Нашата галактика и най-близката му среда. Какво е разстоянието до най-близката галактика

Галактики, "Екстрагалактични мъглявини" или "Островни вселени" - това са гигантски звездни системи, съдържащи междузвезден газ и прах. Слънчевата система влиза в нашата галактика - Млечен път. Цялото външно пространство до границите, където най-мощните телескопи могат да проникнат, изпълнени с галактики. Астрономите са от тях най-малко един милиард. Най-близката галактика е от нас на разстояние от около 1 милион св. години (10 19 км) и най-отдалечените галактики, регистрирани от телескопи - милиарди светлинни години. Изследването на галактиките е една от най-амбициозните задачи на астрономията.

Историческа справка. Най-ярките и най-новите външни галактики - облаците на Магеланов са видими за голото око на южното полукълбо на небето и са били известни на арабите през 11 век, както и най-ярката галактика на северното полукълбо - голяма мъглявина в Андром . С възглавницата на тази мъглявина през 1612 г. с помощта на телескоп, немски астроном с.Мариус (1570-1624) започва научно изследване на галактики, мъглявини и звездни клъстери. Много мъгляви са открити от различни астрономи през 17-ти и 18-ти век; След това те се считат за облаци от блестящ газ.

Идеята на звездните системи за границата на галактиката за първи път беше обсъдена от философите и астрономите 18: E.sedenborg (1688-1772) в Швеция, Tryt (1711-1786) в Англия, I. Kant (1724-1804) в Прусия и .Lubert (1728-1777) в Alsace и V.German (1738-1822) в Англия. Въпреки това, само през първото тримесечие на 20-ти век. Наличието на "островните вселени" е недвусмислено, благодарение на произведенията на американските астрономи на Järtis (1872-1942) и E.habbla (1889-1953). Те доказаха, че разстоянията са до най-светлите и затова най-близките "бели мъглялис" значително надвишават размера на нашата галактика. За периода от 1924 до 1936 г. Хъбъл подкана границата на изследването на галактиките от най-близките системи до границата на способностите на 2,5-метровия телескоп на обсерваторията на планината Уилсън, т.е. до няколкостотин милиони светлинни години.

През 1929 г. бъбреците отвори връзката между разстоянието до галактиката и скоростта на движението му. Тази зависимост, законът на Хъбъл, стана наблюдателна основа на съвременната космология. След края на Втората световна война, активно изследване на галактиките започна с нови големи телескопи с електронни усилватели на светлина, автоматични измервателни машини и компютри. Откриването на нашите радиомисии и други галактики даде нова възможност да изучава вселената и да доведе до отваряне на радио-белакси, квазари и други прояви на дейност в галактиките ядра. Външните наблюдения от геофизични ракети и сателити позволяват да се открие рентгеновата радиация от ядрата на активните галактики и клъстери на галактики.

Фиг. 1. Класификация на галактиките на Хъбъл

Първият каталог на "Nebules" е публикуван през 1782 г. от френския астроном с.Мамеса (1730-1817). Този списък спадна като звездни клъстери и газови мъглявина на нашите галактически и екстрагалатни предмети. Стаите от обекти в каталога Messier все още се използват; Например, Messier 31 (M 31) е известната мъглявина Andromeda, най-близката голяма галактика, наблюдавана в съзвездието Андромеда.

Систематичният преглед на небето, стартиран от V. Herchelem през 1783 г., го доведе до откриването на няколко хиляди мъглявина в Северното небе. Тази работа продължаваше от сина му Й. Герчелем (1792-1871), който проведе наблюдения в южното полукълбо в нос на добра надежда (1834-1838) и публикува през 1864 година Общ каталог 5 хиляди мъглявина и звездни клъстери. През втората половина на 19-ти век. Тези обекти се добавят отново отворени и Y.Renel (1852-1926) през 1888 г. Нов общ каталог (Нов общ каталог - NGC), включително 7814 обекта. С публикуване през 1895 и 1908 г. от два допълнителни Индекс каталози (IC) Броят на откритите небулирани и звездни клъстери надвишиха 13 хиляди. Определянето на каталози NGC и IC оттогава станаха общоприети. По този начин, мъглявината на Андромеда е обозначена с М 31, или NGC 224. отделен списък от 1249 галактики, по-ярки от 13-та величина на звездата, базирана на фотографския преглед на небето, възлиза на H. Schepley и A. намиждане от Харвард Обсерватория през 1932 година.

Тази работа е значително разширена първа (1964), втората (1976) и третата (1991) публикации Refstract каталог на ярки галактики J. Deobuler със служители. По-обширни, но по-малко подробни директории въз основа на гледане на фотографски проучвания на небето бяха публикувани през 1960-те години на САЩ (1898-1974) в САЩ и Б.А. Велонтав-Велджамин (1904-1994) в СССР. Те съдържат прибл. 30 хиляди галактики до 15-тата звезда. Подобен преглед на южното небе бе завършен с помощта на 1-метров фотоапарат на Европейската южна обсерватория в Чили и британската 1,2-метрова камара Шмид в Австралия.

Галактики са по-слаби от 15-та величина на звездите твърде много, за да компилират техния списък. През 1967 г. резултатите от изчисляването на галактиките на по-яркото от 19-та величина на звездата (северно от отклонението на 20), което е направено от църквата, и K.Vitannen на плочите от 50 см астрография на Лиза Обсерваторията се публикуват. Такива галактики се оказаха добре. 2 милиона, без да преброяват тези, скрити от нас широка лента за прах на Млечния път. А през 1936 г. Хъбъл на Обсерваторията Място Уилсън изчислява броя на галактиките до 21-ви зверове в няколко малки обекта, разпределени равномерно през небесната сфера (северно от спад 30). Според тези данни, над 20 милиона, галактиките на най-ярката величина на 21-ви звезда.

Класификация. Има галактики с различни форми, размери и ясла; Някои от тях са изолирани, но повечето имат съседи или сателити, които имат гравитационно влияние върху тях. Като правило, галактиките са спокойни, но често са активни. През 1925 г. GABBLE предлагала галактическа класификация въз основа на външния им вид. По-късно тя изясни Хъбъл и прошепна, след това Санджд и накрая воколалера. Всички галактики в нея са разделени на 4 вида: елиптични, лещирикуларни, спирални и неправилни.

Елиптичен(Д.) Галактиките имат в снимки формата на елипси без внезапни граници и ясни части. Тяхната яркост се увеличава до центъра. Това са ротационни елипсоиди, състоящи се от стари звезди; Тяхната видима форма зависи от ориентацията към лъча на изгледа на наблюдателя. Когато наблюдавате реброто, съотношението на дължините на късите и дългите оси на елипсата достига  5/10 (обозначени E5.).

Фиг. 2. елиптична галактика ЕСО 325-G004

Лензид(Л. или С.0) Галактиките са подобни на елиптичните, но, с изключение на сфероидалния компонент, имат тънък бързо въртящ се екваториален диск, понякога с пръстеновидни структури като пръстените на Сатурн. Lenzoid Galaxies, наблюдаван от ребрата, изглеждат по-компресирани от елиптични: съотношението на техните оси достига 2/10.

Фиг. 2. Galaxy Spindle (NGC 5866), Lens-като галактика в съзвездието дракон.

Spiral.(С.) Галактиките се състоят и от два компонента - сфероидален и плосък, но с повече или по-малко развита спирална структура в диска. По последователността на подтипове SA., Sb., Накрайник, SD. (от "ранните" спирали до "късни") спирални ръкави стават по-дебели, по-трудни и по-малко усукани и сфероид (централна кондензация, или балджа) намалява. В спираловидни галактики, наблюдавани от реброто, спиралните ръкави не се виждат, но видът на галактиката може да бъде инсталиран върху относителната яркост на Балц и диска.

Фиг. 2.Пример за спирална галактика, галактика "щифт" (обект на масата на маса 101 или NGC 5457)

Погрешно(I.) Галактиките са два основни вида: тип Магелан, т.е. Вид на облаците magtellane, продължавайки последователността на спиралите от См. преди АЗ СЪМ.и тип нежелан I.0, с хаотични тъмен прах над сфероидална или дискова структура, като например лешид или по-ранна спирала.

Фиг. 2.NGC 1427A, пример за неправилна галактика.

Видове Л. и С. да се разпадат в две семейства и два вида в зависимост от наличието или отсъствието на линейна структура, преминаваща през центъра и пресича диска ( бар), както и централизирано симетричен пръстен.

Фиг. 2.Компютърен модел на галактиката Млечен път.

Фиг. 1. NGC 1300, пример за спирална галактика с джъмпер.

Фиг. 1. Триизмерна класификация на галактиките. Основни видове: E, l, s, i разположени последователно от. Д. преди АЗ СЪМ.Шпакловка Семейно семейство А. и пресечени Б.Шпакловка Изглед с. и r.. Кръгла диаграма по-долу - напречно сечение на основната конфигурация в областта на спираловидните галактики.

Фиг. 2. Основни семейства и видове спирали В раздела на основната конфигурация в региона Sb..

Има и други класификационни схеми за галактики, базирани на по-тънки морфологични детайли, но все още няма обективна класификация на базата на фотометрични, кинематични и радио удобства.

Структура. Две структурни компоненти - сфероид и диск - отразяват разликата в звездата на галактиките, открита през 1944 г. от германския астроном В. Байда (1893-1960).

Население I.Представете си в погрешни галактики и в спираловидни ръкави съдържат сини гиганти и леглотоци на спектралните класове O и B, червените суперканти на класове К и М, както и междузвездни газове и прах със светли зони с йонизиран водород. Също така е присъстваща и малки масови звезди на основната последователност, които са видими близо до слънцето, но неразличими в далечни галактики.

Население II.Представете си в елиптични и лешидни галактики, както и в централните райони на спиралите и в клъстерите с топки, съдържат червени гиганти от клас G5 до K5, субгжански и вероятно субкарлики; Има планетарни мъглявини и има огнища на нови (фиг. 3). На фиг. 4 показва връзката между спектралните класове (или цветни) звезди и тяхната осветеност в различни популации.

Фиг. 3. Звездно население. Снимките на спираловидната галактика на мъглявите Андромеда показват, че сините гиганти и суперкултите на населението съм съсредоточен на своя диск, а централната част се състои от червени звезди от населението II. Сателитите за мъглявина Andromeda също са видими: NGC 205 Galaxy ( по-долу) и m 32 ( в горната част на лявата). Най-ярките звезди в тази снимка принадлежат на нашата галактика.

Фиг. 4. Диагранг на Herzshprung - ResselКъдето е видима връзката между спектралния клас (или цвят) и осветеността на звездите от различни типове. I: млади звезди на населението, типично за спираловидни ръкави. II: Звезди от възрастни хора; III: Старото население звезди II, типично за балеви и елиптични галактики.

Първоначално се смята, че елиптичните галактики съдържат само населението II и неправилното население I. Обаче се оказа, че обикновено галактиките съдържат смес от две звездни популации в различни пропорции. Подробен анализ на популациите е възможен само за няколко близки галактики, но цветовите измервания и диапазонът на далечни системи показват, че разликата между звездното им население може да бъде по-значителна от помислината Баад.

Разстояние. Измерването на разстоянията до далечни галактики се основава на абсолютната скала на разстоянията до звездите на нашата галактика. Инсталиран е в няколко метода. Най-фундаментален е методът на тригонометрични паралакс, работещ на разстояние в 300 s. години. Останалите методи са непреки и статистически; Те се основават на изследването на собствените си движения, радиални скорости, блясък, цветове и спектър от звезди. Въз основа на тях определят абсолютните стойности на нови и променливи на типа RR Lira и  Cepepeva, която става индикатори за първични разстояния до най-близките галактики, където са видими. Точките, най-ярките звезди и емисионната мъглявина на тези галактики стават вторични показатели и позволяват да се определят разстоянията до по-далечни галактики. Накрая, диаметрите и светилата на самите галактики се използват като третични показатели. Като мярка за разстоянието на астронома, обикновено се използва разликата между видимата величина на звезда на обекта м. и абсолютната му звезда М. Шпакловка Тази величина ( m - M.) Обадете се на "видим разстояния модул". За да разберете истинското разстояние, тя трябва да бъде коригирана, като се вземе предвид абсорбцията на светлината от междузвездния прах. В този случай грешката обикновено достига 10-20%.

Екстрагалактическата гама от разстояния от време на време се преразглежда и следователно другите параметри на галактиките зависят от разстоянието, също се променя. В раздела. 1 показва най-точните разстояния до най-близките групи галактики. До по-далечни галактики дистанционно на милиарди светлинни години, разстоянието се оценява при ниска червена точност на изместване ( виж отдолу: Природа на червено изместване).

Светлина.Измерването на повърхностната яркост на галактиката дава пълната осветеност на своите звезди на единица площ. Промяната в повърхностната светлина с разстояние от центъра характеризира структурата на галактиката. Елиптични системи, като най-правилните и симетрични, проучени повече от други; Като цяло те са описани с един закон за светлината (фиг. 5, но):

Фиг. 5. Разпределение на светлината в галактиките. но - елиптични галактики (изобразени с логаритна яркост в зависимост от корена на четвъртата степен от намаления радиус ( r / R. д) 1/4, където r. - разстояние от центъра и r. Е е ефективен радиус, вътре в която е затворена половината от пълната светлина на галактиката); б. - Lenzoid Galaxy NGC 1553; в - три нормални спирални галактики (външната част във всяка от линиите е директна, което показва експоненциалната зависимост на светлината от разстоянието).

Данните за Leinzoid системи не са пълни. Техните профили на осветеността (фиг. 5, б.) Те се различават от профилите на елиптични галактики и имат три основни области: ядро, леща и черупка. Тези системи изглеждат като междинни между елиптични и спирални.

Спиралите са много разнообразни, структурата е сложна и няма нито един закон за разпространение на тяхната осветеност. Въпреки това, изглежда, че в близост до простите спирали далеч от ядрото повърхността на светлината на диска спада на периферията експоненциално. Измерванията показват, че светлината на спираловидните ръкави не е толкова висока, както изглежда, когато се гледа от снимки на галактики. Ръкавите се добавят не повече от 20% до осветеността на диска в сини лъчи и значително по-малко в червено. Приносът към осветеността на оплешивяването намалява от SA. да се SD. (Фиг. 5, в).

Измерване на видимата звездна величина на галактиката м. и определяне на модула за разстояние ( m - M.), изчислете абсолютната стойност М.. В най-ярките галактики, с изключение на квазари, М. 22, т.е. Тяхната осветеност е почти 100 милиарда пъти повече от слънцето. И най-малките галактики М. 10, т.е. Светлината е прибл. 10 6 слънчева енергия. Разпределение на броя на галактиките М., наречен "Функцията за осветеност", е важна характеристика на галактическата популация на Вселената, но нежно определя трудно.

За галактики, избрани до определена видима стойност, функцията на светлината на всеки тип е отделно от Д. преди Накрайник Почти Гаус (камбана) със средна абсолютна стойност в сините лъчи М. м. \u003d 18.5 и дисперсия  0.8 (фиг. 6). Но галактиките на късните видове SD. преди АЗ СЪМ. И елиптичните джуджета са по-слаби.

В пълната извадка от галактики в даден обем пространство, например, в един клъстер, функцията за осветеност нараства с намаляване на светлината, т.е. Броят на джуджетата е многократно по-висок от броя гигантски

Фиг. 6. Функция за светълност на галактиката. но - проба по-ярка с някаква видима стойност; б. - пълна проба в определено пространство. Обърнете внимание на огромния брой на джуджетата с М. Б.< -16.

Размерът. Тъй като плътността на звездата и осветеността на галактиките постепенно попадат, въпросът за техния размер действително се основава на възможността за телескоп, в способността му да подчертае слабата луминесценция на външните зони на галактиките на фона на нощното небе. Съвременната техника позволява да се регистрират зони на галактики с яркост по-малко от 1% от яркостта на небето; Той е около милион пъти по-нисък от яркостта на галактиките. Според този изофи (линията на същата яркост), диаметрите на галактиките са от няколко хиляди светлинни години в джуджетата на стотици хиляди - в гигантски. Като правило диаметрите на галактиките се корелират добре с абсолютната им светлина.

Спектрален клас и цвят.Първата спектрограма на галактиката - мъглявината ANDROMEDA, получена в обсерваторията потама през 1899 г., прилича на нейните абсорбционни линии, получени в обсерваторията на Potsdam (1858-1913). Масовото изследване на спектрите на галактиките започна със създаването на "бързи" спектрографи с ниска дисперсия (200-400 / mm); По-късно използването на електронни усилватели на изображението е направено възможно увеличаване на дисперсията до 20-100 / mm. Наблюденията на Морган върху обсерваторията на Jerk показаха, че въпреки сложната звезда на галактиките, техните спектри обикновено са близо до спектрите на звездите на определен клас от А. преди К.и има забележима връзка между спектъра и морфологичния тип на галактиката. Като правило, класният спектър А. Имат погрешни галактики АЗ СЪМ. И спирали См. и SD.. Клас Спектри A-f. в спирали SD. и Накрайник. Пренос от Накрайник да се Sb. придружени от промяна на спектъра от Е. да се F-g.и спирали Sb. и SA., Lenzide и елиптични системи имат спектри Г. и К.. Вярно е, че по-късно се оказа, че радиацията на галактиките на спектралния клас А. Всъщност, се състои от смес от светлина на геънтите на спектралните класове Б. и К..

В допълнение към абсорбционните линии, много галактики видими радиационни линии, като мъглянията за емисии на Млечния път. Обикновено това е водородна линия на серията Balmer, например H  на  6563, кофи с йонизиран азот (n ii)  6548 и 6583 и сяра (S II) на  6717 и 6731, йонизиран кислород (o ii)  3726 и 3729 и два пъти йонизиран кислород (O III)  4959 и 5007. Интензивността на емисионните линии обикновено съответства на количеството газ и супер-негенентрични звезди в дисковете: тези линии липсват или са много слаби в елиптични и лесидски галактики, но се засилват от спирала и грешна - от SA. да се АЗ СЪМ.. В допълнение, интензивността на емисионните линии на елементите е по-тежка от водород (N, O, S) и вероятно относителното съдържание на тези елементи намалява от ядрото до периферията на дисковите галактики. В някои галактики емисионните линии в ядрата са необичайно силни. През 1943 г. k.seefert отвори специален тип галактики с много широки водородни линии в ядрата, което показва тяхната висока активност. Светлината на тези ядра и техните спектри се променят с течение на времето. Като цяло, ядрото на галактиките Seyfert изглежда като квазари, макар и не толкова мощно.

По морфологичната последователност на галактиките променя интегралния индикатор на техните цветове ( Б - V.), т.е. Разликата между звездната величина на галактиката в синьо Б. и жълт В. лъчи. Средният цвят на основните видове галактики е:

В този мащаб 0.0 съответства на бял цвят, 0.5 - жълтеникав, 1.0 - червеникав.

С подробна фотометрия, обикновено се оказва, че галактическият цвят варира от ядрото до ръба, което показва промяна в звездата. Повечето галактики са сини във външни зони, отколкото в ядрото; В спиралите това се проявява много по-забележимо от елиптично, защото в техните дискове има много млади сини звезди. Неправилните галактики, обикновено лишени от ядки, често са в центъра на синьо, отколкото на ръба.

Въртене и тегло.Ротацията на галактиката около ос, минаваща през центъра, води до промяна в дължината на вълната на линиите в нейния спектър: линиите от зоните на галактиките, които се приближават до нас, се изместват в пурпурната част на спектъра и от сменяем - в червено (фиг. 7). Съгласно формулата доплерова, относителната промяна в дължината на вълната на линията е   / = В. r. / ° С.където ° С. - скорост на светлината и В. r. - Радиационна скорост, т.е. Компонент на скоростта на източника по лъча на зрението. Периодите на звездите около центровете на галактиките съставляват стотици милиони години, а техните орбитални скорости на движение достигат 300 км / и. Обикновено скоростта на въртене на диска достига максималната стойност ( В. М.) Някои разстояния от центъра ( r. М.) и след това намалява (фиг. 8). Нашата галактика В. М. \u003d 230 км / сек на разстояние r. М. \u003d 40 хиляди SV. години от центъра:

Фиг. 7. Спектрални линии на галактикатавъртяща се около оста Н., когато ориентирането на слота за спектрограф по оста aB.. Линия от подвижния край на галактиката ( б.) отхвърлени в Червената страна (R) и от приближаващия ръб ( а.) - в ултравиолетовия (UV).

Фиг. 8. Галактична ротационна крива. Скорост на въртене В. R достига максималната стойност В. M на разстояние R. М от центъра на галактиката и след това бавно намалява.

Абсорбционните линии и радиационните линии в спектрите на галактиките имат една и съща форма, следователно звездите и газът на диска се завъртат със същата скорост в една посока. Когато мястото на тъмни прахови ленти в диска е възможно да се разбере кой регион на галактиката е по-близо до нас, можем да разберем посоката на усуканите от спираловидните ръкави: във всички изучавани галактики, те изостават , т.е. отстраняване от центъра, втулката се огъва настрани, въртящата се посока на посоката.

Анализът на ротационната крива ви позволява да определите масата на галактиките. В най-простия случай, след като приравните силата на гравитацията до центробежна сила, ние получаваме масата на галактиката вътре в орбитата на звездата: М. = rV. r. 2 /Г.където Г. - постоянна гравитация. Анализът на движението на периферните звезди ви позволява да оцените пълната маса. Нашата галактика е добре. 210 11 от слънчевите маси, от мъглявината на Андромеда 410 11, в големите облаци на Магела - 1510 9. Масовите галактики са приблизително пропорционални на тяхната осветеност ( Л.), така че отношението M / l. Те са почти еднакви за светлината в сините лъчи равни M / l. 5 в единици маса и осветеност на слънцето.

Масата на сфероидалната галактика може да бъде оценена по същия начин, като се вземат скоростта на хаотичното движение на звездите в галактиката вместо скоростта на въртене на диска (  в.), който се измерва чрез ширината на спектралните линии и се нарича скорост дисперсии: М.  R. в. 2 /Г.където R. - радиус на галактиката (вирусна теорема). Дисперсията на темповете на звездите в елиптични галактики обикновено е от 50 до 300 км / сек и маса от 10 9 слънчеви маси в джуджета до 10 12 в гигантски.

Радио емисииМлечният път беше отворен за K.YANSKY през 1931 г. Първата радиокарда на Млечния път беше получена от града през 1945 г. Тази радиация идва в широк диапазон на вълната  или честоти  \u003d ° С./ от няколко мегахерца (   100 м) до десетки Gigahertz (   1 см) и се нарича "непрекъснато". Няколко физически процеса са отговорни за нея, най-важното от това е синхротронното излъчване на междузвездните електрони, движещи се почти при скоростта на светлината в слабата междузвездно магнитното поле. През 1950 г. непрекъснатото радиация на вълната от 1,9 м е намерено на Р. Брун и К. Хазард (Jodrell-Bank, Англия) от Андромеда мъглявина, а след това и от много други галактики. Нормалните галактики, като нашата или M 31, са слаби източници на радиовълни. Изпускаха се в радиопасена, едва една милионна част от своята оптична сила. Но някои необичайни галактики в някои необичайни галактики са много по-силни. За най-близките радиогалаксии Дева A (m 87), Centaur A (NGC 5128) и Perseus A (NGC 1275), радио библиотеката е 10 -4 10 -3 от оптика. И редки обекти, като например редиогалаксията на лебеда, е връзката близо до един. Само няколко години след откриването на този мощен радиоизточник е възможно да се намери слаба галактика, свързана с нея. Много слаби радиоизточни източници вероятно са свързани с далечни галактики, все още не са идентифицирани с оптични обекти.

Andromeda - Galaxy, също популярна като M31 и NGC224. Това спирално образуване, разположено на разстояние приблизително 780 kp (2,5 милиона светлинни години) от земята.

Андромеда - галактиката, която е близо до Млечния път. Тя е кръстена на митичната принцеса със същото име. Наблюденията от 2006 г. позволяват да се заключи, че тук има около трилион звезди - поне два пъти повече, колкото и в Млечния път, където съществуват около 200 - 400 милиарда. Учените смятат, че сблъсъкът на Млечния път и Галактиката Андромеда Ще се случи около 3,75 милиарда години и в крайна сметка ще бъде оформена огромна елиптична или диска галактика. Но повече по-късно. Първо научаваме как изглежда "митичната принцеса".

Картината показва Андромеда. Галактиката има бели сини ивици. Те образуват пръстените около него и покриват горещите горещи звезди. Тъмно сини сиви ивици контраст рязко на фона на тези ярки пръстени и показват зони, където в плътни облачни кошове образуването на звезди просто започва. Когато се наблюдава във видимата част на спектъра на андромедните пръстени, повече като спирални ръкави. В ултравиолетовия спектър тези образувания са по-скоро напомнящи за пръстеновидните структури. Преди това са били открити от телескопа на НАСА. Астролозите смятат, че тези пръстени показват формирането на галактиката в резултат на сблъсък от съседните преди повече от 200 милиона години.

Точно като Млечния път Андромеда има няколко миниатюрни спътника, 14 от които вече са открити. Най-известният - M32 и M110. Разбира се, малко вероятно е звездите на всяка от галактиките да се съберат, тъй като разстоянията между тях са много огромни. Фактът, че в действителност ще се случи, учените имат достатъчно неясни идеи. Но вече са измислени за бъдещото новородено име. Melecomeda - така наречената все още не е родена огромна галактика на научните фигури.

Сблъсъци на звезда

Андромеда - галактика, номериране на 1 трилион звезди (1012) и млечния път - 1 милиард (3 * 1011). Въпреки това, шансът за сблъсък на небесните тела е незначителен, тъй като между тях има огромно разстояние. Например звездата звездата на звездата е разположена на разстояние 4.2 светлинни години (4 * 1013 км), или 30 милиона (3 * 107) от слънчеви вариации. Представете си, че нашият блясък е топка за тенис топка. Тогава Proxima Centaurus ще изглежда като грапс, който е на 1100 км от него, а млечният път очаква есетра с 30 милиона км. Дори звездите в центъра на галактиката (и конкретно са най-големите им клъстери) са разположени с интервали от 160 милиарда (1.6 * 1011) км. Това е като една топка за тенис на маса на всеки 3.2 км. Ето защо, възможността около две звезди да се сблъскат със сливане на галактики, изключително малки.

Сблъсък на черни дупки

Андромеда Галактика и Млечния път имат централни супермасивни черни дупки: Стрелец А (3.6 * 106 от масата на слънцето) и обект на рак P2 натрупване на галактично ядро. Тези черни дупки ще се съобразиха в една точка близо до центъра на новосформираната галактика, преминавайки орбиталната енергия на звездите, която ще премести най-високите траектории във времето. Горният процес може да отнеме милиони години. Когато черните дупки се приближават на разстояние от една светлинна година една от друга, те ще започнат да излъчват гравитационни вълни. Орбиталната енергия ще стане още по-мощна, стига сливането да е напълно завършено. Въз основа на данните за моделиране, извършени през 2006 г., Земята може първо да бъде изхвърлена почти до центъра на новосформираната галактика, тогава тя ще бъде около една от черните дупки и ще бъде наредена отвъд границите на Малкомеда.

Теория за потвърждение

Andromeda Galaxy се приближава към нас със скорост от около 110 км в секунда. Точно до 2012 г. нямаше начин да се разбере, ще се появи сблъсък или не. Възможно е да се заключи, че е почти неизбежно, учени помагат на космическия телескоп на Хъбъл. След проследяване на движенията на Андромеда от 2002 до 2010 г. беше направено заключението, че сблъсъкът ще се случи около 4 милиарда години.

Подобни явления са широко разпространени в пространството. Например, се смята, че Андромеда в миналото е взаимодействие поне с една галактика. И някои галактики от джуджета, като Sagdeg, и сега продължават да се сблъскват с млечния път, създавайки едно образование.

Проучванията показват също, че M33 или триъгълник галактиката е третият и най-ярката представител на местната група - също ще участват в това събитие. Най-възможната нейната съдба ще бъде на орбитата на обекта, образуван след сливането, и в далечното бъдеще - последната асоциация. Въпреки това, сблъсъкът на М33 с млечния път по-рано от подхода на Андромеда, или нашата слънчева система, ще бъде изхвърлена извън границите на местната група, е изключена.

Съдбата на слънчевата система

Учените от Харвард твърдят, че крайните срокове за комбинацията от галактики ще зависят от тангенциалната скорост на Андромеда. Въз основа на изчисленията, заключи, че има 50% шанс, когато сливането на слънчевата система ще бъде отхвърлена на разстояние, три пъти по-висока от текущата до центъра на Млечния път. Именно не е ясно как Андромеда ще се държи. Планетата Земя също е застрашена. Учените се молят за 12% от вероятността, че ще бъдем изхвърлени след известно време след сблъсъка. Но това събитие, най-вероятно, няма да доведе до сериозни неблагоприятни последици върху слънчевата система, а небесните тела няма да бъдат унищожени.

Ако изключим планетарното инженерство, тогава по времето на сблъсъка на галактиките повърхността на Земята ще расте силно и няма да има вода във водното състояние, а означава живот.

Възможни странични ефекти

Когато две спирални галактики са комбинирани, водород, който присъства на техните дискове, е компресиран. Укрепване на образованието на нови звезди. Например, това може да се наблюдава в взаимодействащата Galaxy NGC 4039, според друга известна като "антена". В случай на сливане на Андромеда и Млечния път, се смята, че газът на техните дискове ще остане малко. Създаването на звезди няма да бъде толкова наситено, въпреки че раждането на квазара е напълно възможно.

Резултат от синтез

Галактиката, оформена по време на сливането, учените са предварително наречени меломинални. Резултатът от моделирането показва, че полученият обект ще бъде елиптична форма. Центърът му ще има по-малка плътност на звездите, отколкото модерните елиптични галактики. Но е възможно и диска. Много ще зависи от това колко газ ще остане в Млечния път и Андромеда. В близко бъдеще останалите галактики на местната група са сами в един обект и това ще означава началото на нов еволюционен етап.

Факти за Андромеда

Андромеда е най-голямата галактика в местната група. Но може би не е най-масивното. Учените предполагат, че по млечния път има повече тъмно вещество и по-специално прави нашата галактика по-масивна. Данните за науката се учат андром, за да разберат произхода и еволюцията на подобни формации, защото това е най-голямата спирала галактика. Андромеда от земята изглежда невероятно. Много хора дори успяват да направят снимка. Андромеда има много плътно галактическо ядро. В центъра му са разположени огромни звезди, но и поне една супермасивна черна дупка, скрита в ядрото. Спиралните й ръкави бяха усукани в резултат на гравитационно взаимодействие с 2 съседни галактики: M32 и M110. Андромеда е привлечена до най-малко 450 клъстера. Сред тях са едни от най-гъстите, които успяват да открият. Andromeda Galaxy е най-отдалеченият обект, който може да се види с просто око. Ще ви е необходим добра точка за гледане и минимум ярка светлина.

В заключение бих искал да съветвам читателите по-често вдигат очите ви в звездното небе. Тя запазва много нови и неизследвани. Намерете малко свободно време, за да гледате място през почивните дни. Андромеда Галактика в небето - гледката, която със сигурност си струва да се види.

От големи звездни системи наблизо, мъглявината на Андромеда (M31) е спирала галактика, 2.6 пъти по-високо от нашата къща - млечният галактика: диаметър - 260 хиляди светлинни години. Менлата на Андромеда е на разстояние от 2,5 милиона светлинни години (772 клочарски) от нас, а масата му е 300 милиарда в масата на Слънцето. Тя включва около трилион звезди (за сравнение: в Млечния път - около 100 милиарда звезди).

Андромеда мъглявина е космическият обект, който се отстранява от нас, който може да се наблюдава в звездното небе (северно полукълбо) с невъоръжено око дори в условия на градско осветление - прилича на блестящ овал. Трябва да се помни, че поради факта, че светлината от галактиката Андромеда отива при нас 2,5 милиона години, я виждаме, както е бил преди 2,5 милиона години, и не знаят как изглежда като момент.

Астрономите установиха, че галактиката Андромеда и нашата галактика се приближават един към друг със скорост 100-140 км / сек. Приблизително 3-4 милиарда години могат да възникнат сблъсък и след това те ще се сливат в една гигантска галактика. Тези, които са загрижени за съдбата на слънчевата система в резултат на този сблъсък, бързат да се успокоят: всяко въздействие върху слънцето и планетата е най-вероятно, няма да се случи. Обединените процеси на галактики не са придружени от катастрофални звездни сблъсъци, тъй като разстоянията между звездите са много големи в сравнение с размера на самите звезди.

Не е необходимо обаче да се мисли, че процесът на сливане на галактики, разтегнат в продължение на милиони години, се случва без драматични ефекти. Когато две галактики оккреват две галактики, облаците от вътрешния газ са първи. Поради бързото взаимовръзката, плътността им се увеличава рязко, те се нагряват и нарастващото налягане превръща тези газови облаци в центровете за образуването на нови звезди. Започва бурен, взривообразен звезден процес, придружен от огнища, експлозии и изхвърляне навън от чудовищно разширени струи прах и газ.

Въпреки това, обратно към нашите съседи. Втората най-близка спирала галактика - M33. Тя е в съзвездието на триъгълника и се отстранява от нас с 2.4 милиона светлинни години. В диаметър, той е 2 пъти по-малък от млечния път и 4 пъти по-малко от Andromeda Galaxy. Може да се види и с невъоръжено око, но само в лунна нощ и извън града. Прилича на тъмно мъгливно място между триъгълника α и τ риба.

Всички други галактики на най-близката среда са джудже елиптични и неправилни галактики. От най-добрите погрешни галактики, две са от най-големия интерес: Големи и малки облаци.

Облаците на Магеланов са сателити на нашия галактически Млечен път. Те също са видими за голото око, обаче, само в южното полукълбо. Голям облак Магеланово се намира в съзвездието на златна риба. Отстранете от нас с 170 хиляди светлинни години (50 килопарски), нейният диаметър от 20 хиляди светлинни години и съдържа около 30 милиарда звезди. Въпреки принадлежността към вида на неправилните галактики, голям облак Мъгтелан има структура близо до пресечени спирални галактики. Той има всички видове звезди, които са известни по млечния път. Друг интересен обект е намерен в облака Големия Магелан - един от най-ярките сред известния газовсиолен комплекс с дължина от 700 светлинни години - тарантул мъглявина, Огнище на формацията на бурната звезда.

Малкият облак Магеланов 3 пъти по-малко голям и прилича на кръстосана спирална галактика. Намира се в съзвездието Туканан, до златната риба. Разстояние от нас до тази галактика 210 хиляди светлинни години (60 килопарски).

Облаците на Магеланов са заобиколени от обикновена обвивка от неутрален водород, който се нарича Магеланов.

И двете облаци на Магеланов са жертви галактически канибализъм От Млечния път: гравитационното въздействие на нашата галактика постепенно ги унищожава и привлича същността на тези галактики. Оттук и грешната форма на облаци на Маглан. Експертите смятат, че това са останките от две малки галактики в процеса на постепенно изчезване. Според астроном Етър, през следващите 10 милиарда години, Млечният път напълно успява да абсорбира цялото вещество на облаците Мъгтелан. Подобни процеси се появяват между самите облаци на Маглан: поради своето тежест, голям облак Магеланово "краде" милиони звезди от облаците от облаците. Може би този факт обяснява висококачествената активност в мъглявината Тарантула: тази област е точно на пътя на газовия поток, който дърпа гравитацията на големите облаци на magtel от малки.

Така, при примера на това, което се случва в близост до нашата галактика, можете отново да се уверите, че сливането на галактиките и усвояването на малки галактики са по-големи - доста обикновен феномен в галактическия живот.

Нашата галактика, галактиката Андромеда и галактиката на триъгълника представляват група галактики, свързани с гравитационното взаимодействие. Нарича се Местна група галактики. Размерът на местната група е 1.5 мегапарк в диаметъра. В допълнение към три големи спирални галактики, в местната група са включени повече от 50 джуджета и неправилни (под формата) галактики. Така Galaxy Andromeda има най-малко 19 сателити за галактики, нашата галактика има 14 спътника (от 2005 г.). В допълнение към тях, местната група включва други джуджета галактики, които са не-сателити на големи галактики.

Голям енциклопедичен речник

Свръхзалактични мъглявисни или островни вселени, гигантски звездни системи, съдържащи и междузвезден газ и прах. Слънчевата система влиза в нашия Млеченската галактика. Цялото външно пространство до границите, където може да проникне ... ... Цвят на енциклопедия

Гигантски (до стотици милиарда звезди) звездни системи; Те включват по-специално нашата галактика. Галактиките са разделени на елиптични (д), спирала (и) и неправилни (IR). Най-близки облаци (IR) и мъглявина, най-близките облаци и мъглявина ... ... Енциклопедичен речник

Гигантски звездни системи, подобни на нашата Galaxy Star система (виж галактиката), която включва слънчева система. (Терминът "галактики", за разлика от термина "galaxy", пишете от малките букви.) Outded Name G. ...

Гигантски (до стотици милиарда звезди) звездни системи; Те включват по-специално нашата галактика. Галактиките са разделени на елиптични (д), спирала (и) и неправилни (IR). Най-близки облаци (IR) и мъглявина, най-близките облаци и мъглявина ... ... Астрономически речник

Галактики - Гигантски звездни системи с десетки десетки до стотици милиарди. Съвременните оценки дават около 150 милиона галактики в метагалаксията, известни на нас. Галактиките са разделени на елиптично (означено в астрономия на буквата д), ... ... Началото на съвременната природна наука

Гигантски (до стотици милиарда звезди) звездни системи; Те включват по-специално нашата галактика. G. са разделени на елип. Д), спирала (и) и неправилна (IR). Най-близките облаци (IR) и мъглявината на Андромеда (ите), идващи при нас. Ж. ... ... ... Естествени науки. Енциклопедичен речник

Galaxy Whirlpool (M51) и неговият NGC сателит 5195. Снимка на обсерваторията Kitt Peak. Взаимодействащите галактики на галактиките, разположени в пространството, са достатъчно близо до взаимното тегло значително в ... Wikipedia

Звездни системи, които се различават по форма от спирална и елиптична хаотичност, кърмене. Понякога има N. G., които нямат ясна форма, аморфен. Те се състоят от звезди с примес на прах, а по-голямата част от Н. Г. ... ... Велика съветска енциклопедия

- ... Уикипедия

Книги

• Галактики, Авидисов вета Сергеевна, Сурдин Владимир Георгиевич, Виб Дмитрий Зигфридович. Четвъртата книга от серията астрономия и астрофизичност съдържа преглед на съвременните идеи за гигантските звездни системи - галактики. Teld за историята на отварянето на галактиките, за техните ...
• Galaxy, Сурдин VG .. Четвъртата книга от серията астрономия и астрофизика съдържа преглед на съвременните идеи за гигантските звездни системи - галактики. Teld за историята на отварянето на галактиките, за техните ...