Naša galaxia a jej bezprostredné okolie. Aká je vzdialenosť k najbližšej galaxii

GALAXIE, „extragalaktické hmloviny“ alebo „ostrovné vesmíry“, sú gigantické hviezdne systémy, ktoré obsahujú aj medzihviezdny plyn a prach. Slnečná sústava je súčasťou našej Galaxie - Mliečnej dráhy. Celý vesmír až po hranice, kam môžu preniknúť najsilnejšie ďalekohľady, je plný galaxií. Astronómovia počítajú najmenej s miliardou. Najbližšia galaxia sa nachádza od nás vo vzdialenosti asi 1 milión sv. rokov (10 19 km) a do najvzdialenejších galaxií zaznamenaných ďalekohľadmi - miliardy svetelných rokov. Prieskum galaxií je jednou z najťažších úloh astronómie.

Historický odkaz. Najjasnejšie a najbližšie vonkajšie galaxie - Magellanovo oblaky - sú viditeľné voľným okom na južnej pologuli oblohy a boli známe Arabom už v 11. storočí, rovnako ako najjasnejšia galaxia na severnej pologuli - veľká Hmlovina v Andromede. Znovuobjavením tejto hmloviny v roku 1612 pomocou ďalekohľadu nemeckého astronóma S. Mariusa (1570-1624) sa začalo vedecké štúdium galaxií, hmlovín a hviezdokôp. Mnoho hmlovín bolo objavených rôznymi astronómami v 17. a 18. storočí; potom sa považovali za oblaky žeravého plynu.

O koncepcii hviezdnych systémov mimo Galaxie ako prvý diskutovali filozofi a astronómovia 18. storočia: E. Swedenborg (1688–1772) vo Švédsku, T. Wright (1711–1786) v Anglicku, I. Kant (1724–1804) v Prusku a Lambert (1728 - 1777) v Alsasku a W. Herschel (1738 - 1822) v Anglicku. Avšak až v prvej štvrtine 20. storočia. existencia „ostrovných vesmírov“ sa jednoznačne dokázala najmä vďaka prácam amerických astronómov G. Curtisa (1872-1942) a E. Hubbla (1889-1953). Dokázali, že vzdialenosti od najjasnejších, čo znamená, že najbližšia „biela hmlovina“ je oveľa väčšia ako veľkosť našej Galaxie. V období rokov 1924 až 1936 posunul Hubble hranice skúmania galaxií z najbližších systémov na hranicu možností 2,5-metrového ďalekohľadu na observatóriu Mount Wilson, t.j. až niekoľko stoviek miliónov svetelných rokov.

V roku 1929 Hubble objavil vzťah medzi vzdialenosťou do galaxie a rýchlosťou jej pohybu. Táto závislosť, Hubblov zákon, sa stala pozorovacím základom modernej kozmológie. Po skončení druhej svetovej vojny sa začalo aktívne štúdium galaxií pomocou nových veľkých ďalekohľadov s elektronickými zosilňovačmi svetla, automatickými meracími strojmi a počítačmi. Objav rádiovej emisie z našej a iných galaxií poskytol novú príležitosť pre štúdium vesmíru a viedol k objavu rádiových galaxií, kvasarov a iných prejavov aktivity v jadrách galaxií. Extraatmosférické pozorovania z geofyzikálnych rakiet a satelitov umožnili detegovať röntgenové lúče z jadier aktívnych galaxií a zhlukov galaxií.

Ryža. 1. Klasifikácia galaxií podľa HST

Prvý katalóg „hmlovín“ vydal v roku 1782 francúzsky astronóm Charles Messier (1730-1817). Tento zoznam obsahuje hviezdokopy aj plynové hmloviny v našej Galaxii, ako aj extragalaktické objekty. Čísla Messierových objektov sa používajú dodnes; napríklad Messier 31 (M 31) je slávna hmlovina Andromeda, najbližšia veľká galaxia pozorovaná v súhvezdí Andromeda.

Systematický prieskum oblohy, ktorý začal W. Herschel v roku 1783, ho priviedol k objavu niekoľkých tisíc hmlovín na severnej oblohe. V tejto práci pokračoval jeho syn J. Herschel (1792-1871), ktorý uskutočnil pozorovania na južnej pologuli pri Mysu dobrej nádeje (1834-1838) a publikovaný v roku 1864 Všeobecný katalóg 5 tisíc hmlovín a hviezdokôp. V druhej polovici 19. storočia. k týmto objektom boli pridané novoobjavené objekty a J. Dreyer (1852-1926) v roku 1888 publikoval Nový všeobecný katalóg (Nový všeobecný katalóg - NGC), vrátane 7814 objektov. S uverejnením dvoch ďalších v rokoch 1895 a 1908 Indexové katalógy(IC) počet objavených hmlovín a hviezdokôp presiahol 13 tisíc. Označenie podľa katalógov NGC a IC sa odvtedy stalo všeobecne akceptovaným. Hmlovina Andromeda je teda označovaná buď ako M 31 alebo NGC 224. Samostatný zoznam 1249 galaxií jasnejších ako je magnitúda 13 na základe fotografického prieskumu oblohy zostavili H. Shepley a A. Ames z Harvardského observatória v roku 1932. .

Táto práca bola podstatne rozšírená o prvé (1964), druhé (1976) a tretie (1991) vydanie. Abstraktný katalóg jasných galaxií J. de Vaucouleurs so spolupracovníkmi. Rozsiahlejšie, ale menej podrobné katalógy založené na prezeraní fotografických dosiek prieskumu oblohy publikovali v 60. rokoch F. Zwicky (1898-1974) v USA a B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) v ZSSR. Obsahujú cca. 30 000 galaxií až do 15. magnitúdy. Podobný prieskum južnej oblohy bol nedávno dokončený 1 m Schmidtovou kamerou Európskeho južného observatória v Čile a britskou 1,2 m Schmidtovou kamerou v Austrálii.

Na zoznam je príliš veľa galaxií slabších ako 15. veľkosť. V roku 1967 boli na 50-centimetrových doskách astrografu Lick Observatory zverejnené výsledky počítania galaxií jasnejších ako 19. magnitúda (na sever od deklinácie ~ 20), ktoré vyhotovili C. Shein a K. Virtanen. Bolo ich cca. 2 milióny, bez započítania tých, ktoré nám skrýva široký prachový pás Mliečnej dráhy. A ešte v roku 1936 spočítal Hubble v observatóriu Mount Wilson počet galaxií až do veľkosti 21 na niekoľkých malých plochách rovnomerne rozmiestnených po nebeskej sfére (severne od 30 ° deklinácie). Podľa týchto údajov je viac ako 20 miliónov galaxií na celej oblohe jasnejších ako 21. magnitúda.

Klasifikácia. Existujú galaxie rôznych tvarov, veľkostí a svietivosti; niektoré z nich sú izolované, ale väčšina z nich má susedov alebo satelity, ktoré na ne pôsobia gravitačne. Galaxie sú spravidla pokojné, ale často existujú aj aktívne. V roku 1925 Hubble navrhol klasifikáciu galaxií na základe ich vzhľadu. Neskôr to vylepšil Hubble a Shepley, potom Sandage a nakoniec Vaucouleur. Všetky galaxie v nej sú rozdelené do 4 typov: eliptické, šošovkovité, špirálové a nepravidelné.

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

Ryža. 2. Eliptická galaxia ESO 325-G004

Šošovkovitá(Ľ alebo S 0), galaxie sú podobné eliptickým, ale okrem sféroidnej zložky majú tenký, rýchlo rotujúci rovníkový disk, niekedy s prstencovitými štruktúrami, ako sú prstence Saturna. Lentikulárne galaxie umiestnené na okraji vyzerajú stlačenejšie ako eliptické: pomer ich osí dosahuje 2/10.

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

Špirála(S) galaxie tiež pozostávajú z dvoch zložiek - sféroidnej a plochej, avšak s viac alebo menej vyvinutou špirálovou štruktúrou v disku. Pozdĺž sledu podtypov Sa, Sb, Sc, SD(od „skorých“ špirál po „neskoro“) sa špirálové ramená stávajú hrubšie, zložitejšie a menej zvlnené a sféroid (centrálna kondenzácia alebo vydutie) klesá. Špirálové galaxie orientované na okraj neukazujú špirálové ramená, ale typ galaxie je možné určiť z relatívneho jasu vydutia a disku.

Ryža. 2. Príklad špirálovej galaxie, Veterná galaxia (Messier 101 alebo NGC 5457)

Nesprávne(Ja) galaxie sú dvoch hlavných typov: Magellanov typ, t.j. typu Magellanovy mračná, pokračujúc v slede špirál od Sm predtým Im a nemaellanovský typ Ja 0, s chaotickými tmavými prachovými pruhmi cez sféroidnú alebo diskovú štruktúru, ako je šošovková alebo skorá špirála.

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

Typy Ľ a S spadajú do dvoch rodín a dvoch typov, v závislosti od prítomnosti alebo neprítomnosti lineárnej štruktúry prechádzajúcej stredom a prechádzajúcej cez disk ( bar), ako aj centrálne symetrický krúžok.

Ryža. 2. Počítačový model galaxie Mliečna cesta.

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

Ryža. 1. TROJROZMERNÁ KLASIFIKÁCIA GALAXIÍ... Základné typy: E, L, S, I sú umiestnené v poradí od E predtým Im; rodiny spoločné A a skrížil sa B; milý s a r... Kruhové diagramy uvedené nižšie sú prierezom hlavnej konfigurácie v oblasti špirálových a lentikulárnych galaxií.

Ryža. 2. HLAVNÉ RODINY A ŠPIRÁLY v časti hlavnej konfigurácie v oblasti Sb.

Existujú aj ďalšie schémy klasifikácie galaxií na základe jemnejších morfologických detailov, objektívna klasifikácia založená na fotometrických, kinematických a rádiových meraniach však zatiaľ nebola vyvinutá.

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

Obyvateľstvo I. prítomný v nepravidelných galaxiách a špirálovitých ramenách obsahuje modré obry a supergianty spektrálnych typov O a B, červené supergianty tried K a M, ako aj medzihviezdny plyn a prach s jasnými oblasťami ionizovaného vodíka. Obsahuje tiež hviezdy hlavnej sekvencie s nízkou hmotnosťou, ktoré sú viditeľné v blízkosti Slnka, ale vo vzdialených galaxiách sú na nerozoznanie.

Obyvateľstvo II prítomný v eliptických a lentikulárnych galaxiách, ako aj v centrálnych oblastiach špirál a v globulárnych zoskupeniach obsahuje červené obry od G5 do K5, subgigánov a pravdepodobne subdwarfov; obsahuje planetárne hmloviny a výbuchy nových (obr. 3). Na obr. 4 ukazuje vzťah medzi spektrálnymi typmi (alebo farbami) hviezd a ich svietivosťou v rôznych populáciách.

Ryža. 3. HVIEZDNE POPULÁCIE... Fotografia špirálovej galaxie hmloviny Andromeda ukazuje, že na jej disku sú sústredení modrí obri a supergianti populácie I. a centrálnu časť tvoria červené hviezdy populácie II. Viditeľné sú aj satelity hmloviny Andromeda: galaxia NGC 205 ( na spodku) a M 32 ( hore v ľavo). Najjasnejšie hviezdy na tejto fotografii sú z našej Galaxie.

Ryža. 4. SCHÉMA HERZSPRUNG - RESELA, ktorý ukazuje vzťah medzi spektrálnym typom (alebo farbou) a svietivosťou vo hviezdach rôznych typov. I: mladé hviezdy populácie I, typické pre špirálové ramená. II: zostarnuté hviezdy populácie I; III: staré hviezdy populácie II, typické pre guľové hviezdokopy a eliptické galaxie.

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

Vzdialenosť... Meranie vzdialeností do vzdialených galaxií je založené na absolútnej mierke vzdialeností od hviezd v našej Galaxii. Stanovuje sa niekoľkými metódami. Najzásadnejšia je trigonometrická paralaxová metóda, ktorá funguje až do vzdialenosti 300 sv. rokov starý. Ostatné metódy sú nepriame a štatistické; sú založené na štúdiu správnych pohybov, radiálnych rýchlostí, jasu, farby a spektra hviezd. Na ich základe sú absolútne hodnoty New a premenné typu RR Lyrae a  Cephei, ktoré sa stávajú primárnymi indikátormi vzdialenosti k najbližším galaxiám, kde sú viditeľné. Guľové hviezdokopy, najjasnejšie hviezdy a emisné hmloviny týchto galaxií sa stávajú sekundárnymi indikátormi a umožňujú určiť vzdialenosti k vzdialenejším galaxiám. Nakoniec sa priemery a svietivosti galaxií použijú ako terciárne indikátory. Astronómovia zvyčajne používajú rozdiel medzi zdanlivou veľkosťou objektu ako mieru vzdialenosti m a jeho absolútna hviezdna veľkosť M; táto hodnota ( m - M) sa nazýva „jednotka viditeľnej vzdialenosti“. Ak chcete zistiť skutočnú vzdialenosť, je potrebné ju korigovať, aby sa zohľadnila absorpcia svetla medzihviezdnym prachom. V takom prípade chyba zvyčajne dosahuje 10–20%.

Stupnica extragalaktickej vzdialenosti sa z času na čas reviduje, čo znamená, že sa menia aj ďalšie parametre galaxií v závislosti od vzdialenosti. Tabuľka 1 ukazuje najpresnejšie vzdialenosti k najbližším skupinám galaxií v súčasnosti. Do vzdialenejších galaxií vzdialených miliardy svetelných rokov sa vzdialenosti odhadujú s nízkou presnosťou z ich červeného posuvu ( Pozri nižšie: Povaha červeného posuvu).

Svietivosť. Meranie povrchového jasu galaxie dáva celkovú svietivosť jej hviezd na jednotku plochy. Zmena povrchovej svietivosti so vzdialenosťou od stredu charakterizuje štruktúru galaxie. Eliptické systémy, ako najpravidelnejšie a symetrické, boli študované podrobnejšie ako iné; všeobecne sú opísané jediným zákonom o svietivosti (obr. 5, ale):

Ryža. 5. DISTRIBÚCIA SVETLA V GALAXIÁCH. ale- eliptické galaxie (znázornený je logaritmus jasu povrchu v závislosti od štvrtej odmocniny zníženého polomeru ( r / r e) 1/4, kde r Je vzdialenosť od centra a r e je efektívny polomer, ktorý obsahuje polovicu celkovej svietivosti galaxie); b- lentikulárna galaxia NGC 1553; v- tri normálne špirálové galaxie (vonkajšia časť každej z línií je rovná, čo naznačuje exponenciálnu závislosť svietivosti od vzdialenosti).

Údaje o šošovkových systémoch nie sú také úplné. Ich profily svietivosti (obr. 5, b) sa líšia od profilov eliptických galaxií a majú tri hlavné oblasti: jadro, šošovka a obal. Zdá sa, že tieto systémy sú medzi eliptickým a špirálovým prostredím.

Špirály sú veľmi rozmanité, ich štruktúra je zložitá a na distribúciu ich svietivosti neexistuje jediný zákon. Zdá sa však, že pre jednoduché špirály ďaleko od jadra povrchová svietivosť disku exponenciálne klesá smerom k periférii. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká veľká, ako sa zdá pri pohľade na fotografie galaxií. Ramená nepridávajú na svietivosti disku viac ako 20% modrou farbou a oveľa menej červenou farbou. Príspevok k svetlosti z výboja klesá z Sa To SD(obr. 5, v).

Meranie zjavnej veľkosti galaxie m a určenie jeho modulu vzdialenosti ( m - M), vypočítajte absolútnu hodnotu M... Najjasnejšie galaxie okrem kvazarov M 22, t.j. ich svietivosť je takmer 100 miliárdkrát vyššia ako svietivosť Slnka. A najmenšie galaxie M10, t.j. svietivosť cca. 10 6 solárne. Rozdelenie počtu galaxií do M„funkcia svietivosti“ je dôležitou charakteristikou galaktickej populácie vesmíru, ale nie je ľahké ju presne určiť.

Pre galaxie vybrané do istej obmedzujúcej zdanlivej veľkosti je funkcia svietivosti každého typu osobitne od E predtým Sc takmer gaussovský (v tvare zvona) s priemernou absolútnou hodnotou v modrých lúčoch M m= 18,5 a rozptyl  0,8 (obr. 6). Ale galaxie neskorších typov z SD predtým Im a eliptickí trpaslíci sú slabší.

Pre kompletnú vzorku galaxií v danom objeme priestoru, napríklad v zhluku, sa funkcia svietivosti prudko zvyšuje so znižujúcou sa svietivosťou, t. počet trpasličích galaxií je mnohonásobne väčší ako počet obrích

Ryža. 6. FUNKCIA GALAXY LUMINANCE. ale- vzorka je jasnejšia ako určitá limitujúca viditeľná hodnota; b- úplná vzorka na určitom veľkom priestore. Venujte pozornosť ohromnému počtu trpasličích systémov s M B< -16.

Veľkosť... Pretože hviezdna hustota a svietivosť galaxií postupne klesá smerom von, otázka ich veľkosti v skutočnosti spočíva na schopnostiach ďalekohľadu v jeho schopnosti rozlíšiť slabú žiaru vonkajších oblastí galaxie na pozadí nočnej žiary. nebo. Moderná technológia umožňuje registrovať oblasti galaxií s jasom menším ako 1% jasu oblohy; to je asi miliónkrát menej ako jas galaktických jadier. Podľa tohto izofónu (čiary s rovnakou jasnosťou) sa priemery galaxií pohybujú od niekoľkých tisíc svetelných rokov v trpasličích systémoch po státisíce obrovských. Priemery galaxií spravidla korelujú dobre s ich absolútnou svietivosťou.

Spektrálna známka a farba. Prvý spektrogram galaxie - hmlovina Andromeda, ktorú v Postupimskom observatóriu získal v roku 1899 Yu Scheiner (1858–1913), svojimi absorpčnými líniami pripomína spektrum Slnka. Hromadné štúdium spektier galaxií sa začalo vytvorením „rýchlych“ spektrografov s nízkou disperziou (200–400 / mm); neskôr použitie elektronických zosilňovačov obrazu umožnilo zvýšiť disperziu na 20–100 / mm. Morganove pozorovania na Yerkesovom observatóriu ukázali, že napriek zložitému hviezdnemu zloženiu galaxií sú ich spektrá zvyčajne blízke spektrám hviezd určitej triedy z A predtým K a existuje zreteľná korelácia medzi spektrom a morfologickým typom galaxie. Typicky rozsah triedy A mať nepravidelné galaxie Im a špirály Sm a SD... Trieda Spectra A - F pri špirálach SD a Sc... Prevod z Sc To Sb sprevádzané zmenou spektra od F To F - G a špirály Sb a Sa, šošovkové a eliptické systémy majú spektrá G a K... Je pravda, že sa neskôr ukázalo, že žiarenie galaxií spektrálneho typu A v skutočnosti pozostáva zo zmesi svetla z obrovských hviezd spektrálneho typu B a K.

Okrem absorpčných línií veľa galaxií vykazuje emisné čiary, ako napríklad emisné hmloviny Mliečnej dráhy. Zvyčajne sú to vodíkové línie zo série Balmer, napríklad H  na  6563, dublety ionizovaného dusíka (N II) ďalej  6548 a 6583 a síra (S II) ďalej  6717 a 6731, ionizovaný kyslík (O II) zapnutý  3726 a 3729 a dvojnásobne ionizovaný kyslík (O III) ďalej  4959 a 5007. Intenzita emisných čiar zvyčajne koreluje s množstvom plynu a superobrovských hviezd na diskoch galaxií: tieto čiary chýbajú alebo sú veľmi slabé v eliptických a lentikulárnych galaxiách, ale zosilňujú sa v špirálových a nepravidelných galaxiách - od Sa To Im... Okrem toho klesá intenzita emisných čiar prvkov ťažších ako vodík (N, O, S) a relatívna početnosť týchto prvkov od jadra po perifériu diskových galaxií. Niektoré galaxie majú vo svojich jadrách neobvykle silné emisné čiary. V roku 1943 K. Seifert objavil špeciálny typ galaxií s veľmi širokými vodíkovými čiarami v ich jadrách, čo naznačuje ich vysokú aktivitu. Svietivosť týchto jadier a ich spektrá sa časom menia. Všeobecne sú jadrá Seyfertových galaxií podobné kvasarom, aj keď nie také silné.

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

Na tejto škále 0,0 zodpovedá bielej, 0,5 žltkastej, 1,0 červenkastej farbe.

Podrobná fotometria zvyčajne odhaľuje, že farba galaxie sa mení od jadra k okraju, čo naznačuje zmenu v hviezdnom zložení. Väčšina galaxií je vo vonkajších oblastiach modrejšia ako v jadre; v špirálach je to oveľa výraznejšie ako v eliptikách, pretože na ich diskoch je veľa mladých modrých hviezd. Nepravidelné galaxie, obvykle bez jadra, sú často v strede modrejšie ako na okraji.

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

Ryža. 7. SPEKTRÁLNE RIADKY GALAXIE rotujúce okolo osi N, keď je štrbina spektrografu orientovaná pozdĺž osi ab... Čiara od ustupujúceho okraja galaxie ( b) je vychýlený smerom k červenej strane (R) a od blížiacej sa hrany ( a) - na ultrafialové (UV).

Ryža. 8. KRIVKA OTOČENIA GALAXIE... Rýchlosť otáčania V. r dosiahne svoju maximálnu hodnotu V. M na diaľku R M od stredu galaxie a potom pomaly klesá.

Absorpčné a emisné čiary v spektrách galaxií majú rovnaký tvar, preto sa hviezdy a plyn na disku otáčajú rovnakou rýchlosťou v rovnakom smere. Keď umiestnenie pruhov tmavého prachu v disku umožní pochopiť, ktorý okraj galaxie je bližšie k nám, môžeme zistiť smer skrúcania špirálových ramien: vo všetkých študovaných galaxiách zaostávajú, tj. pri pohybe od stredu je rameno ohnuté v smere opačnom k ​​smeru otáčania.

Analýza rotačnej krivky vám umožňuje určiť hmotnosť galaxie. V najjednoduchšom prípade, keď sa gravitačná sila vyrovná odstredivej sile, dostaneme hmotnosť galaxie na obežnú dráhu hviezdy: M = rV r 2 /G, kde G- stála gravitácia. Analýza pohybu periférnych hviezd umožňuje odhad celkovej hmotnosti. Naša Galaxia má hmotnosť cca. 210 11 slnečných hmôt, hmlovina Andromeda 410 11 a Veľký Magellanov oblak - 1510 9. Hmotnosti diskových galaxií sú približne úmerné ich svietivosti ( Ľ), teda pomer M / L majú takmer rovnaké a pre svietivosť v modrých lúčoch rovnaké M / L 5 v jednotkách hmotnosti a svietivosti Slnka.

Hmotnosť sféroidnej galaxie sa dá odhadnúť rovnakým spôsobom, pričom namiesto rýchlosti rotácie disku sa berie rýchlosť chaotického pohybu hviezd v galaxii (  v), ktorá sa meria šírkou spektrálnych čiar a nazýva sa rozptyl rýchlosti: M  R v 2 /G, kde R Je polomer galaxie (virálna veta). Disperzia hviezdnych rýchlostí v eliptických galaxiách je zvyčajne od 50 do 300 km / s a ​​hmotnosti od 109 slnečných hmôt v trpasličích systémoch po 10 12 v obrovských.

Rádiové vyžarovanie Mliečnu cestu objavil K. Yansky v roku 1931. Prvú rádiovú mapu Mliečnej cesty získal G. Reber v roku 1945. Toto žiarenie prichádza v širokom rozmedzí vlnových dĺžok.  alebo frekvencie  = c/ , od niekoľkých megahertzov (   100 m) až desiatky gigahertzov (   1 cm) a nazýva sa „nepretržitá“. Môže za to niekoľko fyzikálnych procesov, z ktorých najdôležitejšie je synchrotrónové žiarenie medzihviezdnych elektrónov pohybujúcich sa takmer rýchlosťou svetla v slabom medzihviezdnom magnetickom poli. V roku 1950 objavili kontinuálne žiarenie na vlnovej dĺžke 1,9 m R. Brown a K. Hazard (Jodrell Bank, Anglicko) z hmloviny Andromeda a potom z mnohých ďalších galaxií. Normálne galaxie ako naša alebo M 31 sú slabým zdrojom rádiových vĺn. Vydávajú v rádiofrekvenčnom rozsahu sotva jednu milióntinu svojej optickej sily. Ale v niektorých neobvyklých galaxiách je toto žiarenie oveľa silnejšie. Najbližšie „rádiové galaxie“ Panna A (M 87), Kentaur A (NGC 5128) a Perseus A (NGC 1275) majú z optického hľadiska rádiovú svietivosť 10 –4 × 10 –3. A pre vzácne objekty, ako napríklad rádiová galaxia Cygnus A, je tento pomer blízky jednote. Iba pár rokov po objave tohto silného rádiového zdroja bolo možné nájsť s ním spojenú slabú galaxiu. Mnoho slabých rádiových zdrojov, pravdepodobne spojených so vzdialenými galaxiami, ešte nebolo identifikovaných pomocou optických objektov.

Andromeda je galaxia populárna aj ako M31 a NGC224. Je to špirálovitý útvar, ktorý sa nachádza približne 780 kp (2,5 milióna svetelných rokov) od Zeme.

Andromeda je galaxia najbližšia k Mliečnej ceste. Je pomenovaná po rovnomennej bájnej princeznej. Pozorovania z roku 2006 viedli k záveru, že tu je asi trilión hviezd - najmenej dvakrát toľko ako v Mliečnej ceste, kde je ich okolo 200 - 400 miliárd. Vedci veria, že zrážka Mliečnej dráhy a galaxie Andromeda spôsobí stane sa asi za 3,75 miliárd rokov a nakoniec vznikne obrovská eliptická alebo disková galaxia. Ale o tom neskôr. Najprv zistíme, ako vyzerá „bájna princezná“.

Na obrázku je Andromeda. Galaxia má modré a biele pruhy. Tvoria okolo neho prstence a zakrývajú horúce, horúce, obrovské hviezdy. Tmavo modrošedé pruhy ostro kontrastujú s pozadím týchto jasných prstencov a ukazujú oblasti, kde v hustých oblačných kokónoch práve začína tvorba hviezd. Pri pohľade do viditeľnej časti spektra vyzerajú prstene Andromedy skôr ako špirálové ramená. V ultrafialovom spektre sú tieto formácie skôr ako prstencové štruktúry. Predtým ich objavil ďalekohľad NASA. Astrológovia sa domnievajú, že tieto prstence naznačujú vznik galaxie v dôsledku zrážky so susednou pred viac ako 200 miliónmi rokov.

Rovnako ako Mliečna cesta má aj Andromeda množstvo miniatúrnych satelitov, z ktorých 14 už bolo objavených. Najznámejšie sú M32 a M110. Je samozrejme nepravdepodobné, že by hviezdy každej z galaxií narazili do seba, pretože vzdialenosti medzi nimi sú veľmi veľké. Vedci majú stále dosť neurčité predstavy o tom, čo sa stane v skutočnosti. Ale meno pre budúceho novorodenca už bolo vymyslené. Milkomeda - takto vedci nazývajú obrovskú galaxiu, ktorá sa ešte nenarodila.

Zrážajúce sa hviezdy

Andromeda je galaxia s 1 biliónom hviezd (1012) a Mliečnou cestou 1 miliarda (3 * 1011). Šanca zrážky nebeských telies je však zanedbateľná, pretože je medzi nimi obrovská vzdialenosť. Napríklad najbližšia hviezda k Slnku, Proxima Centauri, sa nachádza vo vzdialenosti 4,2 svetelných rokov (4 * 1013 km) alebo 30 miliónov (3 * 107) násobok priemeru Slnka. Predstavte si, že naším svietidlom je loptička na stolný tenis. Potom bude Proxima Centauri vyzerať ako hrach, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti 1100 km od neho a samotná Mliečna cesta sa bude rozprestierať na šírke 30 miliónov km. Aj hviezdy v strede galaxie (a konkrétne tam ich najväčšia hviezdokopa) sa nachádzajú v intervaloch 160 miliárd (1,6 * 1011) km. Je to ako jedna loptička na stolný tenis na každých 3,2 km. Preto je šanca, že pri zlúčení galaxií dôjde k zrážke dvoch hviezd, je veľmi malá.

Zrážka čiernych dier

Galaxia Andromeda a Mliečna dráha majú centrálne supermasívne čierne diery: Strelec A (3,6 * 106 solárnych hmôt) a objekt vo vnútri kupy P2 galaktického jadra. Tieto čierne diery sa budú zbiehať v jednom bode blízko centra novovzniknutej galaxie a prenášať obežnú energiu na hviezdy, ktoré sa nakoniec posunú na vyššie trajektórie. Vyššie uvedený proces môže trvať milióny rokov. Keď sa čierne diery dostanú do jedného svetelného roka od seba, začnú vyžarovať gravitačné vlny. Orbitálna energia bude ešte silnejšia, kým nebude fúzia úplná. Na základe údajov z modelovania vykonaných v roku 2006 môže byť Zem najskôr hodená takmer do samého stredu novovzniknutej galaxie, potom bude prechádzať blízko jednej z čiernych dier a bude vyhodená za hranice Milkomedy.

Potvrdenie teórie

Galaxia Andromeda sa k nám blíži rýchlosťou asi 110 km za sekundu. Do roku 2012 neexistoval spôsob, ako vedieť, či dôjde ku kolízii alebo nie. Hubblov vesmírny ďalekohľad pomohol vedcom dospieť k záveru, že je to takmer nevyhnutné. Po sledovaní pohybu Andromedy od roku 2002 do roku 2010 sa dospelo k záveru, že ku kolízii dôjde asi za 4 miliardy rokov.

Podobné javy sú rozšírené aj vo vesmíre. Napríklad sa predpokladá, že Andromeda v minulosti interagovala s najmenej jednou galaxiou. A niektoré trpasličie galaxie, ako napríklad SagDEG, naďalej narážajú na Mliečnu cestu a vytvárajú jediný útvar.

Výskum tiež naznačuje, že na tomto podujatí sa zúčastní aj M33 alebo galaxia Triangulum - tretí najväčší a najjasnejší člen miestnej skupiny. Jeho najpravdepodobnejším osudom bude vstup na obežnú dráhu objektu vytvoreného po zlúčení a v ďalekej budúcnosti - konečné zjednotenie. Kolízia M33 s Mliečnou dráhou predtým, ako sa priblíži Andromeda alebo naša slnečná sústava bude vyhodená za hranice miestnej skupiny, je však vylúčená.

Osud slnečnej sústavy

Vedci z Harvardu tvrdia, že načasovanie zjednotenia galaxií bude závisieť od tangenciálnej rýchlosti Andromedy. Na základe výpočtov sa dospelo k záveru, že existuje 50% pravdepodobnosť, že počas fúzie bude slnečná sústava vrhnutá na vzdialenosť trojnásobku súčasnej vzdialenosti od stredu Mliečnej dráhy. Nie je jasné, ako sa bude galaxia Andromeda správať. Planéta Zem je tiež ohrozená. Vedci tvrdia o 12% pravdepodobnosti, že nás nejaký čas po zrážke vyhodí z hraníc nášho bývalého „domova“. Ale táto udalosť s najväčšou pravdepodobnosťou nebude mať silné nepriaznivé účinky na slnečnú sústavu a nebeské telesá nebudú zničené.

Ak vylúčime planetárne inžinierstvo, potom v čase, keď sa galaxie zrazia, bude povrch Zeme veľmi horúci a nezostane na ňom voda vo vodnom stave, a teda ani život.

Možné vedľajšie účinky

Keď sa dve špirálové galaxie spoja, vodík prítomný na ich diskoch je stlačený. Začína sa zosilnená formácia nových hviezd. Toto je možné napríklad pozorovať v interagujúcej galaxii NGC 4039, inak známej ako „antény“. V prípade fúzie medzi Andromedou a Mliečnou cestou sa verí, že na ich diskoch zostane málo plynu. Tvorba hviezd nebude taká nasýtená, aj keď nukleácia kvasaru je úplne možná.

Výsledok zlúčenia

Galaxiu vzniknutú pri fúzii vedci predbežne nazývajú Milkomed. Výsledok simulácie ukazuje, že výsledný objekt bude eliptický. Jeho stred bude mať nižšiu hustotu hviezd ako moderné eliptické galaxie. Ale je možný aj tvar disku. Veľa bude závisieť od toho, koľko plynu zostane v Mliečnej ceste a Andromede. V blízkej budúcnosti sa zostávajúce galaxie miestnej skupiny zlúčia do jedného objektu, čo bude znamenať začiatok novej evolučnej etapy.

Fakty o Andromede

Andromeda je najväčšia galaxia v miestnej skupine. Ale možno nie najmasívnejší. Vedci naznačujú, že v Mliečnej ceste je sústredené viac tmavej hmoty, čo konkrétne robí našu galaxiu hmotnejšou. Vedci budú študovať Andromedu, aby pochopili vznik a vývoj podobných útvarov, pretože je to najbližšia špirálová galaxia k nám. Andromeda zo Zeme vyzerá úžasne. Mnohým sa ju dokonca podarí nafotiť. Andromeda má veľmi husté galaktické jadro. V jeho strede nie sú len obrovské hviezdy, ale v jeho jadre je zastrčená aspoň jedna supermasívna čierna diera. Jeho špirálové ramená sú skrútené v dôsledku gravitačnej interakcie s 2 susednými galaxiami: M32 a M110. Vo vnútri Andromedy sa točí najmenej 450 guľových hviezdokôp. Medzi nimi sú niektoré z najhustších, ktoré sa našli. Galaxia Andromeda je najvzdialenejší objekt, ktorý je možné vidieť voľným okom. Potrebujete dobrý výhľad a minimum jasného svetla.

Na záver by som rád odporučil čitateľom, aby častejšie upriamovali zrak na hviezdnu oblohu. Ukladá veľa nového a neznámeho. Cez víkend si doprajte trochu času pozorovaním vesmíru. Galaxia Andromeda na oblohe je nevyhnutnosťou.

Z veľkých hviezdnych systémov v okolí je hmlovina Andromeda (M31) - špirálová galaxia 2,6-krát väčšia ako náš domov - galaxia Mliečna cesta: jej priemer je 260 tisíc svetelných rokov. Hmlovina Andromeda sa nachádza vo vzdialenosti 2,5 milióna svetelných rokov (772 kiloparsekov) od nás a jej hmotnosť je 300 miliárd slnečných hmôt. Zahŕňa asi trilión hviezd (pre porovnanie: Mliečna cesta obsahuje asi 100 miliárd hviezd).

Hmlovina Andromeda je najvzdialenejší vesmírny objekt od nás, ktorý je možné pozorovať na hviezdnej oblohe (severná pologuľa) voľným okom aj za mestských svetelných podmienok - vyzerá to ako svetelný rozmazaný ovál. Malo by sa pamätať na to, že vďaka tomu, že k nám svetlo z galaxie Andromeda smeruje 2,5 milióna rokov, vidíme to tak, ako to bolo pred 2,5 miliónmi rokov, a nevieme, ako to vyzerá v skutočnom okamihu.

Astronómovia zistili, že galaxia Andromeda a naša Galaxia sa k sebe blížia rýchlosťou 100 - 140 km / s. O asi 3 - 4 miliardy rokov je možné, že sa zrazia a potom sa zlúčia do jednej obrovskej galaxie. Tí, ktorí sa obávajú o osud slnečnej sústavy v dôsledku tejto zrážky, sa ponáhľame ubezpečiť: pravdepodobne nenastane žiadny dopad na slnko a planéty. Procesy zlučovania galaxií nie sú sprevádzané katastrofickými hviezdnymi zrážkami, pretože vzdialenosti medzi hviezdami sú v porovnaní s veľkosťou samotných hviezd veľmi veľké.

Nemali by sme si však myslieť, že proces spájania galaxií, ktorý sa tiahol miliónmi rokov, prebieha bez dramatických účinkov. Keď sa dve galaxie priblížia k sebe, ako prvé sa dotknú mraky medzihviezdneho plynu. Vďaka rýchlej vzájomnej penetrácii sa ich hustota prudko zvyšuje, zahrievajú sa a rastúci tlak premieňa tieto oblaky plynu a prachu na centrá pre vznik nových hviezd. Začína sa prudký, výbušný proces formovania hviezd sprevádzaný svetlicami, výbuchmi a vyvrhovaním obludne rozšírených prúdov prachu a plynu.

Avšak späť k našim susedom. Druhou najbližšou špirálovou galaxiou k nám je M33. Nachádza sa v súhvezdí Trojuholník a je od nás vzdialený 2,4 milióna svetelných rokov. V priemere je 2-krát menší ako Mliečna dráha a 4-krát menší ako galaxia Andromeda. Je ju možné vidieť aj voľným okom, ale iba za bezmesačnej noci a mimo mesta. Vyzerá to ako matná, hmlistá škvrna medzi α trojuholníka a τ rýb.

Všetky ostatné galaxie v našom bezprostrednom susedstve sú trpasličie eliptické a nepravidelné galaxie. Z najbližších nepravidelných galaxií sú najviac zaujímavé dve: Veľké a Malé Magellanovo oblaky.

Magellanovo oblaky sú satelity našej Mliečnej dráhy. Sú viditeľné aj voľným okom, avšak iba na južnej pologuli. Veľký Magellanov oblak sa nachádza v súhvezdí Doradus. Je od nás vzdialený 170 tisíc svetelných rokov (50 kiloparsekov), jeho priemer je 20 tisíc svetelných rokov a obsahuje asi 30 miliárd hviezd. Napriek tomu, že patrí k typu nepravidelných galaxií, Veľký Magellanov oblak má štruktúru blízku skríženým špirálovým galaxiám. Obsahuje všetky typy hviezd známych v Mliečnej ceste. Vo Veľkom Magellanovom mračne bol objavený ďalší zaujímavý objekt - jeden z najjasnejších spomedzi známych plynových a prachových komplexov s dĺžkou 700 svetelných rokov - hmlovina tarantula, ohnisko násilného formovania hviezd.

Malý Magellanov oblak je 3-krát menší ako Veľký oblak a pripomína tiež skríženú špirálovú galaxiu. Nachádza sa v súhvezdí Tukan, susedí s Dorado. Vzdialenosť od nás do tejto galaxie je 210 tisíc svetelných rokov (60 kiloparsekov).

Magellanovo mračno je obklopené spoločným plášťom neutrálneho vodíka, ktorý sa nazýva Magellanov systém.

Obe Magellanovy mračná sú obeťami galaktický kanibalizmus zo strany Mliečnej dráhy: gravitačný vplyv našej Galaxie ich postupne ničí a priťahuje hmotu týchto galaxií. Preto nepravidelný tvar Magellanovych oblakov. Odborníci sa domnievajú, že ide o pozostatky dvoch malých galaxií v procese postupného zmiznutia. Podľa astronómov bude v nasledujúcich 10 miliardách rokov Mliečna dráha úplne absorbovať všetku hmotu Magellanovych oblakov. Medzi samotnými Magellanovými mrakmi prebiehajú podobné procesy: Veľký Magellanov oblak vďaka svojej gravitácii „ukradne“ milióny hviezd z Malého Magellanovho mraku. Možno táto skutočnosť vysvetľuje vysokú aktivitu tvorby hviezd v hmlovine Tarantula: táto oblasť sa nachádza práve v dráhe toku plynu, ktorý je ťahaný gravitáciou Veľkého Magellanovho mračna z Malého.

Na príklade toho, čo sa deje v blízkosti našej Galaxie, sa teda môžete opäť ubezpečiť, že zlúčenie galaxií a absorpcia malých galaxií väčšími je v galaktickom živote úplne bežným javom.

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

Veľký encyklopedický slovník

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

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

Obrie hviezdne systémy, podobné nášmu hviezdnemu systému Galaxy (pozri Galaxia), ktorý zahŕňa slnečnú sústavu. (Pojem „galaxie“ je na rozdiel od pojmu „galaxia“ napísaný malým písmenom.) Zastarané meno G. ... ...

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

Galaxie- obrie hviezdne systémy s počtom hviezd v každej z desiatok až stoviek miliárd. Moderné odhady hovoria o 150 miliónoch galaxií v známej metagalaxii. Galaxie sa dajú rozdeliť na eliptické (v astronómii označené písmenom E), ... ... Počiatky modernej prírodnej vedy

Obrie (až stovky miliárd hviezd) hviezdne systémy; medzi ne patrí najmä naša Galaxia. G. sa delia na eliptické. (E), špirála (S) a nepravidelná (Ir). Najbližšie k nám G. Magellanovo oblaky (Ir) a hmlovina Andromeda (S). G.…… Prírodná veda. encyklopedický slovník

Vírivá galaxia (M51) a jej spoločník NGC 5195. Fotografia observatória Kitt Peak. Interagujúce galaxie galaxie umiestnené vo vesmíre dosť blízko na to, aby vzájomná gravitácia bola významná vo ... Wikipedia

Hviezdne systémy, ktoré sa tvarom líšia od špirálových a elipsovitých chaosom, hrboľaté. Niekedy existujú N. mesta, ktoré nemajú jasnú formu, amorfnú. Skladajú sa z hviezd s prímesou prachu, zatiaľ čo väčšina N. g ... ... ... Veľká sovietska encyklopédia

- ... Wikipedia

Knihy

• Galaxie, Veta Sergeevna Avedisova, Vladimir Georgievich Surdin, Dmitrij Zigfridovič Vibe. Štvrtá kniha zo série „Astronómia a astrofyzika“ obsahuje prehľad moderných konceptov obrovských hviezdnych systémov - galaxií. Rozpráva o histórii objavu galaxií, o ich ...
• Galaxies, Surdin VG. Štvrtá kniha zo série „Astronómia a astrofyzika“ obsahuje prehľad moderných konceptov obrovských hviezdnych systémov - galaxií. Rozpráva o histórii objavu galaxií, o ich ...