GALAKTIKAD, "ekstragalaktilised udukogud" või "saarte universumid" on hiiglaslikud tähesüsteemid, mis sisaldavad ka tähtedevahelist gaasi ja tolmu. Päikesesüsteem on osa meie galaktikast – Linnuteest. Kogu avakosmos, niivõrd, kuivõrd võimsaimad teleskoobid läbi võivad tungida, on täidetud galaktikatega. Astronoomide arv on neist vähemalt miljard. Lähim galaktika asub meist umbes 1 miljoni valgusaasta kaugusel. aastat (10 19 km) ja teleskoopide abil registreeritud kõige kaugemate galaktikateni - miljardeid valgusaastaid. Galaktikate uurimine on astronoomia üks ambitsioonikamaid ülesandeid.

Ajalooline viide. Meile kõige eredamad ja lähimad välisgalaktikad - Magellani pilved - on palja silmaga nähtavad taeva lõunapoolkeral ja olid araablastele teada juba 11. sajandil, aga ka põhjapoolkera heledaim galaktika - Suur udukogu Andromeedas. Selle udukogu taasavastamisega 1612. aastal Saksa astronoomi S. Mariuse (1570–1624) teleskoobi abil algas galaktikate, udukogude ja täheparvede teaduslik uurimine. 17. ja 18. sajandil avastasid erinevad astronoomid palju udukogusid; siis peeti neid helendava gaasi pilvedeks.

Galaktikast kaugemate tähesüsteemide ideed arutasid esmakordselt 18. sajandi filosoofid ja astronoomid: E. Swedenborg (1688–1772) Rootsis, T. Wright (1711–1786) Inglismaal, I. Kant (1724–1724). 1804) Preisimaal ning .Lambert (1728–1777) Alsace’is ja W. Herschel (1738–1822) Inglismaal. Siiski alles 20. sajandi esimesel veerandil. "saaruniversumite" olemasolu tõestati üheselt peamiselt tänu Ameerika astronoomide G. Curtise (1872-1942) ja E. Hubble'i (1889-1953) tööle. Nad tõestasid, et kaugused kõige heledamate ja seega ka lähimate "valgete udukogudeni" on palju suuremad kui meie galaktika suurus. Aastatel 1924–1936 nihutas Hubble galaktikate uurimise piiri lähedalasuvatest süsteemidest kuni 2,5-meetrise teleskoobi piirini Mount Wilsoni observatooriumis, st. kuni mitusada miljonit valgusaastat.

1929. aastal avastas Hubble seose galaktika kauguse ja selle kiiruse vahel. See suhe, Hubble'i seadus, on saanud kaasaegse kosmoloogia vaatlusaluseks. Pärast II maailmasõja lõppu algas aktiivne galaktikate uurimine uute suurte, elektrooniliste valgusvõimenditega teleskoopide, automaatsete mõõtmismasinate ja arvutite abil. Meie ja teiste galaktikate raadiokiirguse tuvastamine on andnud uus võimalus Universumi uurimiseks ning viis raadiogalaktikate, kvasarite ja muude galaktikate tuumade aktiivsuse ilmingute avastamiseni. Geofüüsikaliste rakettide ja satelliitide atmosfäärivälised vaatlused võimaldasid tuvastada aktiivsete galaktikate tuumade ja galaktikaparvede röntgenikiirgust.

Riis. 1. Galaktikate klassifikatsioon Hubble'i järgi

Esimese "udukogude" kataloogi avaldas 1782. aastal prantsuse astronoom C. Messier (1730-1817). Selles loendis on meie galaktikas nii täheparved kui ka gaasilised udukogud, aga ka galaktikavälised objektid. Messier' objektide numbrid on kasutusel tänapäevalgi; näiteks Messier 31 (M 31) on kuulus Andromeeda udukogu, lähim suur galaktika Andromeeda tähtkujus.

Taeva süstemaatiline uurimine, mille W. Herschel alustas 1783. aastal, viis ta mitme tuhande udukogu avastamiseni põhjataevas. Seda tööd jätkas tema poeg J. Herschel (1792-1871), kes tegi vaatlusi lõunapoolkeral Hea Lootuse neeme juures (1834-1838) ja avaldas 1864.a. Üldkataloog 5 tuhat udukogu ja täheparve. 19. sajandi teisel poolel nendele objektidele lisati äsja avastatud objektid ja J. Dreyer (1852–1926) avaldas 1888. a. Uus jagatud kataloog (Uus üldkataloog – NGC), sealhulgas 7814 objekti. 1895. ja 1908. aastal avaldati kaks täiendavat kataloogi-indeks(IC) avastatud udukogude ja täheparvede arv ületas 13 tuhat. NGC ja IC kataloogide kohane tähistus on muutunud üldtunnustatud. Niisiis on Andromeeda udukogu tähistatud kas M 31 või NGC 224. aastal koostasid H. Shapley ja A. Ames Harvardi observatooriumist H. Shapley ja A. Ames Harvardi observatooriumist. 1932. aasta.

Seda tööd on oluliselt laiendatud esimese (1964), teise (1976) ja kolmanda (1991) väljaandega. Heledate galaktikate viitekataloog J. de Vaucouleurs töötajatega. Ulatuslikumad, kuid vähem üksikasjalikud kataloogid, mis põhinesid fotograafiliste taevamõõtmisplaatide vaatamisel, ilmusid 1960. aastatel USA-s F. Zwicky (1898-1974) ja NSV Liidus B. A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994). Need sisaldavad u. 30 tuhat galaktikat kuni 15. tähesuuruseni. Sarnane lõunataeva uuring viidi lõpule hiljuti Tšiilis asuva Euroopa lõunaobservatooriumi 1-meetrise Schmidti kaamera ja Austraalias asuva Briti 1,2-meetrise Schmidti kaameraga.

Nende loendi koostamiseks on liiga palju galaktikaid, mis on tuhmimad kui 15. tähesuurus. 1967. aastal avaldasid C. Shein ja K. Virtanen Licki observatooriumi 50-sentimeetrise astrograafi plaatidel 19. tähesuurusest heledamate galaktikate loendamise tulemused (deklinatsioonist 20 põhja pool). Sellised galaktikad osutusid u. 2 miljonit, kui mitte arvestada neid, mida meie eest varjab Linnutee lai tolmurada. Ja veel 1936. aastal loendas Hubble Mount Wilsoni observatooriumis galaktikate arvu kuni 21. tähesuuruseni mitmel väikesel alal, mis olid ühtlaselt jaotunud üle taevasfääri (deklinatsioonist 30 põhja pool). Nende andmete kohaselt on kogu taevas üle 20 miljoni galaktika, mis on heledam kui 21. tähesuurus.

Klassifikatsioon. Seal on erineva kuju, suuruse ja heledusega galaktikaid; mõned neist on isoleeritud, kuid enamikul on naabrid või satelliidid, mis avaldavad neile gravitatsioonilist mõju. Reeglina on galaktikad vaiksed, kuid sageli leidub aktiivseid. 1925. aastal pakkus Hubble välja galaktikate klassifikatsiooni nende põhjal välimus. Hiljem täiustasid seda Hubble ja Shapley, seejärel Sandage ja lõpuks Vaucouleur. Kõik selles olevad galaktikad jagunevad 4 tüüpi: elliptilised, läätsekujulised, spiraalsed ja ebakorrapärased.

Elliptilised(E) galaktikad on fotodel ellipsi kujuga ilma teravate piiride ja selgete detailideta. Nende heledus suureneb keskpunkti suunas. Need on pöörlevad ellipsoidid, mis koosnevad vanadest tähtedest; nende nähtav vorm sõltub orientatsioonist vaatleja vaateväljale. Servast vaadatuna ulatub ellipsi lühikese ja pika telje pikkuste suhe  5/10 (tähistatud E5).

Riis. 2 Elliptiline galaktika ESO 325-G004

Läätsekujuline(L või S 0) galaktikad on sarnased elliptilistega, kuid lisaks sfäärilisele komponendile on neil õhuke, kiiresti pöörlev ekvatoriaalne ketas, mõnikord rõngakujuliste struktuuridega nagu Saturni rõngad. Läätsekujulised galaktikad näevad servapidi vaadatuna rohkem kokkusurutud kui elliptilised: nende telgede suhe ulatub 2/10-ni.

Riis. 2. Spindli galaktika (NGC 5866), läätsekujuline galaktika Draco tähtkujus.

Spiraal(S) galaktikad koosnevad samuti kahest komponendist – sfäärilisest ja lamedast, kuid kettas enam-vähem arenenud spiraalse struktuuriga. Mööda alatüüpide järjestust Sa, Sb, sc, SD("varajasetest" kuni "hilisteni" spiraalideni) muutuvad spiraali harud paksemaks, keerukamaks ja vähem keerduvaks ning sferoid (keskkondensatsioon või punnis) väheneb. Edge-on spiraalgalaktikatel ei ole spiraalharusid, kuid galaktika tüüpi saab määrata kühmu ja ketta suhtelise heleduse järgi.

Riis. 2. Spiraalgalaktika näide Pinwheel Galaxy (Messier List 101 või NGC 5457)

Vale(I) galaktikad on kahte peamist tüüpi: Magellani tüüpi, s.o. Magellaani pilvede tüüpi, jätkates spiraalide jada alates sm enne Im, ja mitte-magellaani tüüpi I 0, millel on kaootilised tumedad tolmurajad sfäärilise või kettakujulise struktuuri, näiteks läätsekujulise või varajase spiraalse struktuuri kohal.

Riis. 2. NGC 1427A, näide ebakorrapärasest galaktikast.

Tüübid L Ja S jagunevad kahte perekonda ja kahte liiki, olenevalt keskpunkti läbimise ja ketta ületamise olemasolust või puudumisest lineaarne struktuur (baar), samuti tsentraalselt sümmeetriline rõngas.

Riis. 2. Linnutee galaktika arvutimudel.

Riis. 1. NGC 1300, spiraalgalaktika näide.

Riis. 1. GALAKTIKATE KOLMEMÕÕTELINE KLASSIFIKATSIOON. Peamised tüübid: E, L, S, I on sarjas alates E enne Im; tavalised pered A ja ristitud B; lahke s Ja r. Allolevad ringdiagrammid on spiraal- ja läätsekujuliste galaktikate piirkonna põhikonfiguratsiooni ristlõige.

Riis. 2. SPIRAALIDE PÕHIPERED JA LIIGID piirkonna põhikonfiguratsiooni sektsioonis Sb.

Peenemate morfoloogiliste detailide põhjal on olemas ka teisi galaktikate klassifitseerimisskeeme, kuid objektiivset fotomeetrilistel, kinemaatilistel ja raadiomõõtmistel põhinevat klassifikatsiooni pole veel välja töötatud.

Ühend. Kaks struktuurikomponenti – sferoid ja ketas – peegeldavad erinevust galaktikate tähepopulatsioonis, mille avastas 1944. aastal Saksa astronoom W. Baade (1893–1960).

Rahvastik I, mis esineb ebakorrapärastes galaktikates ja spiraalharudes, sisaldab siniseid hiiglasi ja superhiiglasi spektritüüpidest O ja B, punaseid superhiiglasi klassidest K ja M ning tähtedevahelist gaasi ja tolmu koos ioniseeritud vesiniku heledate piirkondadega. See sisaldab ka väikese massiga põhijada tähti, mis on Päikese lähedal nähtavad, kuid kaugetes galaktikates eristamatud.

Rahvastik II, mis esineb elliptilistes ja läätsekujulistes galaktikates, samuti spiraalide keskpiirkondades ja kerasparvedes, sisaldab punaseid hiiglasi klassist G5 kuni K5, alamhiiglasi ja tõenäoliselt ka alamkääbusi; see sisaldab planetaarseid udukogusid ja noovapurskeid (joon. 3). Joonisel fig. Joonisel 4 on näidatud seos tähtede spektriklasside (ehk värvuse) ja nende heleduse vahel erinevates populatsioonides.

Riis. 3. STAARPOPULATSIOONID. Spiraalgalaktika Andromeeda udukogu fotol on näha, et selle kettale on koondunud I populatsiooni sinised hiiglased ja superhiiglased ning keskosa moodustavad II populatsiooni punased tähed. Nähtavad on ka Andromeeda udukogu satelliidid: galaktika NGC 205 ( põhjas) ja M 32 ( üleval vasakul). Enamik heledad tähed sellel fotol kuuluvad meie galaktikasse.

Riis. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELLI SKEEM, mis näitab seost tähtede spektriklassi (või värvi) ja heleduse vahel erinevat tüüpi. I: I populatsioon noored tähed, mis on tüüpilised spiraalharudele. II: vanad tähed I populatsioon; III: Vanad II populatsiooni tähed, mis on tüüpilised kerasparvedele ja elliptilistele galaktikatele.

Algselt arvati, et elliptilised galaktikad sisaldavad ainult II populatsiooni ja ebaregulaarsed galaktikad ainult populatsiooni I. Siiski selgus, et galaktikad sisaldavad tavaliselt segu kahest tähepopulatsioonist erinevates vahekordades. Üksikasjalik populatsioonianalüüs on võimalik vaid mõne lähedalasuva galaktika puhul, kuid kaugete süsteemide värvi ja spektri mõõtmised näitavad, et nende tähepopulatsioonide erinevus võib olla olulisem, kui Baade arvas.

Kaugus. Kauguste galaktikate kauguste mõõtmine põhineb absoluutse kauguse skaalal meie galaktika tähtedeni. See on paigaldatud mitmel viisil. Kõige põhilisem on trigonomeetriliste parallaksite meetod, mis toimib kuni 300 sv kaugusel. aastat. Teised meetodid on kaudsed ja statistilised; need põhinevad uuringul enda liigutused, tähtede radiaalkiirused, heledus, värvus ja spekter. Nende põhjal arvutatakse RR Lyrae tüüpi ja muutujate absoluutväärtused ja  Cepheus, millest saavad lähimate galaktikate kauguse peamised indikaatorid, kus nad on nähtavad. Nende galaktikate kerasparved, heledamad tähed ja emissiooniudukogud muutuvad sekundaarseteks indikaatoriteks ja võimaldavad määrata kaugusi kaugemate galaktikateni. Lõpuks kasutatakse tertsiaarsete indikaatoritena galaktikate endi diameetreid ja heledusi. Kauguse mõõtmiseks kasutavad astronoomid tavaliselt objekti näiva suuruse erinevust m ja selle absoluutne suurus M; see väärtus ( m-M) nimetatakse näilise kauguse mooduliks. Tegeliku kauguse teadasaamiseks tuleb seda korrigeerida tähtedevahelise tolmu valguse neeldumise suhtes. Sel juhul ulatub viga tavaliselt 10–20%.

Ekstragalaktiline kaugusskaala vaadatakse aeg-ajalt üle, mis tähendab, et muutuvad ka teised galaktikate kaugusest sõltuvad parameetrid. Tabelis. 1 näitab tänapäeval kõige täpsemaid kaugusi lähimate galaktikate rühmadeni. Kaugemate galaktikate, mis asuvad miljardeid valgusaastaid eemal, on kaugused madala täpsusega hinnatud nende punanihke järgi ( vaata allpool: Punase nihke olemus).

Heledus. Galaktika pinna heleduse mõõtmine annab selle tähtede koguheleduse pindalaühiku kohta. Pinna heleduse muutus keskpunktist kaugusega iseloomustab galaktika ehitust. Elliptilisi süsteeme kui kõige korrapärasemaid ja sümmeetrilisemaid on uuritud üksikasjalikumalt kui teisi; üldiselt kirjeldatakse neid ühe heleduse seadusega (joonis 5, A):

Riis. 5. GALAKTIKATE HELEDUSE JAOTUMINE. A– elliptilised galaktikad (näidatud on pinna heleduse logaritm, mis sõltub vähendatud raadiuse neljandast juurest ( r/r e) 1/4, kus r on kaugus keskusest ja r e on efektiivne raadius, mis sisaldab poolt galaktika koguheledusest); b– läätsekujuline galaktika NGC 1553; V- kolm tavalist spiraalgalaktikat (igaüks neist on välimine osa jooned sirged, mis näitab heleduse eksponentsiaalset sõltuvust kaugusest).

Andmed läätsekujuliste süsteemide kohta pole nii täielikud. Nende heledusprofiilid (joonis 5, b) erinevad elliptiliste galaktikate profiilidest ja neil on kolm peamist piirkonda: tuum, lääts ja ümbris. Need süsteemid näivad olevat elliptiliste ja spiraalsete süsteemide vahepealsed.

Spiraalid on väga mitmekesised, nende struktuur on keeruline ja nende heleduse jaotuse kohta pole ühtset seadust. Tundub aga, et lihtsates spiraalides, mis asuvad tuumast kaugel, väheneb ketta pinna heledus plahvatuslikult perifeeria suunas. Mõõtmised näitavad, et spiraalharude heledus ei ole nii suur, kui galaktikate fotosid vaadates tundub. Käed lisavad siniste kiirte korral ketta heledust mitte rohkem kui 20% ja punaste kiirte puhul palju vähem. Mõhkusest tulenev heleduse panus väheneb alates Sa To SD(Joonis 5, V).

Mõõtes galaktika näivat suurust m ja selle kaugusmooduli määramine ( m-M), arvutage absoluutväärtus M. Kõige heledamad galaktikad, välja arvatud kvasarid, M -22, s.o. nende heledus on peaaegu 100 miljardit korda suurem kui Päikesel. Ja väikseimad galaktikad M10, s.o. heledus ca. 10 6 päikeseenergia. Galaktikate arvu jaotus M, mida nimetatakse heledusfunktsiooniks, on universumi galaktilise populatsiooni oluline tunnus, kuid seda pole lihtne täpselt määrata.

Galaktikate puhul, mis on valitud kuni teatud piirava nähtava suuruseni, iga tüübi heleduse funktsioon eraldi E enne sc peaaegu Gaussi (kellakujuline) keskmise absoluutväärtusega sinistes kiirtes M m= 18,5 ja dispersioon  0,8 (joon. 6). Kuid hilist tüüpi galaktikad alates SD enne Im ja elliptilised kääbused on nõrgemad.

Täieliku galaktikate valimi puhul antud ruumiruumis, näiteks klastris, kasvab heledusfunktsioon järsult heleduse vähenemisega, s.t. Kääbusgalaktikate arv on mitu korda suurem kui hiiglaslike galaktikate arv.

Riis. 6. GALAXY HELEDUSE FUNKTSIOON. A– proov on heledam kui mingi piirnähtav väärtus; b on täisproov teatud suures ruumis. Pange tähele enamikku kääbussüsteemidest M B< -16.

Suurus. Kuna galaktikate tähtede tihedus ja heledus langevad järk-järgult väljapoole, sõltub nende suuruse küsimus tegelikult teleskoobi võimalustest, selle võimest eristada galaktika välimiste piirkondade nõrka kuma öö sära taustal. taevas. Kaasaegne tehnoloogia võimaldab registreerida galaktikate piirkondi, mille heledus on alla 1% taeva heledusest; see on umbes miljon korda väiksem kui galaktikate tuumade heledus. Selle isofoodi (võrdse heledusega jooned) järgi ulatuvad galaktikate läbimõõdud mitmest tuhandest valgusaastast kääbussüsteemides kuni sadade tuhandeteni hiiglaslikes. Reeglina on galaktikate läbimõõt hästi korrelatsioonis nende absoluutse heledusega.

Spektriklass ja värv. Galaktika esimene spektrogramm – Andromeeda udukogud, mille sai 1899. aastal Potsdami observatooriumis J. Scheiner (1858–1913), meenutab oma neeldumisjoontega Päikese spektrit. Galaktikate spektrite massiuuringud algasid madala dispersiooniga (200–400 /mm) "kiirete" spektrograafide loomisega; Hiljem võimaldas elektrooniliste pildivõimendite kasutamine tõsta hajuvust 20–100/mm-ni. Morgani vaatlused Yerkesi observatooriumis näitasid, et vaatamata galaktikate keerukale tähekoostisele on nende spektrid tavaliselt lähedased teatud klassi tähtede spektritele alates aastast. A enne K, ning spektri ja galaktika morfoloogilise tüübi vahel on märgatav korrelatsioon. Reeglina klassispekter A neil on ebakorrapärased galaktikad Im ja spiraalid sm Ja SD. klassi spektrid A–F spiraalide juures SD Ja sc. Ülekanne alates sc To Sb millega kaasneb spektri muutus alates F To F–G ja spiraalid Sb Ja Sa, läätsekujulistel ja elliptilistel süsteemidel on spektrid G Ja K. Tõsi, hiljem selgus, et spektraalset tüüpi galaktikate kiirgus A koosneb tegelikult spektriklassi hiiglaslike tähtede valguse segust B Ja K.

Lisaks neeldumisjoontele on paljudel galaktikatel emissioonijooned, nagu Linnutee emissiooniudud. Tavaliselt on need Balmeri seeria vesinikuliinid, näiteks H  peal  6563, ioniseeritud lämmastiku dupletid (N II) sees  6548 ja 6583 ning väävel (S II) edasi  6717 ja 6731, ioniseeritud hapnik (O II) sees  3726 ja 3729 ning topeltioniseeritud hapnik (O III) sisse  4959 ja 5007. Emissioonijoonte intensiivsus on tavaliselt korrelatsioonis gaaside ja ülihiidtähtede hulgaga galaktikate ketastel: need jooned puuduvad või on väga nõrgad elliptilistes ja läätsekujulistes galaktikates, kuid suurenevad spiraalsetes ja ebaregulaarsetes - alates Sa To Im. Lisaks väheneb vesinikust raskemate elementide (N, O, S) emissioonijoonte intensiivsus ja tõenäoliselt ka nende elementide suhteline arvukus ketasgalaktikate tuumast perifeeriasse. Mõne galaktikate tuumades on ebatavaliselt tugevad emissioonijooned. 1943. aastal avastas K. Seifert eritüüpi galaktikad, mille tuumades on väga laiad vesiniku jooned, mis viitab nende kõrgele aktiivsusele. Nende tuumade heledus ja nende spektrid muutuvad ajas. Üldiselt on Seyferti galaktikate tuumad sarnased kvasaritega, kuigi mitte nii võimsad.

Mööda galaktikate morfoloogilist järjestust muutub nende värvuse terviklik indeks ( B-V), st. galaktika suuruse erinevus sinises B ja kollane V kiired. Peamiste galaktikate tüüpide keskmine värviindeks on järgmine:

Sellel skaalal vastab 0,0 valge värv, 0,5 - kollakas, 1,0 - punakas.

Detailse fotomeetria abil selgub tavaliselt, et galaktika värvus muutub tuumast servani, mis viitab tähe koostise muutumisele. Enamik galaktikaid on välispiirkondades sinisemad kui tuumas; See on spiraalides palju märgatavam kui elliptilistes kujundites, kuna nende kettad sisaldavad palju noori siniseid tähti. Ebakorrapärased galaktikad, millel tavaliselt puudub tuum, on keskelt sageli sinisemad kui servad.

Pöörlemine ja mass. Galaktika pöörlemine ümber tsentrit läbiva telje viib selle spektris olevate joonte lainepikkuse muutumiseni: meile lähenevatest galaktika piirkondadest tulevad jooned nihkuvad spektri violetsele osale ja taanduvast joonest. piirkonnad - punaseks (joon. 7). Doppleri valemi järgi on joone lainepikkuse suhteline muutus   / = V r /c, Kus c on valguse kiirus ja V r on radiaalkiirus, s.o. allika kiiruse komponent piki vaatejoont. Tähtede pöördeperioodid galaktikate tsentrite ümber on sadu miljoneid aastaid ja nende orbiidi liikumise kiirus ulatub 300 km/s. Tavaliselt saavutab ketta pöörlemiskiirus maksimaalse väärtuse ( V M) mõnel kaugusel keskusest ( r M) ja seejärel väheneb (joonis 8). Meie galaktika V M= 230 km/s kaugusel r M= 40 tuhat St. aastat keskusest:

Riis. 7. GALAKTIKA SPEKTRAALJOOND, pöörleb ümber telje N, kui spektrograafi pilu on orienteeritud piki telge ab. Joon galaktika taanduvast servast ( b) kaldub punasele küljele (R) ja lähenevast servast ( a) ultraviolettkiirgusele (UV).

Riis. 8. GALAKTIKA PÖÖRLEMISKÕVER. Pöörlemiskiirus V r saavutab maksimaalse väärtuse V M kauguses R M galaktika keskpunktist ja väheneb seejärel aeglaselt.

Galaktikate spektrites on neeldumisjooned ja emissioonijooned sama kuju Seetõttu pöörlevad tähed ja gaas kettal sama kiirusega samas suunas. Kui tumedate tolmuradade asukoha järgi kettal on võimalik aru saada, milline galaktika serv on meile lähemal, saame teada spiraalharude keerdumise suuna: kõigis uuritud galaktikates on need maha jäänud. , st keskpunktist eemaldudes paindub käsi pöörlemissuunale vastupidises suunas.

Pöörlemiskõvera analüüs võimaldab määrata galaktika massi. Lihtsamal juhul, võrdsustades gravitatsioonijõu tsentrifugaaljõuga, saame tähe orbiidil oleva galaktika massi: M = rV r 2 /G, Kus G on gravitatsioonikonstant. Perifeersete tähtede liikumise analüüs võimaldab hinnata kogumassi. Meie galaktika mass on umbes. 210 11 päikesemassi, Andromeeda udukogu jaoks 410 11, Suure Magellani pilve jaoks - 1510 9 . Ketasgalaktikate massid on ligikaudu võrdelised nende heledusega ( L), seega suhe M/L neil on peaaegu ühesugused ja siniste kiirte heledus on võrdne M/L 5 Päikese massi ja heleduse ühikutes.

Sfäärilise galaktika massi saab hinnata samal viisil, võttes ketta pöörlemiskiiruse asemel tähtede kaootilise liikumise kiiruse galaktikas (  v), mida mõõdetakse spektrijoonte laiusega ja mida nimetatakse kiiruse dispersiooniks: M  R v 2 /G, Kus R on galaktika raadius (viirusteoreem). Tähtede kiiruse hajumine elliptilistes galaktikates on tavaliselt 50–300 km/s ja massid on kääbussüsteemides 10 9 Päikese massist hiiglaslikes süsteemides 10 12-ni.

raadioemissioon Linnutee avastas K. Jansky 1931. aastal. Esimese Linnutee raadiokaardi võttis G. Reber vastu 1945. aastal. See kiirgus on lainepikkuste vahemikus  või sagedused  = c/ , mitmest megahertsist (   100 m) kuni kümneid gigahertse (   1 cm) ja seda nimetatakse "pidevaks". Selle eest vastutavad mitmed füüsikalised protsessid, millest olulisim on tähtedevahelises nõrgas magnetväljas peaaegu valguse kiirusel liikuvate tähtedevaheliste elektronide sünkrotronkiirgus. 1950. aastal avastasid R. Brown ja C. Hazard (Jodrell Bank, Inglismaa) Andromeeda udukogust ja seejärel paljudest teistest galaktikatest pideva kiirguse lainepikkusel 1,9 m. Tavalised galaktikad, nagu meie või M 31, on nõrgad raadiolainete allikad. Nad kiirgavad raadiosagedusalas, mis on vaevalt miljondik oma optilisest võimsusest. Kuid mõnes ebatavalises galaktikas on see kiirgus palju tugevam. Lähimate "raadiogalaktikate" Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) ja Perseus A (NGC 1275) raadioheledus on 10–4 10–3 optilisest. Ja haruldaste objektide, näiteks raadiogalaktika Cygnus A puhul on see suhe ühtsusele lähedane. Vaid paar aastat pärast selle võimsa raadioallika avastamist oli võimalik leida sellega seotud nõrk galaktika. Paljusid nõrku raadioallikaid, mis on tõenäoliselt seotud kaugete galaktikatega, pole veel optiliste objektidega tuvastatud.

> meile lähim galaktika

Milline galaktika on Linnuteele kõige lähemal: spiraalne Andromeda, kääbusgalaktika Suur koer, kaugus, galaktikate kaart, uurimine koos fotoga.

Tuleb mõista, et meie galaktika ei ole oma kujunemise poolest ainulaadne. See tähendab, et sarnaseid on palju rohkem, mis on ühendatud kindlatesse rühmadesse. Linnuteed varjas kohalik rühm (54 galaktikat), mis on osa. Nii et me ei ole üksi.

Paljud usuvad, et Andromeeda galaktika on kõige lähemal, kuna see ja Linnutee läbivad kokkupõrke- ja ühinemisprotsessi. Kuid teaduslikumalt rääkides on see spiraalitüübi lähim esindaja. Fakt on see, et kääbus avastati mitte nii kaua aega tagasi, seega on aeg oma teadmised üle vaadata.

Milline galaktika on kõige lähemal

Nüüd on kääbusgalaktika Canis Majoris Linnuteele lähim galaktika. See asub keskusest 42 000 valgusaasta ja süsteemist 25 000 valgusaasta kaugusel.

Meile lähima galaktika omadused

Arvatakse, et see sisaldab miljard tähte, millest paljud on läinud punase hiiglase faasi. Moodustatud ellipsi kujul. Lisaks väreleb selle taga terve täheniit. See on keeruline rõngakujuline struktuur – ükssarviku sõrmus on kolm korda ümber keeratud.

Rõnga uurimise käigus avastati see kääbusgalaktika Canis Majoris. Eeldatakse, et ta oli "söödud". Ja selle keskme lähedal asuvad kerasparved (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 ja NGC 2808) kuulusid kunagi neeldunud galaktikasse.

Hubble'i teleskoobiga jäädvustatud näited galaktilistest ühinemistest

Maale lähima galaktika avastamine

Enne seda arvati, et esikohal on läheduse poolest kääbuselliptiline galaktika (70 000 valgusaasta kaugusel Maast). See on lähemal kui (180 000 aastat).

Kääbusgalaktika Canis Majoris ilmus esimest korda 2003. aastal. Astronoomid skaneerisid All-Sky Survey abil 70% taevast ja leidsid ligikaudu 5700 taevase infrapunakiirguse allikat. Infrapunatehnoloogia on väga oluline, kuna gaas ja tolm ei blokeeri punast valgust. Nii õnnestus Canis Majori tähtkujust leida palju M-tüüpi hiiglasi. Mõned struktuurid moodustasid nõrgad kaared.

M-tüüpi tähtede suur arv oli põhjuseks, miks veehoidla leiti. Madala temperatuuriga punased kääbused on heleduse poolest halvemad, nii et neid ei saa ilma tehnoloogiat kasutamata näha. Kuid infrapunapiirkonnas on need selgelt nähtavad.

Andmed õhutasid ideed, et galaktikad võivad kasvada väiksemaid naabreid neelades. Nii tekkis meie Linnutee galaktika, mis jätkab seda ka praegu. Ja kuna endised kääbusgalaktika tähed Canis Majoris on nüüd meie omad, võib öelda, et see asub kõige lähemal.

Endine võitja leiti 1994. aastal (kääbus Amburis). Lähimate spiraalide hulgas on (M31), mis kihutab meie poole kiirendusega 110 km/s. 4 miljardi valgusaasta pärast toimub ühinemine.

Mis ootab meid lähimat galaktikat?

Nüüd teate, et Linnuteele lähim galaktika on kääbusgalaktika Canis Majoris. Aga mis temast saab? Teadlased usuvad, et lõpuks rebib selle Linnutee gravitatsioonijõud laiali. On märgata, et tema põhikeha on juba moondunud ja see ei peatu. Akretsioon lõpeb objektide täieliku ühinemisega, kandes meie galaktikasse 1 miljard tähte varem möödunud 200–400 miljardile. Nii et lühike vahemaa lähima galaktikani mängis sellega julma nalja.

Astronoomia on hämmastavalt põnev teadus, mis paljastab uudishimulikele mõtetele kogu universumi mitmekesisuse. Vaevalt leidub inimesi, kes poleks lapsepõlves öises taevas tähtede hajumist vaadanud. See pilt näeb eriti ilus välja suveperiood kui tähed tunduvad nii lähedal ja uskumatult eredad. IN viimased aastad Astronoomid üle kogu maailma on eriti huvitatud Andromeedast, meie Linnuteele kõige lähemal asuvast galaktikast. Otsustasime välja selgitada, mis selles täpselt teadlasi köidab ja kas seda on ka palja silmaga näha.

Andromeda: lühike kirjeldus

Andromeeda udukogu või lihtsalt Andromeeda on galaktika üks suurimaid galaktikaid. See on ligikaudu kolm kuni neli korda suurem kui meie Linnutee, kus asub päikesesüsteem. Selles on esialgsetel hinnangutel umbes üks triljon tähte.

Andromeeda on spiraalgalaktika, seda on öötaevas näha ka ilma spetsiaalsete optiliste seadmeteta. Kuid pidage meeles, et selle täheparve valgus liigub meie Maale rohkem kui kahe ja poole miljoni aasta jooksul! Astronoomid ütlevad, et praegu näeme Andromeeda udukogu sellisena, nagu see oli kaks miljonit aastat tagasi. Kas see pole ime?

Andromeeda udukogu: vaatluste ajaloost

Andromeedat nägi esmakordselt Pärsia astronoom. Ta kataloogis selle 1946. aastal ja kirjeldas seda kui hägust kuma. Seitse sajandit hiljem kirjeldas galaktikat saksa astronoom, kes jälgis seda pikka aega teleskoobiga.

Üheksateistkümnenda sajandi keskel tegid astronoomid kindlaks, et Andromeeda spekter erineb oluliselt varem tuntud galaktikatest, ja pakkusid välja, et see koosneb paljudest tähtedest. See teooria on täielikult õigustatud.

Andromeeda galaktika, mida pildistati alles üheksateistkümnenda sajandi lõpus, on spiraalse struktuuriga. Kuigi neil päevil peeti seda vaid suureks osaks Linnuteest.

Galaktika struktuur

Tänapäevaste teleskoopide abil on astronoomidel õnnestunud analüüsida Andromeeda udukogu ehitust. Hubble'i teleskoop võimaldas näha umbes neljasadat noort tähte ümber musta augu tiirlemas. See täheparv on umbes 200 miljonit aastat vana. Selline galaktika struktuur oli teadlastele väga üllatav, sest seni polnud nad isegi ette kujutanud, et tähed võivad musta augu ümber tekkida. Kõigi varem teadaolevate seaduste kohaselt on gaasi kondenseerumisprotsess, mille käigus moodustub sellest täht, musta augu tingimustes lihtsalt võimatu.

Andromeeda udukogus on mitu satelliit-kääbusgalaktikat, need asuvad selle äärealadel ja võivad sinna sattuda neeldumise tulemusena. See on kahekordselt huvitav, arvestades, et astronoomid ennustavad kokkupõrget Linnutee ja Andromeeda galaktika vahel. Tõsi, see fenomenaalne sündmus juhtub väga varsti.

Andromeeda galaktika ja Linnutee: liikumine üksteise poole

Teadlased on pikka aega teinud teatud ennustusi, jälgides mõlema tähesüsteemi liikumist. Fakt on see, et Andromeeda on galaktika, mis liigub pidevalt Päikese poole. Kahekümnenda sajandi alguses suutis Ameerika astronoom arvutada selle liikumise kiiruse. Seda näitajat, mis on kolmsada kilomeetrit sekundis, kasutavad oma vaatlustes ja arvutustes siiani kõik maailma astronoomid.

Kuid nende arvutused erinevad oluliselt. Mõned teadlased väidavad, et galaktikad põrkuvad kokku alles seitsme miljardi aasta pärast, teised aga on kindlad, et Andromeeda kiirus kasvab pidevalt ning kohtumist võib oodata nelja miljardi aasta pärast. Teadlased ei välista sellist stsenaariumi, kus mõne aastakümne pärast see ennustatud arv taas oluliselt väheneb. IN praegu ometi on üldiselt aktsepteeritud, et kokkupõrget ei tohiks oodata varem kui nelja miljardi aasta pärast. Mis meid Andromeedat (galaktikat) ähvardab?

Kokkupõrge: mis saab?

Kuna Linnutee neeldumine Andromeeda poolt on vältimatu, üritavad astronoomid olukorda simuleerida, et omada selle protsessi kohta vähemalt mingit teavet. Arvutiandmete kohaselt asub päikesesüsteem neeldumise tulemusena galaktika äärealadel, see lendab saja kuuekümne tuhande valgusaasta kaugusel. Võrreldes meie praeguse seisuga Päikesesüsteem galaktika keskpunktini, jääb see sellest kahekümne kuue tuhande valgusaasta kaugusele.

Uus tulevikugalaktika on juba saanud nime – Milky Honey ning astronoomid ütlevad, et ühinemise tõttu nooreneb see vähemalt pooleteise miljardi aasta võrra. Selle protsessi käigus tekivad uued tähed, mis muudavad meie galaktika palju heledamaks ja kaunimaks. Ta muudab ka kuju. Nüüd on Andromeeda udukogu Linnutee suhtes teatud nurga all, kuid ühinemise käigus omandab tekkiv süsteem ellipsi kuju ja muutub nii-öelda mahukamaks.

Inimkonna saatus: kas elame kokkupõrke üle?

Ja mis saab inimestest? Kuidas mõjutab galaktikate kohtumine meie Maad? Üllataval kombel väidavad teadlased, et absoluutselt mitte midagi! Kõik muudatused väljenduvad uute tähtede ja tähtkujude ilmumises. Taevakaart muutub täielikult, sest leiame end galaktika täiesti uude ja uurimata nurka.

Muidugi jätavad mõned astronoomid negatiivsetest arengutest väga väikese protsendi. Selle stsenaariumi korral võib Maa põrkuda Päikese või mõne muu Andromeeda galaktikast pärit tähekehaga.

Kas Andromeeda udukogus on planeete?

Teadlased otsivad regulaarselt galaktikatest planeete. Nad ei jäta katseid leida Linnutee avarustest planeeti, mis on omadustelt meie Maale lähedane. Hetkel on avastatud ja kirjeldatud juba üle kolmesaja objekti, kuid need kõik asuvad meie tähesüsteemis. Viimastel aastatel on astronoomid hakanud Andromeedat aina põhjalikumalt uurima. Kas seal on planeete?

Kolmteist aastat tagasi kasutas astronoomide rühm uusim meetod oletas, et ühel Andromeeda udukogu tähel on planeet. Selle hinnanguline mass on kuus protsenti meie päikesesüsteemi suurimast planeedist – Jupiterist. Selle mass on kolmsada korda suurem kui Maa mass.

Praegu katsetatakse seda oletust, kuid sellel on kõik võimalused saada sensatsiooniks. Lõppude lõpuks pole astronoomid seni avastanud planeete teistest galaktikatest.

Valmistub taevas galaktikat otsima

Nagu oleme öelnud, näete isegi palja silmaga öötaevas naabergalaktikat. Muidugi peavad selleks olema teadmised astronoomia vallas (vähemalt teadma, millised tähtkujud välja näevad ja oskama neid leida).

Lisaks on pea võimatu näha linna öötaevas teatud täheparvesid – valgusreostus takistab vaatlejatel vähemalt midagi nägemast. Seega, kui soovid siiski Andromeeda udukogu oma silmaga näha, siis mine suve lõpus külla või vähemalt linnaparki, kus pole suur hulk laternad. parim aeg vaatlemiseks on oktoober, kuid augustist septembrini on see horisondi kohal üsna selgelt nähtav.

Andromeeda udukogu: otsinguskeem

Paljud noored amatöörastronoomid unistavad teada saada, milline Andromeeda tegelikult välja näeb. Taevas olev galaktika meenutab väikest heledat laiku, kuid tänu sellele leiate selle üles heledad tähed mis asuvad läheduses.

Lihtsaim viis on leida Cassiopeia sügistaevast - see näeb välja nagu W-täht, ainult rohkem venitatud, kui seda kirjalikult tähistada on kombeks. Tavaliselt on tähtkuju selgelt nähtav põhjapoolkeral ja asub taeva idaosas. Andromeeda galaktika asub allpool. Selle nägemiseks peate leidma veel mõned maamärgid.

Need on kolm heledat tähte Cassiopeia all, nad on pikliku joonega ja neil on punakasoranž toon. Keskmine, Miraak, on kõige täpsem juhend algajatele astronoomidele. Kui tõmbate sellest sirge joone ülespoole, märkate väikest pilve meenutavat helendavat laiku. Just sellest valgusest saab Andromeeda galaktika. Veelgi enam, kuma, mida saate jälgida, saadeti Maale isegi siis, kui planeedil polnud ühtegi inimest. Hämmastav fakt, eks?

Suur entsüklopeediline sõnaraamat

Ekstragalaktilised udukogud ehk saareuniversumid, hiiglaslikud tähesüsteemid, mis sisaldavad ka tähtedevahelist gaasi ja tolmu. Päikesesüsteem on osa meie Linnutee galaktikast. Kogu avakosmos kuni piirini, kust nad võivad tungida ... ... Collier Encyclopedia

Hiiglaslikud (kuni sadu miljardeid tähti) tähesüsteemid; nende hulka kuulub eelkõige meie Galaxy. Galaktikad jagunevad elliptilisteks (E), spiraalseteks (S) ja korrapäratuteks (Ir). Meile lähimad galaktikad on Magellani pilved (Ir) ja udukogu ... ... entsüklopeediline sõnaraamat

Hiiglaslikud tähesüsteemid, mis on sarnased meie tähesüsteemiga Galaxy (vt Galaxy), mis hõlmab ka päikesesüsteemi. (Mõiste "galaktikad" kirjutatakse erinevalt terminist "Galaktika" väikese tähega.) Vananenud nimi G. ... ...

Hiiglaslikud (kuni sadu miljardeid tähti) tähesüsteemid; nende hulka kuulub eelkõige meie Galaxy. Galaktikad jagunevad elliptilisteks (E), spiraalseteks (S) ja korrapäratuteks (Ir). Meile lähimad galaktikad on Magellani pilved (Ir) ja udukogu ... ... Astronoomiline sõnastik

galaktikad- hiiglaslikud tähesüsteemid, mille tähtede arv on kümnetest kuni sadade miljarditeni. Kaasaegsete hinnangute kohaselt on teadaolevas metagalaktikas umbes 150 miljonit galaktikat. Galaktikad jagunevad elliptilisteks (astronoomias tähistatakse tähega E), ... ... Kaasaegse loodusteaduse algus

Hiiglaslikud (kuni sadu miljardeid tähti) tähesüsteemid; nende hulka kuulub eelkõige meie Galaxy. G. jagunevad elliptilisteks. (E), spiraal (S) ja ebaregulaarne (Ir). Meile lähimad G. Magellani pilved (Ir) ja Andromeeda udukogu (S). G.…… Loodusteadus. entsüklopeediline sõnaraamat

Whirlpool Galaxy (M51) ja selle satelliit NGC 5195. Foto Kitt Peaki observatooriumist. Interakteeruvad galaktikad on ruumis piisavalt lähedal, et vastastikune gravitatsioon on ... Wikipedias oluline

Tähesüsteemid, mis erinevad kuju poolest spiraalsetest ja elliptilistest süsteemidest juhuslikkuse, räbaluse poolest. Mõnikord on N. g., millel puudub selge vorm, amorfne. Need koosnevad tolmuseguga tähtedest, samas kui enamik N. g. ... ... Suur Nõukogude entsüklopeedia

- ... Vikipeedia

Raamatud

• Galaktikad, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitri Zigfridovitš. Sarja "Astronoomia ja astrofüüsika" neljas raamat sisaldab ülevaadet tänapäevastest ideedest hiiglaslike tähesüsteemide – galaktikate kohta. Räägitakse galaktikate avastamise ajaloost, nende ...
• Galaktikad, Surdin VG Neljas raamat sarjast "Astronoomia ja astrofüüsika" sisaldab ülevaadet tänapäevastest ideedest hiiglaslike tähesüsteemide – galaktikate kohta. Räägitakse galaktikate avastamise ajaloost, nende ...

Kui suur on kaugus lähimast galaktikast? 12. märts 2013

Teadlased suutsid esimest korda mõõta täpset kaugust meist lähima galaktikani. See kääbusgalaktika on tuntud kui Suur Magellaani pilv. See asub meist 163 tuhande valgusaasta ehk täpsemalt 49,97 kiloparseki kaugusel.

Galaxy Large Magellanic Cloud hõljub aeglaselt sisse avakosmos meie galaktika ümber tiirlemas Linnutee ringi nagu kuu tiirleks ümber maa.

Hiiglaslikud gaasipilved ümber galaktika hajuvad aeglaselt, mille tulemusena tekivad uued tähed, mis valgustavad oma valgusega tähtedevahelist ruumi, luues eredaid värvilisi kosmilisi maastikke. Need maastikud pildistati kosmoseteleskoobiga Hubble.

Väike galaktika Suur Magellani pilv sisaldab Tarantula udukogu – meie naabruskonna eredaim tähehäll kosmoses – selles on nähtud märke uute tähtede tekkest.

Teadlased suutsid arvutusi teha, jälgides haruldasi lähedasi tähepaare, mida tuntakse kui varjutavad kaksiktähti. Need tähepaarid on gravitatsiooniliselt omavahel seotud ja kui üks tähtedest paistab teist üle, nagu Maalt vaatleja näeb, väheneb süsteemi üldine heledus.

Kui võrrelda tähtede heledust, siis saab niimoodi uskumatu täpsusega välja arvutada täpse kauguse nendeni.

Kosmoseobjektide täpse kauguse määramine on meie universumi suuruse ja vanuse mõistmiseks väga oluline. Seni jääb lahtiseks küsimus: kui suur on meie universum, ei oska keegi teadlastest veel kindlalt öelda.

Kui astronoomid on suutnud saavutada sellise täpsuse kauguste määramisel kosmoses, saavad nad vaadata kaugemaid objekte ja lõpuks välja arvutada universumi suuruse.

Samuti võimaldavad uued funktsioonid meil täpsemalt määrata meie universumi paisumiskiirust ja täpsemalt arvutada Hubble'i konstant. See koefitsient sai nime Edwin P. Hubble'i, Ameerika astronoomi järgi, kes tõestas 1929. aastal, et meie universum on oma eksisteerimise algusest peale pidevalt paisunud.

galaktikate vaheline kaugus

Suur Magellani Pilvegalaktika on meile lähim kääbusgalaktika, kuid suuruselt suurimat galaktikat peetakse meie naabriks Andromeeda spiraalgalaktika, mis asub meist umbes 2,52 miljoni valgusaasta kaugusel.

Meie galaktika ja Andromeeda galaktika vaheline kaugus väheneb järk-järgult. Nad lähenevad teineteisele kiirusega umbes 100–140 kilomeetrit sekundis, kuigi kohtuvad üsna pea, õigemini 3–4 miljardi aasta pärast.

Võib-olla näeb öine taevas maise vaatleja jaoks nii välja mõne miljardi aasta pärast.

Seetõttu võivad galaktikate vahelised kaugused olla väga erinevad erinevad etapid aega, kuna need on pidevalt dünaamikas.

Universumi mastaap

Nähtaval universumil on uskumatu läbimõõt, mis on miljardeid ja võib-olla kümneid miljardeid valgusaastaid. Paljud objektid, mida me teleskoopidega näeme, ei ole enam seal või näevad täiesti teistsugused välja, kuna valgus rändas nende ees uskumatult kaua.

Kavandatud illustratsioonide seeria aitab teil vähemalt ette kujutada üldiselt meie universumi mastaabis.

Päikesesüsteem oma suurimate objektidega (planeedid ja kääbusplaneedid)

Päike (keskel) ja lähimad tähed

Linnutee galaktika, mis näitab Päikesesüsteemile kõige lähemal asuvat tähesüsteemide rühma

Rühm lähedalasuvaid galaktikaid, sealhulgas enam kui 50 galaktikat, mille arv uute avastamisel pidevalt suureneb.

Kohalik galaktikate superparv ( Virgo Supercluster ). Suurus - umbes 200 miljonit valgusaastat

Galaktikate superparvede rühm

Nähtav universum