Mliečna dráha. Vzdialenosť k najbližšej galaxii je úžasná

GALAXIE, „extragalaktické hmloviny“ alebo „ostrovné vesmíry“, sú obrovské hviezdne systémy, ktoré obsahujú aj medzihviezdny plyn a prach. slnečná sústava vstupuje do našej Galaxie - Mliečnej dráhy. Všetky priestor k hraniciam, kam môžu preniknúť najvýkonnejšie teleskopy, je vyplnená galaxiami. Astronómovia ich majú najmenej miliardu. Najbližšia galaxia sa nachádza vo vzdialenosti asi 1 milión svetelných rokov od nás. rokov (10 19 km), a do najvzdialenejších galaxií registrovaných ďalekohľadmi - miliardy svetelných rokov. Štúdium galaxií je jednou z najambicióznejších úloh astronómie.

Odkaz na históriu. Najjasnejšie a k nám najbližšie vonkajšie galaxie - Magellanove mračná - sú viditeľné voľným okom na južnej pologuli oblohy a Arabi ich poznali už v 11. storočí, rovnako ako najjasnejšiu galaxiu na severnej pologuli - Veľká hmlovina v Andromede. Znovuobjavením tejto hmloviny v roku 1612 pomocou ďalekohľadu nemeckého astronóma S. Mariusa (1570–1624) sa začalo vedecké štúdium galaxií, hmlovín a hviezdokôp. Mnoho hmlovín objavili rôzni astronómovia v 17. a 18. storočí; potom boli považované za oblaky svietiaceho plynu.

Myšlienkou hviezdnych systémov za galaxiou sa prvýkrát zaoberali filozofi a astronómovia 18. storočia: E. Swedenborg (1688–1772) vo Švédsku, T. Wright (1711–1786) v Anglicku, I. Kant (1724– 1804) v Prusku a .Lambert (1728–1777) v Alsasku a W. Herschel (1738–1822) v Anglicku. Avšak až v prvej štvrtine 20. storočia. existencia „ostrovných vesmírov“ bola jednoznačne dokázaná najmä vďaka práci amerických astronómov G. Curtisa (1872-1942) a E. Hubbla (1889-1953). Dokázali, že vzdialenosti od najjasnejších, a teda aj najbližších „bielych hmlovín“ sú oveľa väčšie ako veľkosť našej Galaxie. V rokoch 1924 až 1936 Hubble posunul hranicu prieskumu galaxií z blízkych systémov až k hraniciam 2,5-metrového ďalekohľadu na observatóriu Mount Wilson, t.j. až niekoľko stoviek miliónov svetelných rokov.

V roku 1929 Hubble objavil vzťah medzi vzdialenosťou ku galaxii a jej rýchlosťou. Tento vzťah, Hubbleov zákon, sa stal pozorovacím základom modernej kozmológie. Po skončení 2. svetovej vojny sa začalo aktívne štúdium galaxií pomocou nových veľkých ďalekohľadov s elektronickými zosilňovačmi svetla, automatickými meracími strojmi a počítačmi. Detekcia rádiovej emisie z našich a iných galaxií poskytla novú príležitosť na štúdium vesmíru a viedla k objavu rádiových galaxií, kvazarov a iných prejavov aktivity v jadrách galaxií. Detegovať umožnili mimoatmosférické pozorovania z paluby geofyzikálnych rakiet a satelitov röntgenových lúčov z jadier aktívnych galaxií a zhlukov galaxií.

Ryža. 1. Klasifikácia galaxií podľa Hubbleovho teleskopu

Prvý katalóg „hmlovín“ publikoval v roku 1782 francúzsky astronóm C. Messier (1730-1817). Tento zoznam zahŕňa hviezdokopy a plynné hmloviny v našej Galaxii, ako aj extragalaktické objekty. Messierove čísla objektov sa dodnes používajú; napríklad Messier 31 (M 31) je slávna hmlovina Andromeda, najbližšia veľká galaxia pozorovaná v súhvezdí Andromeda.

Systematický prieskum oblohy, ktorý začal W. Herschel v roku 1783, ho priviedol k objavu niekoľkých tisícok hmlovín na severnej oblohe. V tejto práci pokračoval jeho syn J. Herschel (1792-1871), ktorý robil pozorovania na južnej pologuli na Myse dobrej nádeje (1834-1838) a publikoval v roku 1864 Generálny adresár 5 tisíc hmlovín a hviezdokôp. V druhej polovici 19. stor k týmto objektom pribudli novoobjavené predmety a J. Dreyer (1852–1926) v roku 1888 publikoval Nový zdieľaný adresár (Nový všeobecný katalóg - NGC), vrátane 7814 objektov. S vydaním v roku 1895 a 1908 dvoch ďalších adresár-index(IC) počet objavených hmlovín a hviezdokôp presiahol 13 tis.. Označenie podľa katalógov NGC a IC sa odvtedy stalo všeobecne akceptovaným. Hmlovina Andromeda je teda označená buď M 31 alebo NGC 224. Samostatný zoznam 1249 galaxií jasnejších ako 13. magnitúda na základe fotografického prieskumu oblohy zostavili H. Shapley a A. Ames z Harvardského observatória v r. 1932.

Toto dielo bolo podstatne rozšírené o prvé (1964), druhé (1976) a tretie (1991) vydanie. Referenčný katalóg jasných galaxií J. de Vaucouleurs so zamestnancami. Rozsiahlejšie, ale menej podrobné katalógy založené na prezeraní fotografických tabuliek oblohy vydali v 60. rokoch F. Zwicky (1898-1974) v USA a B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) v ZSSR. Obsahujú cca. 30 tisíc galaxií do 15. magnitúdy. Podobný prieskum južnej oblohy bol nedávno dokončený pomocou 1-metrovej Schmidtovej kamery Európskeho južného observatória v Čile a britskej 1,2-metrovej Schmidtovej kamery v Austrálii.

Existuje príliš veľa galaxií slabších ako 15. magnitúda na to, aby sme ich vytvorili. V roku 1967 publikovali C. Shein a K. Virtanen výsledky počítania galaxií jasnejších ako 19. magnitúda (na sever od deklinácie 20) na platniach 50 cm astrografu Lick Observatory. Takéto galaxie sa ukázali byť cca. 2 milióny, nepočítajúc tie, ktoré pred nami ukrýva široký prachový pás Mliečnej dráhy. A ešte v roku 1936 Hubble na observatóriu Mount Wilson spočítal počet galaxií až do 21. magnitúdy v niekoľkých malých oblastiach rovnomerne rozmiestnených po nebeskej sfére (na sever od deklinácie 30). Podľa týchto údajov je na celej oblohe viac ako 20 miliónov galaxií jasnejších ako 21. magnitúda.

Klasifikácia. Existujú galaxie rôznych tvarov, veľkostí a svietivostí; niektoré z nich sú izolované, ale väčšina z nich má susedov alebo satelity, ktoré na ne pôsobia gravitačne. Galaxie sú spravidla tiché, ale často sa vyskytujú aktívne. V roku 1925 Hubble navrhol klasifikáciu galaxií na základe ich vzhľad. Neskôr ho zdokonalili Hubble a Shapley, potom Sandage a nakoniec Vaucouleur. Všetky galaxie v ňom sú rozdelené do 4 typov: eliptické, šošovkovité, špirálové a nepravidelné.

Eliptický(E) galaxie majú na fotografiách tvar elipsy bez ostrých hraníc a jasných detailov. Ich jas sa zvyšuje smerom k stredu. Sú to rotujúce elipsoidy tvorené starými hviezdami; ich zdanlivý tvar závisí od orientácie k línii pohľadu pozorovateľa. Pri pohľade od okraja dosahuje pomer dĺžok krátkej a dlhej osi elipsy  5/10 (označ. E5).

Ryža. 2 Eliptická galaxia ESO 325-G004

Lentikulárny(L alebo S 0) galaxie sú podobné eliptickým, ale okrem sféroidnej zložky majú tenký, rýchlo rotujúci rovníkový disk, niekedy s prstencovými štruktúrami, ako sú prstence Saturna. Lentikulárne galaxie pri pohľade zboku vyzerajú stlačenejšie ako eliptické: pomer ich osí dosahuje 2/10.

Ryža. 2. Galaxia Vreteno (NGC 5866), šošovkovitá galaxia v súhvezdí Draka.

Špirála(S) galaxie sa tiež skladajú z dvoch zložiek - sféroidnej a plochej, ale s viac či menej vyvinutou špirálovou štruktúrou v disku. Pozdĺž sekvencie podtypov So, Sb, sc, SD(od „skorých“ po „neskoré“ špirály) sa špirálové ramená stávajú hrubšími, zložitejšími a menej skrútenými a sféroid (centrálna kondenzácia, príp. vydutie) klesá. O špirálové galaxie na okraji nie sú špirálové ramená viditeľné, ale typ galaxie možno odvodiť z relatívnej jasnosti vydutiny a disku.

Ryža. 2. Príklad špirálovej galaxie, galaxie Veterník (Messier List 101 alebo NGC 5457)

Nesprávne(ja) galaxie sú dvoch hlavných typov: Magellanov typ, t.j. typu Magellanove oblaky, pokračujúc v slede špirál z sm predtým Im a nemagellanského typu ja 0, ktoré majú chaotické tmavé prachové pásy nad sféroidnou alebo diskovou štruktúrou, ako je šošovkovitá alebo skorá špirálová štruktúra.

Ryža. 2. NGC 1427A, príklad nepravidelnej galaxie.

Typy L a S sú rozdelené do dvoch čeľadí a dvoch druhov v závislosti od prítomnosti alebo neprítomnosti lineárnej štruktúry prechádzajúcej stredom a pretínajúcej disk ( bar), ako aj centrálne symetrický prstenec.

Ryža. 2. Počítačový model galaxie Mliečna dráha.

Ryža. 1. NGC 1300, príklad špirálovej galaxie s priečkou.

Ryža. 1. TROJROZMERNÁ KLASIFIKÁCIA GALAXÍ. Hlavné typy: E, L, S, I sú v sérii od E predtým Im; rodiny obyčajných A a prekrížené B; milý s a r. Nižšie uvedené kruhové diagramy sú prierezom hlavnej konfigurácie v oblasti špirálových a šošovkovitých galaxií.

Ryža. 2. ZÁKLADNÉ RODINY A TYPY ŠTIRÁL na úseku hlavnej konfigurácie v oblasti Sb.

Existujú aj iné klasifikačné schémy pre galaxie založené na jemnejších morfologických detailoch, ale objektívna klasifikácia založená na fotometrických, kinematických a rádiových meraniach ešte nebola vyvinutá.

Zlúčenina. Dve štrukturálne zložky – sféroid a disk – odrážajú rozdiel v hviezdnej populácii galaxií, ktorú v roku 1944 objavil nemecký astronóm W. Baade (1893–1960).

Obyvateľstvo I, prítomný v nepravidelných galaxiách a špirálových ramenách, obsahuje modrých obrov a supergiantov spektrálnych typov O a B, červených supergiantov tried K a M a medzihviezdny plyn a prach s jasnými oblasťami ionizovaného vodíka. Obsahuje tiež hviezdy hlavnej postupnosti s nízkou hmotnosťou, ktoré sú viditeľné v blízkosti Slnka, ale nerozoznateľné vo vzdialených galaxiách.

Obyvateľstvo II, prítomný v eliptických a šošovkovitých galaxiách, ako aj v centrálnych regiónochšpirálach a v guľových hviezdokopách obsahuje červených obrov z triedy G5 až K5, podobrov a pravdepodobne aj podtrpaslíkov; obsahuje planetárne hmloviny a výrony nov (obr. 3). Na obr. Obrázok 4 ukazuje vzťah medzi spektrálnymi triedami (alebo farbou) hviezd a ich svietivosťou v rôznych populáciách.

Ryža. 3. HVIEZDNE POPULÁCIE. Fotografia špirálovej galaxie Andromeda ukazuje, že v jej disku sú sústredení modrí obri a superobri Populácie I a centrálna časť pozostáva z červených hviezd Populácie II. Viditeľné sú aj satelity hmloviny Andromeda: galaxia NGC 205 ( na spodku) a M 32 ( hore v ľavo). Najjasnejšie hviezdy na tejto fotografii patria našej galaxii.

Ryža. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELLOV DIAGRAM, ktorý ukazuje vzťah medzi spektrálnou triedou (alebo farbou) a svietivosťou hviezd iný typ. I: Populácia I mladé hviezdy typické pre špirálové ramená. II: staré hviezdy Populácia I; III: Hviezdy starej populácie II, typické pre guľové hviezdokopy a eliptické galaxie.

Spočiatku sa predpokladalo, že eliptické galaxie obsahujú iba populáciu II a nepravidelné galaxie iba populáciu I. Ukázalo sa však, že galaxie zvyčajne obsahujú zmes dvoch hviezdnych populácií v rôznych pomeroch. Podrobná analýza populácie je možná len pre niekoľko blízkych galaxií, ale merania farby a spektra vzdialených systémov ukazujú, že rozdiel v ich hviezdnych populáciách môže byť výraznejší, než si Baade myslel.

Vzdialenosť. Meranie vzdialeností vzdialených galaxií je založené na stupnici absolútnej vzdialenosti k hviezdam našej Galaxie. Inštaluje sa niekoľkými spôsobmi. Najzásadnejšou je metóda trigonometrických paralax, ktorá pôsobí až do vzdialenosti 300 sv. rokov. Ďalšie metódy sú nepriame a štatistické; sú založené na štúdiu vlastných pohybov, radiálnych rýchlostí, jasnosti, farby a spektra hviezd. Na základe nich sú absolútne hodnoty New a premenné typu RR Lyrae a  Cepheus, ktoré sa stávajú primárnymi ukazovateľmi vzdialenosti k najbližším galaxiám, kde sú viditeľné. Guľové hviezdokopy, najjasnejšie hviezdy a emisné hmloviny týchto galaxií sa stávajú sekundárnymi ukazovateľmi a umožňujú určiť vzdialenosti k vzdialenejším galaxiám. Nakoniec sa ako terciárne ukazovatele používajú priemery a svietivosti samotných galaxií. Ako meradlo vzdialenosti astronómovia zvyčajne používajú rozdiel medzi zdanlivou veľkosťou objektu m a jeho absolútnu veľkosť M; táto hodnota ( m-M) sa nazýva „zdanlivý modul vzdialenosti“. Ak chcete poznať skutočnú vzdialenosť, musíte ju korigovať na absorpciu svetla medzihviezdnym prachom. V tomto prípade chyba zvyčajne dosahuje 10-20%.

Mierka extragalaktickej vzdialenosti sa z času na čas reviduje, čo znamená, že sa menia aj iné parametre galaxií, ktoré závisia od vzdialenosti. V tabuľke. 1 ukazuje najpresnejšie vzdialenosti k najbližším skupinám galaxií v súčasnosti. K vzdialenejším galaxiám vzdialeným miliardy svetelných rokov sa vzdialenosti odhadujú s nízkou presnosťou podľa ich červeného posunu ( Pozri nižšie: Povaha červeného posunu).

Tabuľka 1. VZDALENOSTI K NAJBLIŽŠÍM GALAXÍM, ICH SKUPINÁM A KLUBOM
galaxia alebo skupina	Zdanlivý modul vzdialenosti (m-M )	Vzdialenosť, mil. rokov
Veľký Magellanov oblak
Malý Magellanov oblak
Andromeda Group (M 31)
Skupina sochárov
Skupina B. Medvedica (M 81)
Zhluk v Panne
Akumulácia v peci

Svietivosť. Meraním povrchovej jasnosti galaxie sa získa celková svietivosť jej hviezd na jednotku plochy. Zmena povrchovej svietivosti so vzdialenosťou od stredu charakterizuje štruktúru galaxie. Eliptické systémy, ako najpravidelnejšie a symetrické, boli študované podrobnejšie ako iné; vo všeobecnosti sú opísané jedným zákonom svietivosti (obr. 5, a):

Ryža. 5. ROZDELENIE SVETLOSTI GALAXIE. a– eliptické galaxie (uvedený je logaritmus povrchovej jasnosti v závislosti od štvrtej odmocniny zmenšeného polomeru ( r/r e) 1/4 , kde r je vzdialenosť od stredu a r e je efektívny polomer obsahujúci polovicu celkovej svietivosti galaxie); b– šošovkovitá galaxia NGC 1553; v- tri normálne špirálové galaxie (vonkajšia časť každej z čiar je rovná, čo naznačuje exponenciálnu závislosť svietivosti od vzdialenosti).

Údaje o lentikulárnych systémoch nie sú také úplné. Profily ich svietivosti (obr. 5, b) sa líšia od profilov eliptických galaxií a majú tri hlavné oblasti: jadro, šošovku a obal. Zdá sa, že tieto systémy sú medziľahlé medzi eliptickými a špirálovými systémami.

Špirály sú veľmi rôznorodé, ich štruktúra je zložitá a neexistuje jednotný zákon pre rozloženie ich svietivosti. Zdá sa však, že v jednoduchých špirálach ďaleko od jadra sa povrchová svietivosť disku smerom k periférii exponenciálne znižuje. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká vysoká, ako sa pri pohľade na fotografie galaxií zdá. Ramená nepridávajú viac ako 20% k svietivosti disku v modrých lúčoch a oveľa menej v červených. Príspevok k svietivosti z vydutia klesá z So do SD(obr. 5, v).

Meraním zdanlivej veľkosti galaxie m a určenie jeho dištančného modulu ( m-M), vypočítajte absolútnu hodnotu M. Najjasnejšie galaxie, okrem kvazarov, M -22, t.j. ich svietivosť je takmer 100 miliárd krát väčšia ako svietivosť Slnka. A najmenšie galaxie M10, t.j. svietivosť cca. 10 6 solárny. Rozdelenie počtu galaxií podľa M, nazývaná „funkcia svietivosti“, je dôležitou charakteristikou galaktickej populácie vesmíru, ale nie je ľahké ju presne určiť.

Pre galaxie vybrané do určitej limitnej viditeľnej magnitúdy funguje svietivosť každého typu samostatne E predtým sc takmer gaussovský (zvonovitý) s priem absolútna hodnota v modrých lúčoch M m= 18,5 a disperzia  0,8 (obr. 6). Ale galaxie neskorého typu z SD predtým Im a eliptické trpaslíky sú slabšie.

Pre kompletnú vzorku galaxií v danom objeme priestoru, napríklad v zhluku, funkcia svietivosti strmo rastie s klesajúcou svietivosťou, t.j. Počet trpasličích galaxií je mnohonásobne väčší ako počet obrovských.

Ryža. 6. FUNKCIA GALAXY LUMINOSITY. a– vzorka je jasnejšia ako určitá limitná viditeľná hodnota; b je plná vzorka v určitom veľkom priestore. Všimnite si veľkú väčšinu trpasličích systémov s M B< -16.

Veľkosť. Keďže hustota hviezd a svietivosť galaxií postupne klesá smerom von, otázka ich veľkosti v skutočnosti spočíva na schopnostiach ďalekohľadu, na jeho schopnosti rozlíšiť slabú žiaru vonkajších oblastí galaxie na pozadí žiary noci. obloha. Moderná technológia umožňuje registrovať oblasti galaxií s jasom menším ako 1 % jasu oblohy; to je asi miliónkrát menej ako jasnosť jadier galaxií. Podľa tohto izofotu (čiary rovnakej jasnosti) sa priemery galaxií pohybujú od niekoľkých tisíc svetelných rokov v trpasličích systémoch až po stovky tisíc v obrovských. Priemery galaxií spravidla dobre korelujú s ich absolútnou svietivosťou.

Spektrálna trieda a farba. Prvý spektrogram galaxie – hmlovina Andromeda, ktorý získal na observatóriu v Postupime v roku 1899 J. Scheiner (1858–1913), svojimi absorpčnými čiarami pripomína spektrum Slnka. Hromadné štúdium spektier galaxií začalo vytvorením „rýchlych“ spektrografov s nízkou disperziou (200–400 / mm); neskoršia aplikácia elektronické zosilňovače obrazu umožnili zvýšiť rozptyl na 20–100/mm. Morganove pozorovania na Yerkes Observatory ukázali, že napriek zložitému hviezdnemu zloženiu galaxií sú ich spektrá zvyčajne blízke spektrám hviezd určitej triedy z r. A predtým K a medzi spektrom a morfologickým typom galaxie je badateľná korelácia. Spravidla triedne spektrum A majú nepravidelné galaxie Im a špirály sm a SD. triedne spektrá A–F pri špirálach SD a sc. Preniesť z sc do Sb sprevádzaná zmenou spektra od F do F–G a špirály Sb a So, šošovkové a eliptické systémy majú spektrá G a K. Pravda, neskôr sa ukázalo, že žiarenie galaxií spektrálnej triedy A v skutočnosti pozostáva zo zmesi svetla z obrovských hviezd spektrálnych typov B a K.

Okrem absorpčných čiar mnohé galaxie vykazujú emisné čiary, ako napríklad emisné hmloviny Mliečnej dráhy. Zvyčajne ide o vodíkové vedenia série Balmer, napríklad H  na  6563, dublety ionizovaného dusíka (N II) na  6548 a 6583 a síra (S II) na  6717 a 6731, zapnutý ionizovaný kyslík (O II).  3726 a 3729 a dvakrát ionizovaný kyslík (O III) zapnutý  4959 a 5007. Intenzita emisných čiar zvyčajne koreluje s množstvom plynu a superobrích hviezd v diskoch galaxií: tieto čiary chýbajú alebo sú veľmi slabé v eliptických a šošovkovitých galaxiách, ale pribúdajú u špirálových a nepravidelných - od r. So do Im. Okrem toho intenzita emisných čiar prvkov ťažších ako vodík (N, O, S) a pravdepodobne aj relatívny výskyt týchto prvkov od jadra k okrajom diskových galaxií klesá. Niektoré galaxie majú vo svojich jadrách nezvyčajne silné emisné čiary. V roku 1943 objavil K. Seifert zvláštny typ galaxií s veľmi širokými čiarami vodíka v jadrách, čo naznačuje ich vysokú aktivitu. Svietivosť týchto jadier a ich spektrá sa časom menia. Vo všeobecnosti sú jadrá Seyfertových galaxií podobné kvazarom, aj keď nie také silné.

Pozdĺž morfologickej postupnosti galaxií sa mení integrálny index ich farby ( B-V), t.j. rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe B a žltá V lúče. Priemerný farebný index hlavných typov galaxií je nasledovný:

Na tejto škále 0,0 zodpovedá biela farba, 0,5 - žltkastá, 1,0 - červenkastá.

Pri detailnej fotometrii sa zvyčajne ukáže, že farba galaxie sa mení od jadra k okraju, čo naznačuje zmenu v zložení hviezd. Väčšina galaxií je vo vonkajších oblastiach modrejšia ako v jadre; je to oveľa výraznejšie v špirálach ako v eliptických telesách, pretože ich disky obsahujú veľa mladých modrých hviezd. Nepravidelné galaxie, ktoré zvyčajne nemajú jadro, sú často v strede modrejšie ako na okraji.

Rotácia a hmotnosť. Rotácia galaxie okolo osi prechádzajúcej stredom vedie k zmene vlnovej dĺžky čiar v jej spektre: čiary z oblastí galaxie, ktoré sa k nám blížia, sú posunuté do fialovej časti spektra a z ustupujúcej regióny - do červenej (obr. 7). Podľa Dopplerovho vzorca je relatívna zmena vlnovej dĺžky čiary   / = V r /c, kde c je rýchlosť svetla a V r je radiálna rýchlosť, t.j. zložka rýchlosti zdroja pozdĺž línie pohľadu. Obdobia revolúcie hviezd okolo centier galaxií sú stovky miliónov rokov a rýchlosť ich orbitálneho pohybu dosahuje 300 km/s. Rýchlosť otáčania disku zvyčajne dosiahne svoju maximálnu hodnotu ( V M) v určitej vzdialenosti od stredu ( r M), a potom klesá (obr. 8). Naša galaxia V M= 230 km/s na vzdialenosť r M= 40 tisíc sv. rokov od centra:

Ryža. 7. SPEKTRÁLNE ČIARY GALAXIE, rotujúce okolo osi N, keď je štrbina spektrografu orientovaná pozdĺž osi ab. Čiara od vzďaľujúceho sa okraja galaxie ( b) sa odkloní na červenú stranu (R) a od približujúceho sa okraja ( a) na ultrafialové (UV).

Ryža. 8. KRIVKA OTÁČANIA GALAXIE. Rýchlosť otáčania V r dosahuje svoju maximálnu hodnotu V M v diaľke R M od stredu galaxie a potom pomaly klesá.

Absorpčné čiary a emisné čiary v spektrách galaxií majú rovnaký tvar, preto hviezdy a plyn v disku rotujú rovnakou rýchlosťou v rovnakom smere. Keď je podľa polohy tmavých prachových pásov na disku možné pochopiť, ktorý okraj galaxie je bližšie k nám, môžeme zistiť smer krútenia špirálových ramien: vo všetkých študovaných galaxiách zaostávajú t.j. pri pohybe od stredu sa rameno ohýba do strany, opačný smer rotácia.

Analýza rotačnej krivky umožňuje určiť hmotnosť galaxie. V najjednoduchšom prípade, prirovnaním gravitačnej sily k odstredivej sile, získame hmotnosť galaxie na obežnej dráhe hviezdy: M = rV r 2 /G, kde G je gravitačná konštanta. Analýza pohybu periférnych hviezd umožňuje odhadnúť celkovú hmotnosť. Naša galaxia má hmotnosť cca. 210 11 hmotnosti Slnka, pre hmlovinu Andromeda 410 11 , pre Veľké Magellanovo mračno - 1510 9 . Hmotnosti diskových galaxií sú približne úmerné ich svietivosti ( L), teda pomer M/L majú takmer rovnaké a pre svietivosť v modrých lúčoch sú rovnaké M/L 5 v jednotkách hmotnosti a svietivosti Slnka.

Hmotnosť sféroidnej galaxie sa dá odhadnúť rovnakým spôsobom, pričom namiesto rýchlosti rotácie disku sa vezme rýchlosť chaotického pohybu hviezd v galaxii (  v), ktorá sa meria šírkou spektrálnych čiar a nazýva sa disperzia rýchlosti: M  R v 2 /G, kde R je polomer galaxie (viriálna veta). Rozptyl rýchlosti hviezd v eliptických galaxiách je zvyčajne od 50 do 300 km/s a hmotnosti sú od 10 9 hmotností Slnka v trpasličích systémoch po 10 12 v obrovských.

rádiové vyžarovanie Mliečnu dráhu objavil K. Jánsky v roku 1931. Prvú rádiovú mapu Mliečnej dráhy dostal G. Reber v roku 1945. Toto žiarenie prichádza v širokom rozsahu vlnových dĺžok  alebo frekvencie  = c/ , od niekoľkých megahertzov (   100 m) až desiatky gigahertzov (   1 cm) a nazýva sa „kontinuálny“. Sú za to zodpovedné viaceré fyzikálne procesy, z ktorých najdôležitejším je synchrotrónové žiarenie medzihviezdnych elektrónov pohybujúcich sa takmer rýchlosťou svetla v slabom medzihviezdnom magnetickom poli. V roku 1950 R. Brown a C. Hazard (Jodrell Bank, Anglicko) objavili súvislé žiarenie s vlnovou dĺžkou 1,9 m z hmloviny Andromeda a potom z mnohých ďalších galaxií. Normálne galaxie, ako je naša alebo M 31, sú slabými zdrojmi rádiových vĺn. Vyžarujú v rádiovom dosahu sotva jednu milióntinu svojho optického výkonu. Ale v niektorých nezvyčajných galaxiách je toto žiarenie oveľa silnejšie. Najbližšie „rádiové galaxie“ Panna A (M 87), Kentaur A (NGC 5128) a Perseus A (NGC 1275) majú rádiovú svietivosť 10–4 10–3 optickej. A pre vzácne objekty, ako je rádiová galaxia Cygnus A, sa tento pomer blíži k jednote. Len niekoľko rokov po objavení tohto silného rádiového zdroja bolo možné nájsť slabú galaxiu, ktorá je s ním spojená. Mnoho slabých rádiových zdrojov, pravdepodobne spojených so vzdialenými galaxiami, ešte nebolo identifikovaných s optickými objektmi.

Mliečna dráha je veľmi charakteristický predstaviteľ vlastného typu galaxie – takej obrovskej, že svetlu trvá viac ako 100 000 rokov, kým prejde 300 000 kilometrov za sekundu cez galaxiu od okraja k okraju. Zem a Slnko sa nachádzajú vo vzdialenosti asi 30 tisíc svetelných rokov od stredu Mliečnej dráhy. Ak by sme sa pokúsili poslať správu hypotetickej bytosti žijúcej v blízkosti stredu našej galaxie, odpoveď by sme dostali až o 60 000 rokov neskôr. Správa odoslaná rýchlosťou lietadla (600 míľ alebo 1000 kilometrov za hodinu) v čase zrodu vesmíru by teraz preletela iba polovicu cesty do stredu Galaxie a čas čakania na odpoveď bude 70 miliárd rokov.

Niektoré galaxie sú oveľa väčšie ako naše. Priemery najväčších z nich - obrovských galaxií emitujúcich veľké množstvo energie vo forme rádiových vĺn, akým je napríklad známy objekt južnej oblohy – Centaurus A, stonásobok priemeru Mliečnej dráhy. Na druhej strane, vo vesmíre je veľa relatívne malých galaxií. Veľkosť trpasličích eliptických galaxií (typický zástupca je v súhvezdí Draka) je len asi 10 tisíc svetelných rokov. Samozrejme, aj tieto nenápadné objekty sú takmer nepredstaviteľne obrovské: hoci galaxiu v súhvezdí Draco možno nazvať trpasličou galaxiou, jej priemer presahuje 160 000 000 000 000 000 kilometrov.

Hoci vesmír obývajú miliardy galaxií, nie sú vôbec stiesnené: Vesmír je dostatočne veľký na to, aby sa doň galaxie pohodlne zmestili, a stále je tu veľa voľného priestoru. Typická vzdialenosť medzi jasnými galaxiami je asi 5-10 miliónov svetelných rokov; zvyšný objem zaberajú trpasličie galaxie. Ak však vezmeme do úvahy ich veľkosti, ukáže sa, že galaxie sú k sebe relatívne oveľa bližšie ako napríklad hviezdy v okolí Slnka. Priemer hviezdy je zanedbateľný v porovnaní so vzdialenosťou k najbližšej susednej hviezde. Priemer Slnka je len asi 1,5 milióna kilometrov, zatiaľ čo vzdialenosť k najbližšej hviezde k nám je 50 miliónov krát väčšia.

Aby sme si mohli predstaviť obrovské vzdialenosti medzi galaxiami, mentálne zmenšíme ich veľkosť na výšku priemerného človeka. Potom v typickej oblasti Vesmíru budú „dospelé“ (svetlé) galaxie od seba vzdialené v priemere 100 metrov a medzi nimi sa bude nachádzať malý počet detí. Vesmír by bol ako obrovské baseballové ihrisko s veľkým priestorom medzi hráčmi. Len na niektorých miestach, kde sa galaxie zhromažďujú v tesných zhlukoch. náš zmenšený model vesmíru je ako mestský chodník a nikde by to nebolo niečo ako párty alebo vagón metra v dopravnej špičke. Ak by sa však hviezdy typickej galaxie zredukovali na mieru ľudského rastu, potom by sa ukázalo, že oblasť je extrémne riedko osídlená: najbližší sused by žil vo vzdialenosti 100 000 kilometrov, čo je asi štvrtina vzdialenosti. zo Zeme na Mesiac.

Z týchto príkladov by malo byť zrejmé, že galaxie sú vo vesmíre rozptýlené pomerne zriedkavo a pozostávajú najmä z prázdneho priestoru. Aj keď vezmeme do úvahy riedky plyn, ktorý vypĺňa priestor medzi hviezdami, priemerná hustota hmoty je stále extrémne nízka. Svet galaxií je obrovský a takmer prázdny.

Galaxie vo vesmíre nie sú rovnaké. Niektoré z nich sú rovné a okrúhle, iné sú sploštené, rozprestierajú sa v špirálach a niektoré nemajú takmer žiadnu štruktúru. Astronómovia na základe priekopníckej práce Edwina Hubbla publikovaného v 20. rokoch 20. storočia klasifikujú galaxie podľa ich tvaru do troch hlavných typov: eliptické, špirálové a nepravidelné, označené E, S a Irr.

Z veľkých hviezdnych systémov v našej blízkosti je hmlovina Andromeda (M31) - špirálová galaxia 2,6-krát väčšia ako náš domov - galaxia Mliečna dráha: jej priemer je 260 tisíc svetelných rokov. Hmlovina Andromeda sa nachádza vo vzdialenosti 2,5 milióna svetelných rokov (772 kiloparsekov) od nás a jej hmotnosť je 300 miliárd hmotností Slnka. Pozostáva z približne bilióna hviezd (pre porovnanie: Mliečna dráha obsahuje asi 100 miliárd hviezd).

Hmlovina Andromeda je od nás najvzdialenejším vesmírnym objektom, ktorý možno pozorovať na hviezdnej oblohe ( Severná hemisféra) voľným okom aj v mestských svetelných podmienkach - vyzerá ako svietiaci rozmazaný ovál. Zároveň treba pripomenúť, že vzhľadom na to, že svetlo z galaxie Andromeda k nám prichádza 2,5 milióna rokov, vidíme ju takú, aká bola pred 2,5 miliónmi rokov, a nevieme, ako vyzerá v prítomný okamih.

B - Galaxia Andromeda c ultrafialové lúče

Astronómovia zistili, že galaxia Andromeda a naša Galaxia sa k sebe približujú rýchlosťou 100-140 km/s. Približne o 3-4 miliardy rokov môže dôjsť k ich zrážke a následne splynú do jednej obrovskej galaxie. Ponáhľame sa upokojiť tých, ktorí sa obávajú o osud slnečnej sústavy v dôsledku tejto kolízie: s najväčšou pravdepodobnosťou nedôjde k žiadnemu dopadu na Slnko a planéty. Procesy spájania galaxií nie sú sprevádzané katastrofickými zrážkami hviezd, pretože vzdialenosti medzi hviezdami sú veľmi veľké v porovnaní s veľkosťou samotných hviezd.

Netreba si však myslieť, že proces zlučovania galaxií, ktorý trvá milióny rokov, prebieha bez dramatických účinkov. Keď sa dve galaxie priblížia k sebe, ako prvé sa dotknú oblaky medzihviezdneho plynu. V dôsledku ich rýchleho prenikania sa ich hustota dramaticky zvyšuje, zahrievajú sa a rastúci tlak mení tieto plynové a prachové oblaky na centrá vzniku nových hviezd. Začína sa búrlivý, výbušný proces tvorby hviezd, sprevádzaný zábleskami, výbuchmi a vyvrhovaním monštruózne roztiahnutých prúdov prachu a plynu.

Ale späť k našim susedom. Druhá k nám najbližšia špirálová galaxia je M33. Nachádza sa v súhvezdí Trojuholník a je od nás vzdialený 2,4 milióna svetelných rokov. V priemere je 2-krát menšia ako Mliečna dráha a 4-krát menšia ako galaxia Andromeda. Dá sa to vidieť aj voľným okom, ale len za bezmesačnej noci a mimo mesta. Vyzerá to ako matná hmlistá škvrna medzi α Trianguli a τ Pisces.

A - poloha galaxie na hviezdnej oblohe
B - Galaxia Triangulum (foto NASA v ultrafialovom a viditeľnom rozsahu)

Všetky ostatné galaxie v našom bezprostrednom okolí sú trpasličie eliptické a nepravidelné galaxie. Z nepravidelných galaxií, ktoré sú nám najbližšie, nás najviac zaujímajú dve: Veľké a malé Magellanove oblaky.

Magellanove oblaky sú satelity našej galaxie Mliečna dráha. Sú viditeľné aj voľným okom, avšak iba na južnej pologuli. Veľký Magellanov oblak sa nachádza v súhvezdí Dorado. Je od nás vzdialená 170 000 svetelných rokov (50 kiloparsekov), má priemer 20 000 svetelných rokov a obsahuje asi 30 miliárd hviezd. Napriek tomu, že patrí k typu nepravidelných galaxií, Veľký Magellanov oblak má štruktúru blízku skríženým špirálovým galaxiám. Má všetky typy hviezd, ktoré sú známe v Mliečnej dráhe. Ďalší zaujímavý objekt bol objavený vo Veľkom Magellanovom oblaku – jednom z najjasnejších medzi známymi plynovými a prachovými komplexmi s dĺžkou 700 svetelných rokov – hmlovina tarantula, centrum rýchlej tvorby hviezd.

Fotografovanie pomocou ďalekohľadu TRAPPIST (Observatórium La Silla, Čile)

Malý Magellanov mrak je 3-krát menší ako Veľký a tiež pripomína skríženú špirálovú galaxiu. Nachádza sa v súhvezdí Tukan, vedľa Dorada. Vzdialenosť od nás k tejto galaxii je 210 tisíc svetelných rokov (60 kiloparsekov).

Magellanove oblaky sú obklopené spoločným obalom neutrálneho vodíka nazývaným Magellanov systém.

Obe Magellanove oblaky sú obeťami galaktický kanibalizmus zo strany Mliečnej dráhy: gravitačný vplyv našej Galaxie ich postupne ničí a priťahuje hmotu týchto galaxií k sebe. Preto a nepravidelný tvar Magellanove oblaky. Odborníci sa domnievajú, že ide o pozostatky dvoch malých galaxií v procese postupného miznutia. Podľa astronómov v priebehu nasledujúcich 10 miliárd rokov Mliečna dráha úplne pohltí všetku hmotu Magellanových oblakov. Podobné procesy prebiehajú aj medzi samotnými Magellanovými mračnami: Veľký Magellanov oblak vďaka svojej gravitácii „kradne“ z Malého Magellanovho oblaku milióny hviezd. Možno táto skutočnosť vysvetľuje vysokú aktivitu tvorby hviezd v hmlovine Tarantula: táto oblasť sa nachádza práve v dráhe toku plynu, ktorý je ťahaný gravitáciou Veľkého Magellanovho mračna z Malého.

Na príklade diania v okolí našej Galaxie sa teda opäť môžete presvedčiť, že spájanie galaxií a pohlcovanie malých galaxií väčšími je v galaktickom živote úplne bežný jav.

Naša galaxia, galaxia Andromeda a galaxia Triangulum tvoria skupinu galaxií spojených gravitačnou interakciou. Volajú ju Miestna skupina galaxií. Veľkosť miestnej skupiny je 1,5 megaparseku. Okrem troch veľkých špirálových galaxií zahŕňa Miestna skupina viac ako 50 trpasličích a nepravidelných galaxií (v tvare). Galaxia Andromeda má teda najmenej 19 satelitných galaxií, naša Galaxia má 14 známych satelitov (stav z roku 2005). Okrem nich Miestna skupina zahŕňa ďalšie trpasličie galaxie, ktoré nie sú satelitmi veľkých galaxií.

Astronómia je úžasne fascinujúca veda, ktorá odhaľuje zvedavým mysliam všetku rozmanitosť vesmíru. Sotva existujú ľudia, ktorí by v detstve nikdy nesledovali rozptyl hviezd na nočnej oblohe. Tento obrázok vyzerá obzvlášť krásne letné obdobie keď sa hviezdy zdajú byť tak blízko a neuveriteľne jasné. AT posledné roky Astronómovia na celom svete sa obzvlášť zaujímajú o Andromedu, galaxiu najbližšie k našej Mliečnej dráhe. Rozhodli sme sa zistiť, čo presne na ňom vedcov láka a či ho možno vidieť aj voľným okom.

Andromeda: stručný popis

Hmlovina Andromeda alebo jednoducho Andromeda je jednou z najväčších galaxií v galaxii. Je väčšia ako naša Mliečna dráha, kde sa nachádza slnečná sústava, približne tri až štyrikrát. V ňom podľa predbežných odhadov asi jeden bilión hviezd.

Andromeda je špirálová galaxia, na nočnej oblohe ju možno vidieť aj bez špeciálnych optických zariadení. Majte však na pamäti, že svetlo z tejto hviezdokopy putuje na našu Zem viac ako dva a pol milióna rokov! Astronómovia hovoria, že teraz vidíme hmlovinu Andromeda tak, ako bola pred dvoma miliónmi rokov. Nie je to zázrak?

Hmlovina Andromeda: z histórie pozorovaní

Andromedu prvýkrát videl astronóm z Perzie. Katalogizoval ho v roku 1946 a opísal ho ako hmlistú žiaru. O sedem storočí neskôr galaxiu opísal nemecký astronóm, ktorý ju dlho pozoroval ďalekohľadom.

V polovici devätnásteho storočia astronómovia zistili, že spektrum Andromedy sa výrazne líši od predtým známych galaxií a navrhli, že sa skladá z mnohých hviezd. Táto teória je plne opodstatnená.

Galaxia Andromeda, ktorá bola odfotografovaná až na konci devätnásteho storočia, má špirálovitú štruktúru. Hoci sa v tých časoch považovala len za veľkú časť Mliečnej dráhy.

Štruktúra galaxie

S pomocou moderných ďalekohľadov sa astronómom podarilo analyzovať štruktúru hmloviny Andromeda. Hubblov teleskop umožnil vidieť asi štyristo mladých hviezd otáčajúcich sa okolo čiernej diery. Táto hviezdokopa je stará približne 200 miliónov rokov. Táto štruktúra galaxie bola pre vedcov veľmi prekvapivá, pretože doteraz ani len netušili, že okolo čiernej diery môžu vzniknúť hviezdy. Podľa všetkých doteraz známych zákonov je proces kondenzácie plynu na vytvorenie hviezdy v podmienkach čiernej diery jednoducho nemožný.

Hmlovina Andromeda má niekoľko satelitných trpasličích galaxií, ktoré sa nachádzajú na jej okraji a mohli by tam byť v dôsledku absorpcie. To je dvojnásobne zaujímavé vzhľadom na to, že astronómovia predpovedajú kolíziu medzi Mliečnou dráhou a galaxiou Andromeda. Je pravda, že táto fenomenálna udalosť sa stane veľmi skoro.

Galaxia Andromeda a Mliečna dráha: pohybujúce sa k sebe

Vedci už dlho robia určité predpovede pozorovaním pohybu oboch hviezdnych systémov. Faktom je, že Andromeda je galaxia, ktorá sa neustále pohybuje smerom k Slnku. Začiatkom dvadsiateho storočia dokázal americký astronóm vypočítať rýchlosť, akou k tomuto pohybu dochádza. Toto číslo, ktoré je tristo kilometrov za sekundu, stále používajú všetci astronómovia na svete pri svojich pozorovaniach a výpočtoch.

Ich výpočty sa však výrazne líšia. Niektorí vedci tvrdia, že galaxie sa zrazia až po siedmich miliardách rokov, iní sú si istí, že rýchlosť Andromedy neustále rastie a stretnutie možno očakávať o štyri miliardy rokov. Vedci nevylučujú taký scenár, v ktorom sa o niekoľko desaťročí tento predpokladaný údaj opäť výrazne zníži. V súčasnosti sa však všeobecne uznáva, že kolízie netreba očakávať skôr ako o štyri miliardy rokov. Čo nás ohrozuje Andromeda (galaxia)?

Kolízia: čo sa stane?

Keďže absorpcia Mliečnej dráhy Andromedou je nevyhnutná, astronómovia sa snažia simulovať situáciu, aby mali aspoň nejaké informácie o tento proces. Podľa počítačových údajov bude slnečná sústava v dôsledku absorpcie na okraji galaxie, preletí vzdialenosť stošesťdesiattisíc svetelných rokov. V porovnaní so súčasnou polohou našej slnečnej sústavy smerom k stredu galaxie sa od nej vzdiali o dvadsaťšesťtisíc svetelných rokov.

Nová budúca galaxia už dostala meno - Milky Honey a astronómovia hovoria, že vďaka zlúčeniu bude omladená najmenej o jeden a pol miliardy rokov. V tomto procese sa vytvoria nové hviezdy, vďaka ktorým bude naša galaxia oveľa jasnejšia a krajšia. Ona tiež zmení tvar. Hmlovina Andromeda je teraz v určitom uhle k Mliečnej dráhe, ale v procese spájania výsledný systém nadobudne tvar elipsy a stane sa takpovediac objemnejším.

Osud ľudstva: prežijeme zrážku?

A čo bude s ľuďmi? Ako ovplyvní stretnutie galaxií našu Zem? Vedci prekvapivo tvrdia, že absolútne nič! Všetky zmeny sa prejavia vo vzhľade nových hviezd a súhvezdí. Mapa oblohy sa úplne zmení, pretože sa ocitneme v úplne novom a neprebádanom kúte galaxie.

Samozrejme, niektorí astronómovia zanechávajú extrémne malé percento negatívneho vývoja. V tomto scenári by sa Zem mohla zraziť so Slnkom alebo iným hviezdnym telesom z galaxie Andromeda.

Sú v hmlovine Andromeda planéty?

Vedci pravidelne hľadajú planéty v galaxiách. Nezanechávajú pokusy nájsť v rozlohách Mliečnej dráhy planétu, ktorá je svojimi vlastnosťami blízka našej Zemi. V súčasnosti už bolo objavených a popísaných viac ako tristo objektov, no všetky sa nachádzajú v našom hviezdnom systéme. V posledných rokoch sa astronómovia začali čoraz bližšie zaoberať Andromedou. Sú tam nejaké planéty?

Pred trinástimi rokmi skupina astronómov pomocou najnovšia metóda predpokladal, že jedna z hviezd hmloviny Andromeda má planétu. Jeho odhadovaná hmotnosť je šesť percent najväčšej planéty našej slnečnej sústavy – Jupitera. Jeho hmotnosť je tristokrát väčšia ako hmotnosť Zeme.

V súčasnosti sa tento predpoklad testuje, ale má všetky šance stať sa senzáciou. Až doteraz astronómovia neobjavili planéty v iných galaxiách.

Príprava na hľadanie galaxie na oblohe

Ako sme už povedali, aj voľným okom môžete na nočnej oblohe vidieť susednú galaxiu. Samozrejme, na to potrebujete mať nejaké znalosti v oblasti astronómie (aspoň vedieť, ako súhvezdia vyzerajú a vedieť ich nájsť).

Okrem toho je takmer nemožné vidieť na nočnej oblohe mesta určité zhluky hviezd – svetelné znečistenie zabráni pozorovateľom vidieť aspoň niečo. Preto ak predsa len chcete vidieť hmlovinu Andromeda na vlastné oči, tak zájdite koncom leta do dediny alebo aspoň do mestského parku, kde nie je Vysoké číslo lampáše. najlepší čas na pozorovanie je október, ale od augusta do septembra je celkom jasne viditeľný nad obzorom.

Hmlovina Andromeda: schéma vyhľadávania

Mnoho mladých amatérskych astronómov sníva o tom, že budú vedieť, ako Andromeda skutočne vyzerá. Galaxia na oblohe pripomína malú svetlú škvrnu, ktorú však nájdete vďaka jasné hviezdy ktoré sa nachádzajú v blízkosti.

Najjednoduchším spôsobom je nájsť Cassiopeiu na jesennej oblohe - vyzerá ako písmeno W, len je roztiahnuté viac, ako je zvykom označovať ho písomne. Zvyčajne je súhvezdie jasne viditeľné na severnej pologuli a nachádza sa vo východnej časti oblohy. Galaxia Andromeda leží nižšie. Aby ste to videli, musíte nájsť niekoľko ďalších orientačných bodov.

Sú to tri jasné hviezdy pod Cassiopeiou, sú pretiahnuté v línii a majú červeno-oranžový odtieň. Stredná, Miraak, je najpresnejšia príručka pre začínajúcich astronómov. Ak z neho nakreslíte priamku smerom nahor, všimnete si malú svietiacu škvrnu pripomínajúcu oblak. Práve toto svetlo bude galaxiou Andromeda. Navyše, žiara, ktorú môžete pozorovať, bola vyslaná na Zem, aj keď na planéte nebol jediný človek. Úžasný fakt, nieje to?

Veľký encyklopedický slovník

Extragalaktické hmloviny alebo ostrovné vesmíry, obrie hviezdne systémy, ktoré obsahujú aj medzihviezdny plyn a prach. Slnečná sústava je súčasťou našej galaxie Mliečna dráha. Celý vesmír až po hranice, kam môžu preniknúť ... ... Collierova encyklopédia

Obrie (až stovky miliárd hviezd) hviezdne systémy; medzi ne patrí najmä naša Galaxia. Galaxie sa delia na eliptické (E), špirálové (S) a nepravidelné (Ir). Najbližšie galaxie k nám sú Magellanove oblaky (Ir) a hmlovina ... ... encyklopedický slovník

Obrovské hviezdne systémy podobné našej hviezdnej sústave Galaxia (Pozri Galaxiu), ktorá zahŕňa aj Slnečnú sústavu. (Pojem "galaxie" sa na rozdiel od pojmu "Galaxia" píše s malým písmenom.) Zastaraný názov G. ... ...

galaxie- obrie hviezdne systémy s počtom hviezd od desiatok do stoviek miliárd v každom z nich. Moderné odhady uvádzajú asi 150 miliónov galaxií v známej Metagalaxii. Galaxie sa delia na eliptické (v astronómii sa označujú písmenom E), ... ... Začiatky moderných prírodných vied

Obrie (až stovky miliárd hviezd) hviezdne systémy; medzi ne patrí najmä naša Galaxia. G. sa členia na elipsovité. (E), špirálové (S) a nepravidelné (Ir). Najbližšie k nám G. Magellanove oblaky (Ir) a hmlovina Andromeda (S). G.… … Prírodná veda. encyklopedický slovník

Galaxia Whirlpool (M51) a jej satelit NGC 5195. Fotografia z observatória Kitt Peak. Interagujúce galaxie galaxie dostatočne blízko vo vesmíre, že vzájomná gravitácia je významná v ... Wikipedia

Hviezdne sústavy, ktoré sa tvarom líšia od špirálových a eliptických sústav náhodnosťou, členitosťou. Niekedy sa vyskytujú N. g., ktoré nemajú jasnú formu, amorfné. Pozostávajú z hviezd s prímesou prachu, pričom väčšina N. g. ... ... Veľká sovietska encyklopédia

- ... Wikipedia

knihy

Galaxies, Avedisova Veta Sergejevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitrij Zigfridovič. Štvrtá kniha zo série Astronómia a astrofyzika obsahuje prehľad súčasné myšlienky o obrovských hviezdnych sústavách – galaxiách. Hovorí sa o histórii objavovania galaxií, o ich ...
Galaxie, Surdin VG. Štvrtá kniha zo série „Astronómia a astrofyzika“ obsahuje prehľad moderných predstáv o obrovských hviezdnych sústavách – galaxiách. Hovorí sa o histórii objavovania galaxií, o ich ...