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

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

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

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

V roku 1929 Hubble objavil vzťah medzi vzdialenosťou ku galaxii a jej rýchlosťou. Tento vzťah, Hubbleov zákon, sa stal pozorovacím základom modernej kozmológie. Po skončení 2. svetovej vojny sa začalo aktívne štúdium galaxií pomocou nových veľkých ďalekohľadov s elektronickými zosilňovačmi svetla, automatickými meracími strojmi a počítačmi. Detekcia rádiovej emisie z našej a iných galaxií dala nová príležitosť k štúdiu vesmíru a viedli k objavu rádiových galaxií, kvazarov a iných prejavov aktivity v jadrách galaxií. Mimoatmosférické pozorovania z geofyzikálnych rakiet a satelitov umožnili odhaliť emisiu röntgenového žiarenia z jadier aktívnych galaxií a zhlukov galaxií.

Ryža. 1. Klasifikácia galaxií podľa Hubbleovho teleskopu

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

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

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

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

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

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

Ryža. 2 Eliptická galaxia ESO 325-G004

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

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

Špirála(S) galaxie sa tiež skladajú z dvoch zložiek – sféroidnej a plochej, no s viac či menej vyvinutou špirálovitou štruktúrou v disku. Pozdĺž sekvencie podtypov So, Sb, sc, SD(od „skorých“ po „neskoré“ špirály) sa špirálové ramená stávajú hrubšími, zložitejšími a menej skrútenými a sféroid (centrálna kondenzácia, príp. vydutie) klesá. Špirálové galaxie na okraji nemajú špirálové ramená, ale typ galaxie možno určiť z relatívnej jasnosti vydutiny a disku.

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

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

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

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

Ryža. 2. Počítačový model galaxie Mliečna dráha.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Na tejto stupnici 0,0 zodpovedá biela farba, 0,5 - žltkastý, 1,0 - červenkastý.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Andromeda je najbližšia galaxia k Mliečnej dráhe. Je pomenovaná po bájnej princeznej s rovnakým menom. Pozorovania v roku 2006 viedli k záveru, že existuje asi bilión hviezd – aspoň dvakrát toľko ako v Mliečnej dráhe, kde ich je okolo 200 – 400 miliárd Vedci sa domnievajú, že zrážka Mliečnej dráhy a galaxie Andromeda sa stane asi za 3,75 miliardy rokov a nakoniec sa vytvorí obrovská eliptická alebo disková galaxia. Ale o tom neskôr. Po prvé, poďme zistiť, ako vyzerá "bájna princezná".

Na obrázku je Andromeda. Galaxia má modré a biele pruhy. Vytvárajú okolo neho prstence a pokrývajú horúce rozžeravené obrovské hviezdy. Tmavomodro-sivé pásy ostro kontrastujú s týmito jasnými prstencami a znázorňujú oblasti, kde v hustých oblačných zámotkoch práve začína tvorba hviezd. Pri pohľade vo viditeľnom spektre vyzerajú prstence Andromedy skôr ako špirálové ramená. V ultrafialovom spektre tieto útvary skôr pripomínajú prstencové štruktúry. Predtým ich objavil teleskop NASA. Astrológovia veria, že tieto prstence naznačujú vznik galaxie v dôsledku zrážky so susednou pred viac ako 200 miliónmi rokov.

Rovnako ako Mliečna dráha, aj Andromeda má množstvo miniatúrnych satelitov, z ktorých 14 už bolo objavených. Najznámejšie sú M32 a M110. Samozrejme, je nepravdepodobné, že by sa hviezdy každej z galaxií zrazili, pretože vzdialenosti medzi nimi sú veľmi veľké. O tom, čo sa stane v skutočnosti, majú vedci stále dosť hmlistú predstavu. Ale meno pre budúceho novorodenca už bolo vymyslené. Mlekomed je názov, ktorý vedci pomenovali nenarodenej obrovskej galaxii.

Zrážky hviezd

Andromeda je galaxia s 1 biliónom hviezd (1012), zatiaľ čo Mliečna dráha má 1 miliardu (3*1011). Šanca na zrážku nebeských telies je však zanedbateľná, keďže je medzi nimi obrovská vzdialenosť. Napríklad najbližšia hviezda k Slnku, Proxima Centauri, sa nachádza vo vzdialenosti 4,2 svetelných rokov (4 x 1013 km) alebo 30 miliónov (3 x 107) priemerov Slnka. Predstavte si, že našou hviezdou je loptička na stolný tenis. Potom bude Proxima Centauri vyzerať ako hrášok, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti 1100 km od nej, a samotná Mliečna dráha sa roztiahne na šírku 30 miliónov km. Dokonca aj hviezdy v strede galaxie (a konkrétne tam, kde je ich najväčšia kopa) 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 sa počas splynutia galaxií zrazia dve hviezdy, extrémne malá.

Zrážka čiernych dier

Galaxia Andromeda a Mliečna dráha majú centrálne supermasívne čierne diery: Sagittarius A (3,6 * 106 hmotností Slnka) a objekt vo vnútri zhluku P2 galaktického jadra. Tieto čierne diery sa budú zbližovať v bode blízko stredu novovytvorenej galaxie, pričom prenesú orbitálnu energiu na hviezdy, ktoré sa nakoniec posunú na vyššie trajektórie. Vyššie uvedený proces môže trvať milióny rokov. Keď sa čierne diery priblížia k sebe na jeden svetelný rok, začnú vyžarovať gravitačné vlny. Orbitálna energia bude ešte silnejšia, kým sa fúzia nedokončí. Na základe simulačných údajov z roku 2006 môže byť Zem najskôr vymrštená takmer do samého stredu novovytvorenej galaxie, potom prejde blízko jednej z čiernych dier a vybuchne za hranice Mlecomedy.

Potvrdenie teórie

Galaxia Andromeda sa k nám blíži rýchlosťou asi 110 km za sekundu. Až do roku 2012 nebolo možné zistiť, či dôjde ku kolízii alebo nie. Aby sme dospeli k záveru, že je to takmer nevyhnutné, vedcom pomohol Hubbleov vesmírny teleskop. Po sledovaní pohybov Andromedy v rokoch 2002 až 2010 sa dospelo k záveru, že ku kolízii dôjde asi o 4 miliardy rokov.

Podobné javy sú vo vesmíre rozšírené. Napríklad sa predpokladá, že Andromeda v minulosti interagovala aspoň s jednou galaxiou. A niektoré trpasličie galaxie, ako napríklad SagDEG, sa naďalej zrážajú mliečna dráha vytvorenie jednotného celku.

Výskum tiež naznačuje, že M33 alebo Galaxia Triangulum, tretí najväčší a najjasnejší zástupca Miestnej skupiny, sa tiež zúčastní tejto udalosti. Jeho najpravdepodobnejším osudom bude vstup objektu vzniknutého po zlúčení na obežnú dráhu a v ďalekej budúcnosti aj konečné spojenie. Kolízia M33 s Mliečnou dráhou pred priblížením sa k Andromede alebo vyhodením našej slnečnej sústavy za hranice Miestnej skupiny je však vylúčená.

Osud slnečnej sústavy

Vedci z Harvardu tvrdia, že načasovanie splynutia galaxií bude závisieť od tangenciálnej rýchlosti Andromedy. Na základe výpočtov dospeli k záveru, že existuje 50% šanca, že počas zlúčenia bude Slnečná sústava vrhnutá späť do trojnásobku súčasnej vzdialenosti do stredu Mliečnej dráhy. Nie je presne jasné, ako sa bude galaxia Andromeda správať. Ohrozená je aj planéta Zem. Vedci hovoria o 12% pravdepodobnosti, že nejaký čas po zrážke budeme hodení späť za hranice nášho bývalého „domova“. Táto udalosť však pravdepodobne nebude mať silné nepriaznivé účinky na slnečnú sústavu a nebeských telies nebude zničená.

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

Možné vedľajšie účinky

Keď sa dve špirálové galaxie spoja, vodík prítomný v ich diskoch sa stiahne. Začína sa formovanie nových hviezd. Napríklad to možno pozorovať v interagujúcej galaxii NGC 4039, inak známej ako „Antény“. V prípade spojenia Andromedy a Mliečnej dráhy sa verí, že na ich diskoch zostane málo plynu. Tvorba hviezd nebude taká intenzívna, hoci zrodenie kvazaru je úplne možné.

Výsledok zlúčenia

Galaxia, ktorá vznikla počas splynutia, sa vedcami predbežne nazýva Mlecomed. Výsledok simulácie ukazuje, že výsledný objekt bude mať eliptický tvar. Jeho stred bude mať nižšiu hustotu hviezd ako moderné eliptické galaxie. Ale je možná aj forma disku. Veľa bude závisieť od toho, koľko plynu zostane v Mliečnej dráhe a Andromede. V blízkej budúcnosti sa zvyšné galaxie Miestnej skupiny spoja do jedného objektu a to 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 dráhe sa sústreďuje viac temnej hmoty, a preto je naša galaxia hmotnejšia. Vedci budú študovať Andromedu, aby pochopili pôvod a vývoj podobných útvarov, pretože je to k nám najbližšia špirálová galaxia. Andromeda vyzerá zo Zeme úžasne. Mnohým sa to podarí aj odfotiť. Andromeda má veľmi husté galaktické jadro. Nielenže sa v jeho strede nachádzajú obrovské hviezdy, ale v jadre je ukrytá aj minimálne jedna supermasívna čierna diera. Jeho špirálové ramená sú skrútené v dôsledku gravitačnej interakcie s 2 susednými galaxiami: M32 a M110. Vo vnútri Andromedy obieha najmenej 450 guľových hviezdokôp. Medzi nimi sú niektoré z najhustejších, ktoré boli nájdené. Galaxia Andromeda je najvzdialenejší objekt, ktorý možno vidieť voľným okom. Budete potrebovať dobrá poznámka viditeľnosť a minimum jasného svetla.

Na záver by som chcel čitateľom poradiť, aby častejšie dvíhali pohľad na hviezdnu oblohu. Uchováva veľa nového a neznámeho. Nájdite si tento víkend voľný čas na pozeranie. Galaxia Andromeda na oblohe je pohľad, ktorý treba vidieť.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Veľký encyklopedický slovník

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

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

Obrovské hviezdne systémy podobné našej hviezdnej sústave Galaxia (Pozri Galaxiu), ktorá zahŕňa aj Slnečnú sústavu. (Výraz „galaxie“ sa na rozdiel od výrazu „Galaxia“ píše s malým písmenom.) Zastaraný názov 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 k nám sú Magellanove oblaky (Ir) a hmlovina ... ... Astronomický slovník

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

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

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

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

- ... Wikipedia

knihy

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