Galaksija Rimska pot. Razdalja do najbližje galaksije je neverjetna

GALAKSIJE, "ekstragalaktične meglice" ali "otoška vesolja" so velikanski zvezdni sistemi, ki vsebujejo tudi medzvezdni plin in prah. Sončni sistem je del naše Galaksije - Rimske ceste. Ves vesolje, do te mere, da lahko prodrejo najmočnejši teleskopi, je napolnjeno z galaksijami. Astronomi štejejo vsaj milijardo. Najbližja galaksija se nahaja na razdalji približno 1 milijon sv. let (10 19 km) in do najbolj oddaljenih galaksij, ki so jih zabeležili teleskopi - milijarde svetlobnih let. Raziskovanje galaksij je ena najbolj zastrašujočih nalog astronomije.

Zgodovinska referenca. Najsvetlejše in najbližje zunanje galaksije - Magellanovi oblaki - so vidne s prostim očesom na južni polobli neba in so jih Arabci poznali že v 11. stoletju, pa tudi najsvetlejša galaksija na severni polobli - Velika Meglica v Andromedi. Znanstveno preučevanje galaksij, meglic in zvezdnih kopic se je začelo s ponovnim odkritjem te meglice leta 1612 s pomočjo teleskopa nemškega astronoma S. Mariusa (1570-1624). Številne meglice so odkrili različni astronomi v 17. in 18. stoletju; takrat so veljali za oblake žarečega plina.

O konceptu zvezdnih sistemov zunaj galaksije so prvi razpravljali filozofi in astronomi 18. stoletja: E. Swedenborg (1688–1772) na Švedskem, T. Wright (1711–1786) v Angliji, I. Kant (1724–1804) v Prusiji, In. Lambert (1728-1777) v Alzaciji in W. Herschel (1738-1822) v Angliji. Vendar šele v prvi četrtini 20. stoletja. obstoj "otoških vesolj" je bil nedvoumno dokazan predvsem po zaslugi del ameriških astronomov G. Curtisa (1872-1942) in E. Hubbla (1889-1953). Dokazali so, da so razdalje do najsvetlejše in s tem najbližje "bele meglice" veliko večje od velikosti naše Galaksije. V obdobju od 1924 do 1936 je Hubble pomaknil mejo raziskovanja galaksij od najbližjih sistemov do meje zmogljivosti 2,5-metrskega teleskopa na observatoriju Mount Wilson, tj. do nekaj sto milijonov svetlobnih let.

Leta 1929 je Hubble odkril razmerje med razdaljo do galaksije in hitrostjo njenega gibanja. Ta odvisnost, Hubblov zakon, je postala opazovalna osnova sodobne kozmologije. Po koncu druge svetovne vojne se je začelo aktivno preučevanje galaksij s pomočjo novih velikih teleskopov z elektronskimi svetlobnimi ojačevalniki, avtomatskimi merilnimi stroji in računalniki. Odkritje radijske emisije iz naše in drugih galaksij je dalo novo priložnost za preučevanje vesolja in pripeljalo do odkritja radijskih galaksij, kvazarjev in drugih manifestacij aktivnosti v jedrih galaksij. Opazovanja izven atmosfere iz geofizičnih raket in satelitov so omogočila zaznavanje rentgenskih žarkov iz jeder aktivnih galaksij in galaksij.

riž. 1. Razvrstitev galaksij po Hubblu

Prvi katalog "meglic" je leta 1782 izdal francoski astronom Charles Messier (1730-1817). Ta seznam vključuje tako zvezdne kopice kot plinske meglice v naši galaksiji, pa tudi zunajgalaktične objekte. Številke predmetov Messier se uporabljajo še danes; na primer, Messier 31 (M 31) je slavna Andromedina meglica, najbližja velika galaksija, opažena v ozvezdju Andromeda.

Sistematičen pregled neba, ki ga je začel W. Herschel leta 1783, ga je pripeljal do odkritja več tisoč meglic na severnem nebu. To delo je nadaljeval njegov sin J. Herschel (1792-1871), ki je opravil opazovanja na južni polobli na Rtu dobrega upanja (1834-1838) in objavil leta 1864 Splošni katalog 5 tisoč meglic in zvezdnih kopic. V drugi polovici 19. stoletja. tem predmetom so bili dodani na novo odkriti predmeti in J. Dreyer (1852-1926) je leta 1888 objavil Nov splošni katalog (Nov splošni katalog - NGC), vključno s 7814 predmeti. Z objavo v letih 1895 in 1908 dveh dodatnih Indeksni katalogi(IC) število zaznanih meglic in zvezdnih kopic je preseglo 13 000. Oznaka po katalogih NGC in IC je od takrat postala splošno sprejeta. Tako je meglica Andromeda označena bodisi M 31 ali NGC 224. Ločen seznam 1249 galaksij, svetlejših od magnitude 13, ki temelji na fotografskem pregledu neba, sta leta 1932 sestavila H. Shepley in A. Ames s Harvardskega observatorija. .

To delo je bilo bistveno razširjeno s prvo (1964), drugo (1976) in tretjo (1991) izdajo. Abstraktni katalog svetlih galaksij J. de Vaucouleurs s sodelavci. Obširnejše, a manj podrobne kataloge, ki temeljijo na ogledu fotografskih plošč neba, sta v šestdesetih letih prejšnjega stoletja objavila F. Zwicky (1898-1974) v ZDA in B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) v ZSSR. Vsebujejo pribl. 30 tisoč galaksij do 15. magnitude. Podoben pregled južnega neba je bil pred kratkim končan z 1-metrsko Schmidtovo kamero Evropskega južnega observatorija v Čilu in britansko 1,2-metrsko Schmidtovo kamero v Avstraliji.

Preveč je galaksij, ki so šibkejše od magnitude 15, da bi jih našteli. Leta 1967 so bili objavljeni rezultati štetja galaksij, svetlejših od 19. magnitude (severno od deklinacije 20), ki sta ga opravila C. Schein in K. Virtanen z uporabo 50-cm plošč astrografa Lick Observatory. Izkazalo se je, da so takšne galaksije pribl. 2 milijona, če ne štejemo tistih, ki nam jih skriva širok prašni pas Rimske ceste. In leta 1936 je Hubble na observatoriju Mount Wilson preštel število galaksij do magnitude 21 na več majhnih območjih, enakomerno razporejenih po nebesni sferi (severno od deklinacije 30). Po teh podatkih je več kot 20 milijonov galaksij svetlejših od 21. magnitude na celotnem nebu.

Razvrstitev. Obstajajo galaksije različnih oblik, velikosti in svetilnosti; nekateri so izolirani, večina pa ima sosede ali satelite, ki gravitirajo k njim. Galaksije so praviloma mirne, pogosto pa so tudi aktivne. Leta 1925 je Hubble predlagal klasifikacijo galaksij glede na njihov videz. Kasneje sta ga izpopolnila Hubble in Shepley, nato Sandage in nazadnje Vaucouleur. Vse galaksije v njem so razdeljene na 4 vrste: eliptične, lečaste, spiralne in nepravilne.

Eliptični(E) galaksije so na fotografijah eliptične brez ostrih meja in jasnih podrobnosti. Njihova svetlost se poveča proti sredini. To so vrtljivi elipsoidi, sestavljeni iz starih zvezd; njihova navidezna oblika je odvisna od orientacije na vidno črto opazovalca. Gledano z roba, razmerje dolžin kratke in dolge osi elipse doseže  5/10 (označeno E5).

riž. 2. Eliptična galaksija ESO 325-G004

Lentikularna(L oz S 0), so galaksije podobne eliptičnim, vendar imajo poleg sferoidne komponente tanek, hitro vrteči se ekvatorialni disk, včasih z obročastimi strukturami, kot so Saturnovi obroči. Lentikularne galaksije z robom so videti bolj stisnjene kot eliptične: njihovo razmerje osi doseže 2/10.

riž. 2. Vretenasta galaksija (NGC 5866), lentikularna galaksija v ozvezdju Draco.

Spiralna(S) galaksije so sestavljene tudi iz dveh komponent - sferoidne in ploščate, vendar z bolj ali manj razvito spiralno strukturo v disku. Po zaporedju podtipov Sa, Sb, sc, Sd(od "zgodnjih" spiral do "poznih") spiralni kraki postanejo debelejši, bolj zapleteni in manj zviti, sferoid (centralna kondenzacija oz. izboklina) zmanjša. Spiralne galaksije z robom ne kažejo spiralnih krakov, vendar je mogoče vrsto galaksije določiti iz relativne svetlosti izbokline in diska.

riž. 2. Primer spiralne galaksije, galaksije Pinwheel (Messier 101 objekt ali NGC 5457)

narobe(jaz) galaksije so dveh glavnih vrst: Magellanov tip, tj. tipa Magellanov oblak, ki nadaljuje zaporedje spiral iz Sm prej Sem in nemagelanskega tipa jaz 0, s kaotičnimi temnimi prašnimi pasovi nad sferoidno ali diskovno strukturo, kot je leča ali zgodnja spirala.

riž. 2. NGC 1427A, primer nepravilne galaksije.

Vrste L in S spadajo v dve družini in dve vrsti, odvisno od prisotnosti ali odsotnosti linearne strukture, ki poteka skozi središče in prečka disk ( bar), kot tudi centralno simetrični obroč.

riž. 2. Računalniški model galaksije Rimska cesta.

riž. 1. NGC 1300, primer spiralne galaksije s prečkami.

riž. 1. TRIDIMENZIONALNA KLASIFIKACIJA GALAKSij... Osnovne vrste: E, L, S, I se nahajajo zaporedno od E prej Sem; skupne družine A in prečkal B; vrste s in r... Spodnji krožni diagrami so presek glavne konfiguracije v območju spiralnih in lentikularnih galaksij.

riž. 2. GLAVNE DRUŽINE IN SPIRALE na odseku glavne konfiguracije na območju Sb.

Obstajajo še druge sheme za razvrščanje galaksij na podlagi finejših morfoloških podrobnosti, vendar objektivna klasifikacija, ki bi temeljila na fotometričnih, kinematskih in radijskih meritvah, še ni bila razvita.

Sestava... Dve strukturni komponenti - sferoid in disk - odražata razliko v zvezdni populaciji galaksij, ki jo je leta 1944 odkril nemški astronom W. Baade (1893-1960).

Populacija I prisoten v nepravilnih galaksijah in spiralnih krakih, vsebuje modre velikane in supergigante spektralnih tipov O in B, rdeče supergigante razredov K in M, pa tudi medzvezdni plin in prah s svetlimi območji ioniziranega vodika. Vsebuje tudi zvezde glavnega zaporedja majhne mase, ki so vidne blizu Sonca, vendar jih v oddaljenih galaksijah ni mogoče razlikovati.

Populacija II prisoten v eliptičnih in lentikularnih galaksijah, pa tudi v osrednjih območjih spiral in v kroglastih kopicah, vsebuje rdeče velikane od G5 do K5, subgigante in verjetno podpalčke; vsebuje planetarne meglice in izbruhe novih (slika 3). Na sl. 4 prikazuje razmerje med spektralnimi tipi (ali barvami) zvezd in njihovo svetilnostjo v različnih populacijah.

riž. 3. ZVEZDNE POPULACIJE... Fotografija spiralne galaksije Andromedine meglice kaže, da so v njenem disku skoncentrirani modri velikani in supergiganti Populacije I, osrednji del pa sestavljajo rdeče zvezde Populacije II. Vidni so tudi sateliti Andromedine meglice: galaksija NGC 205 ( na dnu) in M 32 ( zgoraj levo). Najsvetlejše zvezde na tej fotografiji so iz naše Galaksije.

riž. 4. DIAGRAM HERZSPRUNG - RESEL, ki prikazuje razmerje med spektralnim tipom (ali barvo) in svetilnostjo pri zvezdah različnih tipov. I: Mlada populacija I zvezde, značilne za spiralne krake. II: ostarele zvezde Populacije I; III: stare zvezde Populacije II, značilne za kroglaste kopice in eliptične galaksije.

Prvotno je veljalo, da eliptične galaksije vsebujejo samo populacijo II, nepravilne pa samo populacijo I. Vendar se je izkazalo, da galaksije običajno vsebujejo mešanico dveh zvezdnih populacij v različnih razmerjih. Podrobna analiza populacij je možna le za nekaj bližnjih galaksij, vendar meritve barve in spektra oddaljenih sistemov kažejo, da je razlika v njihovih zvezdnih populacijah lahko večja, kot je Baade mislil.

Razdalja... Merjenje razdalj do oddaljenih galaksij temelji na absolutni lestvici razdalj do zvezd v naši galaksiji. Vzpostavlja se z več metodami. Najbolj temeljna je metoda trigonometrične paralakse, ki deluje do razdalj 300 sv. let. Preostale metode so posredne in statistične; temeljijo na preučevanju lastnih gibanj, radialnih hitrosti, svetlosti, barve in spektra zvezd. Na njihovi podlagi so absolutne vrednosti New in spremenljivk tipa RR Lyrae in  Cefeji, ki postanejo primarni kazalci razdalje do najbližjih galaksij, kjer so vidni. Kroglaste kopice, najsvetlejše zvezde in emisijske meglice teh galaksij postanejo sekundarni indikatorji in omogočajo določanje razdalj do bolj oddaljenih galaksij. Končno, premeri in svetilnosti samih galaksij se uporabljajo kot terciarni indikatorji. Astronomi običajno uporabljajo razliko med navidezno velikostjo predmeta kot merilo razdalje m in njegova absolutna zvezdna velikost M; ta vrednost ( m - M) se imenuje "enota vidne razdalje". Da bi ugotovili pravo razdaljo, jo je treba popraviti, da se upošteva absorpcija svetlobe z medzvezdnim prahom. V tem primeru napaka običajno doseže 10–20%.

Zunajgalaktična lestvica razdalj se občasno revidira, kar pomeni, da se spreminjajo tudi drugi parametri galaksij, odvisno od oddaljenosti. Tabela 1 prikazuje najbolj natančne razdalje do najbližjih skupin galaksij danes. Do bolj oddaljenih galaksij, ki so oddaljene milijarde svetlobnih let, so razdalje ocenjene z nizko natančnostjo glede na njihov rdeči premik ( glej spodaj: Narava rdečega premika).

Tabela 1. ODDALJENOSTI DO NAJBLIŽJIH GALAKSij, NJIHOVIH SKUPIN IN JAT
Galaksija ali skupina	Enota vidne razdalje (m - M )	Razdalja, milijon St. let
Velik Magellanov oblak
Majhen Magellanov oblak
Andromedina skupina (M 31)
Kiparska skupina
Skupina B. Medvedi (M 81)
Grozd Device
Kopičenje v peči

Svetlost. Merjenje površinske svetlosti galaksije daje skupno svetilnost njenih zvezd na enoto površine. Sprememba površinske svetilnosti z oddaljenostjo od središča je značilna za strukturo galaksije. Eliptični sistemi, kot najbolj pravilni in simetrični, so bili podrobneje raziskani kot drugi; na splošno jih opisuje en sam zakon svetilnosti (slika 5, a):

riž. 5. DISTRIBUCIJA SVETILNOSTI V GALAKSIJAH. a- eliptične galaksije (prikazano je logaritem površinske svetlosti, odvisen od četrtega korena zmanjšanega polmera ( r / r e) 1/4, kjer r Je oddaljenost od središča in r e je efektivni polmer, ki vsebuje polovico celotne svetilnosti galaksije); b- lečasta galaksija NGC 1553; v- tri normalne spiralne galaksije (zunanji del vsake od črt je raven, kar kaže na eksponentno odvisnost svetilnosti od razdalje).

Podatki o lentikularnih sistemih niso tako popolni. Njihovi profili svetilnosti (slika 5, b) se razlikujejo od profilov eliptičnih galaksij in imajo tri glavne regije: jedro, lečo in ovojnico. Zdi se, da so ti sistemi vmesni med eliptičnimi in spiralnimi.

Spirale so zelo raznolike, njihova struktura je zapletena in ni enotnega zakona za porazdelitev njihove svetilnosti. Vendar se zdi, da se pri preprostih spiralah, ki so daleč od jedra, površinska svetilnost diska eksponentno zmanjšuje proti obrobju. Meritve kažejo, da svetilnost spiralnih krakov ni tako velika, kot se zdi ob pogledu na fotografije galaksij. Roke dodajo največ 20 % svetilnosti diska v modri barvi in veliko manj v rdeči barvi. Prispevek izbokline k svetilnosti se zmanjša od Sa Za Sd(slika 5, v).

Merjenje navidezne magnitude galaksije m in določanje njegovega modula razdalje ( m - M), izračunajte absolutno vrednost M... Najsvetlejše galaksije, razen kvazarjev, M 22, tj. njihova svetilnost je skoraj 100 milijard krat večja od sončne. In najmanjše galaksije M10, tj. svetilnost pribl. 10 6 sončna. Porazdelitev števila galaksij čez M imenovana "funkcija svetilnosti", je pomembna značilnost galaktične populacije vesolja, vendar je ni enostavno natančno določiti.

Za galaksije, izbrane na določeno mejno navidezno magnitudo, je funkcija svetilnosti vsake vrste ločeno od E prej sc skoraj Gaussov (zvonasto) s povprečno absolutno vrednostjo v modrih žarkih M m= 18,5 in varianca  0,8 (slika 6). Toda galaksije poznejših tipov iz Sd prej Sem eliptični palčki pa so šibkejši.

Za popoln vzorec galaksij v danem volumnu prostora, na primer v kopici, funkcija svetilnosti strmo narašča z upadanjem svetilnosti, t.j. število pritlikavih galaksij je večkrat večje od števila velikanov

riž. 6. FUNKCIJA SVETILNOSTI GALAKSI. a- je vzorec svetlejši od določene mejne vidne vrednosti; b- popoln vzorec v določenem velikem prostoru. Bodite pozorni na ogromno število pritlikavih sistemov z M B< -16.

Velikost... Ker se zvezdna gostota in svetilnost galaksij postopoma zmanjšujeta navzven, vprašanje njihove velikosti dejansko temelji na zmožnostih teleskopa, na njegovi sposobnosti, da razlikuje šibek sij zunanjih predelov galaksije od ozadja nočnega sijaja. nebo. Sodobna tehnologija omogoča registracijo regij galaksij s svetlostjo manj kot 1 % svetlosti neba; to je približno milijonkrat nižje od svetlosti galaktičnih jeder. Glede na to izofoto (linije enake svetlosti) se premeri galaksij gibljejo od nekaj tisoč svetlobnih let v sistemih pritlikavih do sto tisoč v velikanskih. Praviloma se premeri galaksij dobro ujemajo z njihovo absolutno svetilnostjo.

Spektralni razred in barva. Prvi spektrogram galaksije, meglica Andromeda, ki ga je leta 1899 pridobil Yu Scheiner (1858–1913) na observatoriju v Potsdamu, s svojimi absorpcijskimi linijami spominja na spekter Sonca. Množična študija spektrov galaksij se je začela z ustvarjanjem "hitrih" spektrografov z nizko disperzijo (200–400 / mm); kasneje je uporaba elektronskih ojačevalnikov slike omogočila povečanje disperzije na 20–100 / mm. Morganova opazovanja na observatoriju Yerkes so pokazala, da so kljub kompleksni zvezdni sestavi galaksij njihovi spektri običajno blizu spektrom zvezd določenega razreda iz A prej K, in obstaja opazna korelacija med spektrom in morfološkim tipom galaksije. Običajno obseg razreda A imajo nepravilne galaksije Sem in spirale Sm in Sd... Razred Spectra A – F pri spiralah Sd in sc... Prenos iz sc Za Sb spremlja sprememba spektra od F Za F – G in spirale Sb in Sa, lentikularni in eliptični sistemi imajo spektre G in K... Res je, kasneje se je izkazalo, da je sevanje galaksij spektralne vrste A pravzaprav je sestavljena iz mešanice svetlobe zvezd velikanov spektralnih vrst B in K.

Poleg absorpcijskih linij številne galaksije kažejo emisijske črte, kot so emisijske meglice Rimske ceste. Običajno so to vodikove linije serije Balmer, na primer H  na  6563, dubleti ioniziranega dušika (N II) na  6548 in 6583 ter žveplo (S II) naprej  6717 in 6731, ioniziran kisik (O II) na  3726 in 3729 in dvojno ioniziran kisik (O III) na  4959 in 5007. Intenzivnost emisijskih linij je običajno v korelaciji s količino plina in supergigantskih zvezd v diskih galaksij: te črte so odsotne ali zelo šibke v eliptičnih in lentikularnih galaksijah, vendar se okrepijo v spiralnih in nepravilnih galaksijah - od Sa Za Sem... Poleg tega se intenzivnost emisijskih linij elementov, težjih od vodika (N, O, S) in verjetno relativna številčnost teh elementov zmanjšuje od jedra do obrobja diskovnih galaksij. Nekatere galaksije imajo v svojih jedrih nenavadno močne emisijske linije. Leta 1943 je K. Seifert odkril posebno vrsto galaksij z zelo širokimi vodikovimi linijami v jedru, kar kaže na njihovo visoko aktivnost. Svetlost teh jeder in njihovi spektri se sčasoma spreminjajo. Na splošno so jedra Seyfertovih galaksij podobna kvazarjem, čeprav niso tako močna.

Integralni indeks njihove barve se spreminja vzdolž morfološkega zaporedja galaksij ( B - V), tj. razlika med velikostjo galaksije v modri barvi B in rumena Vžarki. Povprečni barvni indeks glavnih vrst galaksij je naslednji:

Na tej lestvici 0,0 ustreza beli, 0,5 rumenkasti, 1,0 rdečkasti.

Podrobna fotometrija običajno razkrije, da se barva galaksije spreminja od jedra do roba, kar kaže na spremembo zvezdne sestave. Večina galaksij je bolj modra v zunanjih območjih kot v jedru; pri spiralah je to veliko bolj izrazito kot pri eliptičnih, saj je v njihovih diskih veliko mladih modrih zvezd. Nepravilne galaksije, običajno brez jedra, so pogosto bolj modre v središču kot na robu.

Rotacija in masa. Vrtenje galaksije okoli osi, ki poteka skozi središče, vodi do spremembe valovne dolžine črt v njenem spektru: črte iz območij galaksije, ki se nam približujejo, se premaknejo v vijolični del spektra, od umikajočih pa v rdeče (slika 7). Po Dopplerjevi formuli je relativna sprememba valovne dolžine črte   / = V r / c, kje c Je svetlobna hitrost in V r Ali je radialna hitrost, t.j. komponenta hitrosti vira vzdolž vidne črte. Običajna obdobja zvezd okoli središč galaksij so na stotine milijonov let, njihove orbitalne hitrosti pa dosežejo 300 km / s. Običajno hitrost vrtenja diska doseže največjo vrednost ( V M) na neki razdalji od središča ( r M), nato pa se zmanjša (slika 8). Naša galaksija V M= 230 km/s na razdalji r M= 40 tisoč svetlobe let iz centra:

riž. 7. SPEKTRALNE LINIJE GALAKSIJE vrtenje okoli osi N, ko je reža spektrografa orientirana vzdolž osi ab... Črta od umikajočega se roba galaksije ( b) se odkloni proti rdeči strani (R) in od bližajočega se roba ( a) - do ultravijoličnega (UV).

riž. 8. KRIVULJA VRTENJA GALAKSIJE... Hitrost vrtenja V r doseže največjo vrednost V M na daljavo R M od središča galaksije in nato počasi pada.

Absorpcijske in emisijske črte v spektrih galaksij imajo enako obliko, zato se zvezde in plin v disku vrtijo z enako hitrostjo v isto smer. Ko nam lokacija temnih prašnih pasov v disku omogoča razumevanje, kateri rob galaksije nam je bližje, lahko ugotovimo smer zasuka spiralnih krakov: v vseh preučevanih galaksijah zaostajajo, tj. , odmika od središča, je roka upognjena v smeri, nasprotni smeri vrtenja.

Analiza rotacijske krivulje vam omogoča, da določite maso galaksije. V najpreprostejšem primeru, če izenačimo silo gravitacije s centrifugalno silo, dobimo maso galaksije znotraj orbite zvezde: M = rV r 2 /G, kje G- stalna gravitacija. Analiza gibanja obrobnih zvezd nam omogoča, da ocenimo skupno maso. Naša galaksija ima maso pribl. 210 11 sončne mase, Andromedina meglica 410 11, Veliki Magellanov oblak - 1510 9. Mase diskovnih galaksij so približno sorazmerne z njihovo svetilnostjo ( L), torej razmerje M/L imajo skoraj enake in za svetilnost v modrih žarkih enake M/L 5 v enotah mase in svetilnosti Sonca.

Maso sferoidne galaksije lahko ocenimo na enak način, pri čemer vzamemo hitrost kaotičnega gibanja zvezd v galaksiji namesto hitrosti vrtenja diska (  v), ki se meri s širino spektralnih črt in se imenuje disperzija hitrosti: M  R v 2 /G, kje R Je polmer galaksije (viralni izrek). Razpršenost zvezdnih hitrosti v eliptičnih galaksijah je običajno od 50 do 300 km / s, mase pa od 10 9 sončnih mas v pritlikavih sistemih do 10 12 v velikanskih.

Radijska emisija Mlečno pot je odkril K. Yansky leta 1931. Prvi radijski zemljevid Rimske ceste je prejel G. Reber leta 1945. To sevanje prihaja v širokem razponu valovnih dolžin.  ali frekvence  = c/ , od več megahercev (   100 m) do deset gigahercev (   1 cm) in se imenuje "neprekinjeno". Zanj je odgovornih več fizikalnih procesov, med katerimi je najpomembnejši sinhrotronsko sevanje medzvezdnih elektronov, ki se gibljejo s skoraj svetlobno hitrostjo v šibkem medzvezdnem magnetnem polju. Leta 1950 sta R. Brown in K. Hazard (Jodrell Bank, Anglija) odkrila neprekinjeno sevanje na valovni dolžini 1,9 m iz Andromedine meglice, nato pa iz mnogih drugih galaksij. Običajne galaksije, kot je naša ali M 31, so šibki viri radijskih valov. V radiofrekvenčnem območju oddajajo komaj eno milijoninko svoje optične moči. Toda v nekaterih nenavadnih galaksijah je to sevanje veliko močnejše. Najbližje "radijske galaksije" Devica A (M 87), Kentaver A (NGC 5128) in Perzej A (NGC 1275) imajo radijsko svetilnost 10 –4 10 –3 od optične. In za redke objekte, kot je radijska galaksija Cygnus A, je to razmerje blizu enote. Le nekaj let po odkritju tega močnega radijskega vira je bilo mogoče najti šibko galaksijo, povezano z njim. Številni šibki radijski viri, verjetno povezani z oddaljenimi galaksijami, še niso identificirani z optičnimi objekti.

Rimska cesta - zelo značilna za svojo vrsto galaksij - je tako ogromna, da potrebuje svetlobo več kot 100 tisoč let, da potuje s hitrostjo 300.000 kilometrov na sekundo, da prečka galaksijo od roba do roba. Zemlja in Sonce sta približno 30 tisoč svetlobnih let od središča Rimske ceste. Če bi poskušali poslati sporočilo hipotetičnemu bitju, ki živi blizu središča naše Galaksije, bi odgovor prejeli ne prej kot 60 tisoč let. Sporočilo, poslano s hitrostjo letala (600 milj ali 1000 kilometrov na uro) v trenutku rojstva Vesolja, bi do zdaj minilo le polovico poti do središča Galaksije in čakalna doba za odziv bi bil 70 milijard let.

Nekatere galaksije so veliko večje od naših. Premeri največjih med njimi - ogromnih galaksij, ki oddajajo ogromne količine energije v obliki radijskih valov, kot je znameniti objekt južnega neba - Centaurus A, so stokrat večji od premera Rimske ceste. Po drugi strani pa je v vesolju veliko relativno majhnih galaksij. Dimenzije pritlikavih eliptičnih galaksij (tipični predstavnik se nahaja v ozvezdju Draco) so le približno 10 tisoč svetlobnih let. Seveda so tudi ti neopazni predmeti skoraj nepredstavljivo ogromni: čeprav galaksijo v ozvezdju Draco lahko imenujemo škrat, njen premer presega 160.000.000.000.000.000 kilometrov.

Čeprav v vesolju živijo milijarde galaksij, niso prav nič utesnjene: vesolje je dovolj ogromno, da se galaksije lahko udobno namestijo vanj, hkrati pa je še veliko prostega prostora. Tipična razdalja med svetlimi galaksijami je približno 5-10 milijonov svetlobnih let; preostali volumen zasedajo pritlikave galaksije. Če pa upoštevamo njihove velikosti, se izkaže, da so galaksije relativno veliko bližje druga drugi kot na primer zvezde v bližini Sonca. Premer zvezde je zanemarljiv v primerjavi z razdaljo do najbližje sosednje zvezde. Premer Sonca je le približno 1,5 milijona kilometrov, medtem ko je razdalja do najbližje zvezde 50 milijonov krat večja.

Da bi si predstavljali ogromne razdalje med galaksijami, miselno zmanjšamo njihovo velikost na višino povprečnega človeka. Nato se bodo v tipičnem območju vesolja "odrasle" (svetle) galaksije v povprečju nahajale na razdalji 100 metrov ena od druge, med njimi pa bo majhno število otrok. Vesolje bi bilo kot ogromno baseball igrišče z veliko prostora med igralci. Le na nekaterih mestih, kjer se galaksije zbirajo v tesnih kopicah. naša maketa vesolja je kot mestni pločnik in nikjer ne bi bilo nič takega kot zabava ali avtomobil podzemne železnice ob prometnih konicah. Če bi zvezde tipične galaksije zmanjšali na lestvico človeške rasti, bi bilo območje izjemno redko poseljeno: najbližji sosed bi živel na razdalji 100 tisoč kilometrov - približno četrtina razdalje od Zemlje do Lune. .

Iz teh primerov bi moralo biti jasno, da so galaksije redko razpršene v vesolju in so sestavljene predvsem iz praznega prostora. Tudi če upoštevamo redčen plin, ki zapolnjuje prostor med zvezdami, je povprečna gostota snovi še vedno izjemno nizka. Svet galaksij je ogromen in skoraj prazen.

Galaksije v vesolju si niso podobne. Nekatere so enakomerne in okrogle, druge so v obliki sploščenih raztresenih spiral, pri nekaterih pa skoraj ni strukture. Astronomi po pionirskem delu Edwina Hubbla, objavljenem v dvajsetih letih prejšnjega stoletja, razvrščajo galaksije glede na njihovo obliko v tri glavne vrste: eliptične, spiralne in nepravilne, označene z E, S in Irr.

Od velikih zvezdnih sistemov v bližini je meglica Andromeda (M31) - spiralna galaksija, ki je 2,6-krat večja od našega doma, galaksije Rimska cesta: njen premer je 260 tisoč svetlobnih let. Meglica Andromeda se nahaja na razdalji 2,5 milijona svetlobnih let (772 kiloparsekov) od nas, njena masa pa je 300 milijard sončnih mas. Vključuje približno bilijon zvezd (za primerjavo: Rimska cesta vsebuje približno 100 milijard zvezd).

Meglica Andromeda je od nas najbolj oddaljen vesoljski objekt, ki ga lahko na zvezdnem nebu (severna polobla) opazujemo s prostim očesom tudi v mestnih svetlobnih razmerah - izgleda kot svetleč zamegljen oval. Ne smemo pozabiti, da zaradi dejstva, da svetloba iz galaksije Andromeda gre k nam 2,5 milijona let, jo vidimo takšno, kot je bila pred 2,5 milijona let, in ne vemo, kako je videti v realnem trenutku.

B - Galaksija Andromeda v ultravijoličnih žarkih

Astronomi so ugotovili, da se galaksija Andromeda in naša galaksija približujeta drug drugemu s hitrostjo 100-140 km / s. Čez približno 3-4 milijarde let je možno, da bodo trčili in se nato združili v eno velikansko galaksijo. Tiste, ki so zaskrbljeni zaradi usode sončnega sistema zaradi tega trka, pohitimo s pomirjenjem: najverjetneje ne bo prišlo do vpliva na sonce in planete. Procesov združevanja galaksij ne spremljajo katastrofalni trki zvezd, saj so razdalje med zvezdami v primerjavi z velikostjo samih zvezd zelo velike.

Vendar ne smemo misliti, da proces združevanja galaksij, ki se razteza na milijone let, poteka brez dramatičnih učinkov. Ko se dve galaksiji približata druga drugi, se oblaki medzvezdnega plina najprej dotaknejo. Zaradi hitre medsebojne prodiranja se njihova gostota močno poveča, segrejejo, naraščajoči pritisk pa te oblake plina in prahu spremeni v središča za nastanek novih zvezd. Začne se silovit, eksploziven proces nastajanja zvezd, ki ga spremljajo izbruhi, eksplozije in izmet pošastno razširjenih curkov prahu in plina.

Vendar pa nazaj k našim sosedom. Druga nam najbližja spiralna galaksija je M33. Nahaja se v ozvezdju Trikotnik in je od nas oddaljen 2,4 milijona svetlobnih let. Po premeru je 2-krat manjši od Rimske ceste in 4-krat manjši od galaksije Andromeda. Videti jo je mogoče tudi s prostim očesom, vendar le v noči brez lune in izven mesta. Izgleda kot dolgočasna, meglena pika med α trikotnika in τ Rib.

A - položaj galaksije na zvezdnem nebu
B - Galaksija trikotnika (NASA fotografija v ultravijoličnem in vidnem območju)

Vse ostale galaksije v naši neposredni bližini so pritlikave eliptične in nepravilne galaksije. Od bližnjih nepravilnih galaksij sta najbolj zanimivi dve: Veliki in mali Magellanovi oblaki.

Magellanovi oblaki so sateliti naše galaksije Rimska cesta. Vidne so tudi s prostim očesom, vendar le na južni polobli. Veliki Magellanov oblak se nahaja v ozvezdju Dorado. Od nas je oddaljen 170 tisoč svetlobnih let (50 kiloparsekov), njegov premer je 20 tisoč svetlobnih let in vsebuje približno 30 milijard zvezd. Kljub temu, da pripada vrsti nepravilnih galaksij, ima Veliki Magellanov oblak strukturo blizu križanih spiralnih galaksij. Vsebuje vse vrste zvezd, ki jih poznamo v Rimski cesti. Še en zanimiv predmet je bil odkrit v Velikem Magellanovem oblaku - enem najsvetlejših med znanimi kompleksi plina in prahu z dolžino 700 svetlobnih let - meglica tarantula, žarišče nasilnega nastajanja zvezd.

Raziskava s teleskopom TRAPPIST (Observatorij La Silla, Čile)

Mali Magellanov oblak je 3-krat manjši od velikega in je podoben prekrižani spiralni galaksiji. Nahaja se v ozvezdju Toucan, ki meji na Dorado. Razdalja od nas do te galaksije je 210 tisoč svetlobnih let (60 kiloparsekov).

Magellanove oblake obdaja skupna lupina nevtralnega vodika, imenovana Magellanov sistem.

Oba Magellanova oblaka sta žrtvi galaktični kanibalizem s strani Rimske ceste: gravitacijski učinek naše galaksije jih postopoma uniči in privlači snov teh galaksij. Od tod nepravilna oblika Magellanovih oblakov. Strokovnjaki menijo, da gre za ostanke dveh majhnih galaksij v procesu postopnega izginjanja. Po mnenju astronomov bo v naslednjih 10 milijardah let Rimska cesta popolnoma absorbirala vso snov Magellanovih oblakov. Med samimi Magellanovi oblaki potekajo podobni procesi: Veliki Magellanov oblak zaradi svoje gravitacije Malemu Magellanovemu oblaku »ukrade« milijone zvezd. Morda to dejstvo pojasnjuje visoko aktivnost nastajanja zvezd v meglici Tarantula: to območje se nahaja tik ob poti plinskega toka, ki ga gravitacija Velikega Magellanovega oblaka vleče iz Malega.

Tako se lahko na primeru dogajanja v bližini naše Galaksije ponovno prepričate, da je združevanje galaksij in absorpcija majhnih galaksij z večjimi povsem običajen pojav v galaktičnem življenju.

Naša galaksija, galaksija Andromeda in galaksija trikotnik tvorijo skupino galaksij, povezanih z gravitacijskimi interakcijami. Pokličejo jo Lokalna skupina galaksij... Premer lokalne skupine je 1,5 megaparseka. Poleg treh velikih spiralnih galaksij Lokalna skupina vključuje več kot 50 pritlikavih in nepravilnih (po obliki) galaksij. Torej, galaksija Andromeda ima vsaj 19 satelitskih galaksij, naša galaksija ima 14 satelitov (od leta 2005). Poleg njih so v Lokalno skupino vključene še druge pritlikave galaksije, ki niso sateliti velikih galaksij.

Astronomija je neverjetno fascinantna znanost, ki radovednim umom razkriva vso raznolikost vesolja. Malo verjetno je, da obstajajo ljudje, ki v otroštvu nikoli ne bi opazili raztrosa zvezd na nočnem nebu. Ta slika je še posebej lepa poleti, ko se zdijo zvezde tako blizu in neverjetno svetle. V zadnjih letih astronome po vsem svetu še posebej zanima Andromeda, galaksija, ki je najbližja naši Rimski cesti. Odločili smo se, da ugotovimo, kaj natančno pritegne znanstvenike k njej in ali jo je mogoče videti s prostim očesom.

Andromeda: kratek opis

Meglica Andromeda ali preprosto Andromeda je ena največjih. Večja je od naše Rimske ceste, kjer se nahaja sončni sistem, približno tri do štirikrat. Po predhodnih ocenah vsebuje približno trilijon zvezd.

Andromeda je spiralna galaksija, na nočnem nebu jo je mogoče videti tudi brez posebnih optičnih naprav. Vendar ne pozabite, da svetloba iz te zvezdne kopice potuje do naše Zemlje več kot dva milijona let in pol! Astronomi pravijo, da zdaj vidimo Andromedino meglico takšno, kot je bila pred dvema milijonoma let. Ali ni to čudež?

Meglica Andromeda: Iz zgodovine opazovanj

Prvič je Andromedo videl astronom iz Perzije. Katalogiziral ga je leta 1946 in opisal kot megleno sij. Sedem stoletij pozneje je galaksijo opisal nemški astronom, ki jo je dolgo opazoval s teleskopom.

Sredi devetnajstega stoletja so astronomi ugotovili, da se Andromedin spekter bistveno razlikuje od prej znanih galaksij, in domnevali, da je sestavljen iz številnih zvezd. Ta teorija se je popolnoma upravičila.

Galaksija Andromeda, ki je bila fotografirana šele konec devetnajstega stoletja, ima spiralno strukturo. Čeprav je v tistih dneh veljalo le za velik del Rimske ceste.

Struktura galaksije

Astronomi so s pomočjo sodobnih teleskopov lahko analizirali strukturo Andromedine meglice. Hubblov teleskop je omogočil ogled okoli štiristo mladih zvezd, ki krožijo okoli črne luknje. Ta zvezdna kopica je stara približno dvesto milijonov let. Ta struktura galaksije je presenetila znanstvenike, saj do zdaj niso imeli pojma, da se zvezde lahko oblikujejo okoli črne luknje. Po vseh prej znanih zakonih je proces kondenzacije plina pred nastankom zvezde iz nje v črni luknji preprosto nemogoč.

Meglica Andromeda ima več satelitskih pritlikavih galaksij, ki se nahajajo na njenem obrobju in bi lahko bile tam zaradi absorpcije. To je dvojno zanimivo, saj astronomi napovedujejo trk med Rimsko cesto in Andromedino galaksijo. Res je, ta fenomenalen dogodek se bo zgodil zelo kmalu.

Galaksija Andromeda in Rimska cesta: Gibanje drug proti drugemu

Znanstveniki že dolgo delajo določene napovedi in opazujejo gibanje obeh zvezdnih sistemov. Dejstvo je, da je Andromeda galaksija, ki se nenehno premika proti Soncu. Na začetku dvajsetega stoletja je ameriški astronom lahko izračunal hitrost, s katero se določeno gibanje zgodi. To številko, ki je tristo kilometrov na sekundo, še vedno uporabljajo vsi astronomi sveta pri svojih opazovanjih in izračunih.

Kljub temu se njihovi izračuni bistveno razlikujejo. Nekateri znanstveniki trdijo, da bodo galaksije trčili šele po sedmih milijardah let, drugi pa so prepričani, da se hitrost Andromede nenehno povečuje, srečanje pa lahko pričakujemo čez štiri milijarde let. Znanstveniki ne izključujejo takšnega scenarija, v katerem se bo čez nekaj desetletij ta predvidena številka ponovno občutno zmanjšala. Trenutno je še vedno splošno sprejeto, da trkov ne smemo pričakovati prej kot štiri milijarde let. S čim nam grozi Andromeda (galaksija)?

Trčenje: kaj se bo zgodilo?

Ker je absorpcija Rimske ceste s strani Andromede neizogibna, skušajo astronomi simulirati situacijo, da bi imeli vsaj nekaj informacij o tem procesu. Po računalniških podatkih bo sončni sistem zaradi absorpcije na obrobju galaksije, letel bo na razdalji sto šestdeset tisoč svetlobnih let. V primerjavi s trenutnim položajem našega sončnega sistema proti središču galaksije je od njega oddaljeno šestindvajset tisoč svetlobnih let.

Nova bodoča galaksija je že dobila ime - Milky Med, astronomi pa trdijo, da se bo zaradi združitve pomladila vsaj milijardo in pol let. Hkrati bodo pri tem nastajale nove zvezde, zaradi katerih bo naša galaksija veliko svetlejša in lepša. Spremenil bo tudi obliko. Zdaj je meglica Andromeda pod določenim kotom glede na Rimsko cesto, toda v procesu združevanja bo nastali sistem dobil obliko elipse in tako rekoč postal bolj obsežen.

Usoda človeštva: Ali bomo preživeli trčenje?

In kaj se bo zgodilo z ljudmi? Kako se bo odražalo srečanje galaksij na naši Zemlji? Presenetljivo, znanstveniki pravijo, da popolnoma nič !!! Vse spremembe se bodo izrazile v pojavu novih zvezd in ozvezdij. Zemljevid neba se bo popolnoma spremenil, saj se bomo znašli v povsem novem in neznanem kotičku galaksije.

Seveda nekateri astronomi puščajo izjemno zanemarljiv odstotek negativnih dogodkov. V tem scenariju bi lahko Zemlja trčila v Sonce ali drugo zvezdno telo iz galaksije Andromeda.

Ali so v Andromedini meglici planeti?

Znanstveniki redno iščejo planete v galaksijah. Ne opuščajo svojih poskusov, da bi v prostranstvu Rimske ceste našli planet, ki je po značilnostih blizu naši Zemlji. Trenutno je bilo odkritih in opisanih več kot tristo predmetov, vendar se vsi nahajajo v našem zvezdnem sistemu. V zadnjih letih so astronomi začeli bolj natančno opazovati Andromedo. Ali so tam sploh planeti?

Pred trinajstimi leti je skupina astronomov z najnovejšo metodo domnevala, da ima ena od zvezd v Andromedini meglici planet. Njegova ocenjena masa je šest odstotkov največjega planeta v našem sončnem sistemu – Jupitra. Njegova masa je tristokrat večja od mase Zemlje.

Trenutno je ta domneva v fazi testiranja, vendar ima vse možnosti, da postane senzacija. Konec koncev, do zdaj astronomi niso našli planetov v drugih galaksijah.

Priprave na iskanje galaksije na nebu

Kot smo rekli, lahko tudi s prostim očesom na nočnem nebu vidite bližnjo galaksijo. Seveda morate za to imeti nekaj znanja s področja astronomije (vsaj vedeti, kako izgledajo ozvezdja in jih znati najti).

Poleg tega je skoraj nemogoče razločiti določene zvezdne kopice na nočnem nebu mesta - svetlobno onesnaženje bo opazovalcem preprečilo, da bi videli vsaj nekaj. Če si torej še vedno želite na lastne oči ogledati meglico Andromeda, potem pojdite konec poletja v vas ali vsaj v mestni park, kjer ni veliko luči. Najboljši čas za opazovanje je oktober, vendar je od avgusta do septembra precej jasno viden nad obzorjem.

Andromedina meglica: vzorec iskanja

Mnogi mladi amaterski astronomi sanjajo o tem, kako pravzaprav izgleda Andromeda. Galaksija na nebu je videti kot majhna svetla pika, vendar jo lahko najdete po zaslugi svetlih zvezd, ki se nahajajo v bližini.

Najlažje je najti Kasiopejo na jesenskem nebu - izgleda kot črka W, le bolj raztegnjena, kot je običajno, da jo pisno označimo. Običajno je ozvezdje jasno vidno na severni polobli in se nahaja na vzhodnem delu neba. Spodaj se nahaja meglica Andromeda. Če ga želite videti, morate najti še nekaj znamenitosti.

So tri svetle zvezde pod Kasiopejo, so podolgovate v liniji in imajo rdeče-oranžni odtenek. Srednji, Mirak, je najbolj natančna referenčna točka za ambiciozne astronome. Če od njega potegnete ravno črto, boste opazili majhno žarečo točko, ki spominja na oblak. Prav ta svetloba bo galaksija Andromeda. Poleg tega je bil sijaj, ki ga lahko opazujete, poslan na Zemljo, tudi ko na planetu ni bilo ene osebe. Neverjetno dejstvo, kajne?

Veliki enciklopedični slovar

Ekstragalaktične meglice ali otoška vesolja, velikanski zvezdni sistemi, ki vsebujejo tudi medzvezdni plin in prah. Sončni sistem je del naše galaksije Rimska cesta. Ves vesolje do meja, kamor lahko prodrejo ... ... Collierjeva enciklopedija

Velikanski (do več sto milijard zvezd) zvezdni sistemi; med njimi je zlasti naša Galaksija. Galaksije delimo na eliptične (E), spiralne (S) in nepravilne (Ir). Najbližje galaksije so Magellanovi oblaki (Ir) in meglica ... ... enciklopedijski slovar

Velikanski zvezdni sistemi, podobni našemu zvezdnemu sistemu Galaksija (glej Galaksija), ki vključuje sončni sistem. (Izraz "galaksije" je v nasprotju z izrazom "Galaksija" napisan z malo črko.) Zastarelo ime G. ... ...

galaksije- velikanski zvezdni sistemi s številom zvezd od deset do sto milijard v vsakem. Sodobne ocene kažejo približno 150 milijonov galaksij v znani metagalaksiji. Galaksije so razdeljene na eliptične (v astronomiji jih označuje črka E), ... ... Začetki sodobnega naravoslovja

Velikanski (do več sto milijard zvezd) zvezdni sistemi; med njimi je zlasti naša Galaksija. G. se delijo na eliptične. (E), spiralna (S) in nepravilna (Ir). Nam najbližji G. Magellanovi oblaki (Ir) in Andromedina meglica (S). G.… … Naravoslovje. enciklopedijski slovar

Galaksija Whirlpool (M51) in njen spremljevalec NGC 5195. Fotografija observatorija Kitt Peak. Medsebojne galaksije so galaksije, ki se nahajajo v prostoru dovolj blizu, da je medsebojna gravitacija pomembna v ... Wikipedia

Zvezdni sistemi, ki se po obliki razlikujejo od spiralnih in eliptičnih v kaosu, grudasti. Včasih so N. g., ki nimajo jasne oblike, amorfni. Sestavljene so iz zvezd s primesjo prahu, medtem ko večina N. g. ... ... Velika sovjetska enciklopedija

- ... Wikipedia

knjige

Galaksije, Veta Avedisova, Vladimir Georgijevič Surdin, Dmitrij Zigfridovič Vibe. Četrta knjiga iz serije »Astronomija in astrofizika« vsebuje pregled sodobnih konceptov velikanskih zvezdnih sistemov – galaksij. Pripoveduje o zgodovini odkritja galaksij, o njihovih ...
Galaksije, Surdin VG Četrta knjiga iz serije "Astronomija in astrofizika" vsebuje pregled sodobnih konceptov velikanskih zvezdnih sistemov - galaksij. Pripoveduje o zgodovini odkritja galaksij, o njihovih ...