Naša galaksija in njeno neposredno okolje. Kakšna je razdalja do najbližje galaksije

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

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

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

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

riž. 1. Razvrstitev galaksij po Hubblu

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

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

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

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

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

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

riž. 2. Eliptična galaksija ESO 325-G004

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

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

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

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

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

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

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

riž. 2. Računalniški model galaksije Rimska cesta.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Integralni indeks njihove barve se spreminja vzdolž morfološkega zaporedja galaksij ( B - V), tj. razlika med velikostjo galaksije v modri barvi B in rumena Vžarki. Povprečna stopnja barve glavnih vrst galaksij so naslednje:

Na tej lestvici ustreza 0,0 belo, 0,5 - rumenkasto, 1,0 - rdečkasto.

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

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

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

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

Absorpcijska in emisijska črta v spektrih galaksij imata enako obliko, zato se zvezde in plin v disku vrtijo z enako hitrostjo v isto smer. Ko lokacija temnih prašnih pasov na disku omogoča razumevanje, kateri rob galaksije nam je bližje, lahko ugotovimo smer zvijanja spiralnih krakov: v vseh preučevanih galaksijah zaostajajo, to pomeni, da je roka odmaknjena od središča upognjena v nasprotni smeri od smeri vrtenja.

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

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

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

Andromeda je galaksija, priljubljena tudi kot M31 in NGC224. Je spiralna tvorba, ki se nahaja približno 780 kp (2,5 milijona svetlobnih let) od Zemlje.

Andromeda je galaksija, ki je najbližja Rimski cesti. Poimenovana je po istoimenski mitski princesi. Opazovanja iz leta 2006 so privedla do zaključka, da je tukaj približno bilijon zvezd - vsaj dvakrat več kot v Rimski cesti, kjer jih je približno 200 - 400 milijard. Znanstveniki verjamejo, da bo trk Rimske ceste in galaksije Andromeda se zgodi v približno 3,75 milijarde let in sčasoma bo nastala ogromna eliptična ali diskovna galaksija. Toda več o tem kasneje. Najprej ugotovimo, kako izgleda "mitična princesa".

Na sliki je Andromeda. Galaksija ima modre in bele črte. Okoli nje tvorijo obroče in pokrivajo vroče, vroče, ogromne zvezde. Temno modro-sive črte se močno razlikujejo od ozadja teh svetlih obročev in kažejo območja, kjer se v gostih oblačnih kokonih šele začne nastajanje zvezd. Ko jih gledamo v vidnem delu spektra, so Andromedini obroči bolj podobni spiralnim krakom. V ultravijoličnem spektru so te tvorbe bolj podobne obročastim strukturam. Pred tem jih je odkril Nasin teleskop. Astrologi verjamejo, da ti obroči kažejo na nastanek galaksije kot posledica trka s sosednjo pred več kot 200 milijoni let.

Tako kot Rimska cesta ima tudi Andromeda številne miniaturne satelite, od katerih je bilo 14 že odkritih. Najbolj znana sta M32 in M110. Seveda je malo verjetno, da bodo zvezde vsake od galaksij trčile skupaj, saj so razdalje med njimi zelo velike. Znanstveniki imajo še vedno precej nejasne predstave o tem, kaj se bo v resnici zgodilo. Toda ime za bodočega novorojenčka je že izumljeno. Milkomeda - tako znanstveniki imenujejo ogromno galaksijo, ki se še ni rodila.

Trkajoče zvezde

Andromeda je galaksija z 1 bilijonom zvezd (1012) in Rimsko cesto z 1 milijardo (3 * 1011). Vendar je možnost trka nebesnih teles zanemarljiva, saj je med njimi velika razdalja. Na primer, zvezda, najbližja Soncu, Proxima Centauri, se nahaja na razdalji 4,2 svetlobnih let (4 * 1013 km) ali 30 milijonov (3 * 107)-kratnik premera Sonca. Predstavljajte si, da je naša svetilka žogica za namizni tenis. Potem bo Proxima Centauri izgledala kot grah, ki se nahaja na razdalji 1100 km od njega, sama Rimska cesta pa se bo raztezala 30 milijonov km v širino. Tudi zvezde v središču galaksije (in natančneje tam njihova največja kopica) se nahajajo v intervalih 160 milijard (1,6 * 1011) km. To je kot ena žogica za namizni tenis na vsakih 3,2 km. Zato je možnost, da bosta kateri koli dve zvezdi trčili, ko se galaksije združijo, izjemno majhna.

Trčenje črnih lukenj

Galaksija Andromeda in Rimska cesta imata osrednje supermasivne črne luknje: Strelec A (3,6 * 106 sončnih mas) in predmet znotraj kopice P2 galaktičnega jedra. Te črne luknje se bodo na eni točki zbližale blizu središča novonastale galaksije in prenašale orbitalno energijo na zvezde, ki se bodo sčasoma premaknile na višje poti. Zgornji proces lahko traja milijone let. Ko se črne luknje približajo na razdaljo enega svetlobnega leta, bodo začele oddajati gravitacijske valove. Orbitalna energija bo postala še močnejša, dokler se fuzija ne zaključi. Na podlagi podatkov iz simulacij iz leta 2006 lahko Zemljo najprej vržemo skoraj v samo središče novonastale galaksije, nato pa bo prešla v bližino ene od črnih lukenj in jo izvrgli čez meje Milkomede.

Potrditev teorije

Galaksija Andromeda se nam približuje s hitrostjo okoli 110 km na sekundo. Do leta 2012 ni bilo mogoče vedeti, ali bo prišlo do trčenja ali ne. Vesoljski teleskop Hubble je znanstvenikom pomagal ugotoviti, da je skoraj neizogibno. Po sledenju Andromedinih premikov od leta 2002 do 2010 je bilo sklenjeno, da bo do trka prišlo čez približno 4 milijarde let.

Podobni pojavi so zelo razširjeni v vesolju. Na primer, domneva se, da je Andromeda v preteklosti sodelovala z vsaj eno galaksijo. In nekatere pritlikave galaksije, kot je SagDEG, še naprej trčijo Mlečna pot ustvarjanje enotnega izobraževanja.

Raziskave tudi kažejo, da bo na tem dogodku sodeloval tudi M33 ali galaksija Trikotnik - tretji največji in najsvetlejši član lokalne skupine. Njegova najbolj možna usoda bo vstop v orbito predmeta, ki je nastal po združitvi, in v daljni prihodnosti - končna združitev. Vendar pa je izključen trk M33 z Rimsko cesto, preden se Andromeda približa, ali pa bo naš sončni sistem vržen izven meja lokalne skupine.

Usoda sončnega sistema

Znanstveniki s Harvarda trdijo, da bo čas združitve galaksij odvisen od tangencialne hitrosti Andromede. Na podlagi izračunov je bilo sklenjeno, da obstaja 50-odstotna verjetnost, da bo Osončje med združitvijo vrženo nazaj na razdaljo, ki je trikrat večja od trenutne razdalje do središča Rimske ceste. Ni natančno jasno, kako se bo obnašala galaksija Andromeda. Ogrožen je tudi planet Zemlja. Znanstveniki pravijo približno 12-odstotno verjetnost, da bomo nekaj časa po trku vrženi izven meja našega nekdanjega "doma". Toda ta dogodek najverjetneje ne bo povzročil močnih škodljivih učinkov na Osončje in nebesna telesa ne bo uničeno.

Če izvzamemo planetarni inženiring, bo do trenutka, ko se galaksije trčijo, površina Zemlje zelo vroča in na njej ne bo več vode v vodnem stanju, kar pomeni, da ni življenja.

Možni neželeni učinki

Ko se dve spiralni galaksiji združita, se vodik na njunih diskih skrči. Začne se pospešeno nastajanje novih zvezd. To je na primer mogoče opaziti v interakcijski galaksiji NGC 4039, sicer znani kot "antene". V primeru združitve Andromede in Rimske ceste se domneva, da bo na njihovih diskih ostalo malo plina. Nastajanje zvezd ne bo tako nasičeno, čeprav je nukleacija kvazarja popolnoma možna.

Rezultat spajanja

Galaksijo, ki je nastala med združitvijo, znanstveniki pogojno imenujejo Milkomed. Rezultat simulacije kaže, da bo dobljeni objekt eliptičen. Njegovo središče bo imelo manjšo gostoto zvezd kot sodobne eliptične galaksije. Možna pa je tudi oblika diska. Veliko bo odvisno od tega, koliko plina ostane v Rimski cesti in Andromedi. V bližnji prihodnosti se bodo preostale galaksije Lokalne skupine združile v en objekt, kar bo pomenilo začetek nove evolucijske stopnje.

Dejstva o Andromedi

Andromeda je največja galaksija v lokalni skupini. Ampak morda ne najbolj množičen. Znanstveniki domnevajo, da je več temne snovi skoncentrirano v Rimski cesti, zaradi česar je naša galaksija bolj masivna. Znanstveniki bodo preučevali Andromedo, da bi razumeli nastanek in razvoj podobnih formacij, saj je to nam najbližja spiralna galaksija. Andromeda z Zemlje izgleda neverjetno. Mnogi jo celo uspejo fotografirati. Andromeda ima zelo gosto galaktično jedro. Ne samo, da so v njegovem središču ogromne zvezde, ampak je tudi vsaj ena supermasivna črna luknja, skrita v njenem jedru. Njegovi spiralni kraki so ukrivljeni kot posledica gravitacijske interakcije z dvema sosednjima galaksijama: M32 in M110. V Andromedi se vrti najmanj 450 kroglastih zvezdnih kopic. Med njimi je nekaj najgostejših, ki so jih našli. Galaksija Andromeda je najbolj oddaljen predmet, ki ga lahko vidimo s prostim očesom. Boste potrebovali dobra opazka vidljivost in najmanj močne svetlobe.

Za zaključek bi rad bralcem svetoval, naj pogosteje dvignejo pogled v zvezdno nebo. Shranjuje veliko novega in neznanega. Vzemite si nekaj prostega časa za ogled prostora ob koncu tedna. Galaksijo Andromeda na nebu si morate ogledati.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Veliki enciklopedični slovar

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

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

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

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

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

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

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

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

- ... Wikipedia

knjige

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