Masa sa este de trei sute de ori masa Pământului.

În acest moment, această presupunere este în stadiul de testare, dar are toate șansele să devină o senzație. La urma urmei, până acum astronomii nu au descoperit planete în alte galaxii.

Se pregătește să caut o galaxie pe cer

După cum am spus deja, chiar și cu ochiul liber puteți vedea o galaxie vecină pe cerul nopții. Desigur, pentru asta trebuie să ai niște cunoștințe în domeniul astronomiei (cel puțin să știi cum arată constelațiile și să le poți găsi).

În plus, este aproape imposibil să vezi anumite grupuri de stele pe cerul nopții al orașului - poluarea luminoasă va împiedica observatorii să vadă măcar orice. Prin urmare, dacă tot vrei să vezi Nebuloasa Andromeda cu ochii tăi, atunci mergi într-un sat la sfârșitul verii, sau cel puțin într-un parc oraș unde nu există. cantitate mare felinare Cel mai bun timp Luna pentru observare este octombrie, dar din august până în septembrie este destul de clar vizibilă deasupra orizontului.

Nebuloasa Andromeda: schema de cautare

Mulți tineri astronomi amatori visează să afle cum arată cu adevărat Andromeda. Galaxia de pe cer seamănă cu un mic punct luminos, dar o puteți găsi datorită stele strălucitoare care se află în apropiere.

Cel mai simplu mod este de a găsi Cassiopeia pe cerul de toamnă - arată ca litera W, doar că mai alungită decât este de obicei notă în scris. De obicei, constelația este clar vizibilă în emisfera nordică și este situată în partea de est a cerului. Galaxia Andromeda se află mai jos. Pentru a-l vedea, trebuie să mai găsiți câteva repere.

Sunt trei stele strălucitoare sub Cassiopeia, sunt alungite într-o linie și au o nuanță roșu-portocaliu. Cel din mijloc, Mirak, este cel mai precis punct de referință pentru astronomii începători. Dacă trageți o linie dreaptă în sus, veți observa o mică pată luminoasă care seamănă cu un nor. Această lumină va fi galaxia Andromeda. Mai mult, strălucirea pe care o poți observa a fost trimisă pe Pământ chiar și atunci când nu era o singură persoană pe planetă. Informatie uimitoare, nu-i așa?

Dicţionar enciclopedic mare

Nebuloase extragalactice sau universuri insulare, sisteme stelare gigantice care conțin și gaze interstelare și praf. Sistemul solar face parte din galaxia noastră, Calea Lactee. Tot spațiul cosmic până la limitele în care pot pătrunde... ... Enciclopedia lui Collier

Sisteme stelare gigantice (până la sute de miliarde de stele); Acestea includ, în special, Galaxy noastră. Galaxiile sunt împărțite în eliptice (E), spirale (S) și neregulate (Ir). Cele mai apropiate galaxii de noi sunt Norii Magellanic (Ir) și nebuloasa... ... Dicţionar enciclopedic

Sisteme stelare gigantice, similare cu sistemul nostru stelar Galaxy (vezi Galaxy), care include sistemul solar. (Termenul „galaxii”, spre deosebire de termenul „Galaxie”, este scris cu litere mici.) Numele învechit G. ... ...

Galaxii- sisteme stelare gigantice cu un număr de stele de la zeci la sute de miliarde fiecare. Estimările moderne oferă aproximativ 150 de milioane de galaxii în Metagalaxia cunoscută nouă. Galaxiile sunt împărțite în eliptice (notate în astronomie prin litera E),... ... Începuturile științelor naturale moderne

Sisteme stelare gigantice (până la sute de miliarde de stele); Acestea includ, în special, Galaxy noastră. G. se împart în eliptice. (E), spirală (S) și neregulată (Ir). Cei mai apropiați de noi sunt G. Norii Magellanic (Ir) și Nebuloasa Andromeda (S). G.…… Științele naturii. Dicţionar enciclopedic

Galaxia Whirlpool (M51) și satelitul său NGC 5195. Fotografie a Observatorului Kitt Peak. Galaxiile care interacționează sunt galaxii situate suficient de aproape în spațiu încât gravitația reciprocă este semnificativ... Wikipedia

Sistemele stelare care diferă ca formă de cele spiralate și eliptice prin faptul că sunt haotice și zdrențuite. Uneori există N. g., care nu au o formă clară, sunt amorfe. Ele constau din stele amestecate cu praf, în timp ce majoritatea N. g.... ... Marea Enciclopedie Sovietică

- ... Wikipedia

Cărți

Galaxies, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitri Zigfridovich. A patra carte din seria „Astronomie și astrofizică” conține o prezentare generală idei moderne despre sisteme stelare gigantice - galaxii. Povestește despre istoria descoperirii galaxiilor, despre...
Galaxies, Surdin V.G.. A patra carte din seria „Astronomie și astrofizică” conține o privire de ansamblu asupra ideilor moderne despre sistemele stelare gigantice - galaxii. Povestește despre istoria descoperirii galaxiilor, despre...