Nabo galakse. Mælkevejs galakse

Andromeda er en galakse også kendt som M31 og NGC224. Dette er en spiralformation beliggende i en afstand af cirka 780 kp (2,5 millioner) fra Jorden.

Andromeda er den galakse, der er tættest på Mælkevejen. Den er opkaldt efter den mytiske prinsesse af samme navn. Observationer i 2006 førte til den konklusion, at der er omkring en billion stjerner her - mindst dobbelt så mange som i Mælkevejen, hvor der er omkring 200 - 400 milliarder Forskere mener, at sammenstødet mellem Mælkevejen og Andromeda-galaksen vil ske om omkring 3,75 milliarder år, og til sidst vil en kæmpe elliptisk galakse blive dannet. Men mere om det senere. Lad os først finde ud af, hvordan en "mytisk prinsesse" ser ud.

Billedet viser Andromeda. Galaksen har hvide og blå striber. De danner ringe omkring den og dækker varme, rødglødende kæmpestjerner. De mørkeblå-grå bånd står i skarp kontrast til disse lyse ringe og viser områder, hvor stjernedannelsen lige er begyndt i tætte skykokoner. Når de observeres i den synlige del af spektret, ligner Andromedas ringe mere spiralarme. I det ultraviolette område er disse formationer mere som ringstrukturer. De blev tidligere opdaget af et NASA-teleskop. Astronomer mener, at disse ringe indikerer dannelsen af ​​en galakse som følge af en kollision med en nabo for mere end 200 millioner år siden.

Andromedas måner

Ligesom Mælkevejen har Andromeda en række dværgsatellitter, hvoraf 14 allerede er blevet opdaget. De mest kendte er M32 og M110. Selvfølgelig er det usandsynligt, at stjernerne i hver galakse vil kollidere med hinanden, da afstandene mellem dem er meget store. Forskere har stadig ret vage ideer om, hvad der rent faktisk vil ske. Men der er allerede opfundet et navn til den fremtidige nyfødte. Mammoth - det er det, forskerne kalder den ufødte kæmpegalakse.

Stjernekollisioner

Andromeda er en galakse med 1 billion stjerner (10 12) og Mælkevejen - 1 milliard (3 * 10 11). Men chancen for en kollision mellem himmellegemer er ubetydelig, da der er en enorm afstand mellem dem. For eksempel er den nærmeste stjerne på Solen, Proxima Centauri, 4,2 lysår væk (4*10 13 km), eller 30 millioner (3*10 7) Solens diameter. Forestil dig, at vores armatur er en bordtennisbold. Så vil Proxima Centauri ligne en ært, der ligger i en afstand af 1100 km fra den, og selve Mælkevejen vil strække sig 30 millioner km i bredden. Selv stjernerne i centrum af galaksen (som er der, hvor de er mest koncentreret) er placeret med intervaller på 160 milliarder (1,6 * 10 11) km. Det svarer til en bordtennisbold for hver 3,2 km. Derfor er chancen for, at to stjerner vil støde sammen under en galaksefusion ekstremt lille.

Sort hul kollision

Andromedagalaksen og Mælkevejen har en central Skytten A (3,6*10 6 solmasser) og et objekt i P2-klyngen af ​​den galaktiske kerne. Disse sorte huller vil konvergere nær midten af ​​den nydannede galakse og overføre orbital energi til stjernerne, som til sidst vil bevæge sig til højere baner. Ovenstående proces kan tage millioner af år. Når de sorte huller kommer inden for et lysår fra hinanden, vil de begynde at udsende gravitationsbølger. Orbitalenergien vil blive endnu mere kraftfuld, indtil fusionen er fuldført. Baseret på modelleringsdata udført i 2006 kan Jorden først blive kastet næsten helt til midten af ​​den nydannede galakse, derefter passere nær et af de sorte huller og blive slynget ud over Mælkevejen.

Bekræftelse af teorien

Andromedagalaksen nærmer sig os med en hastighed på cirka 110 km i sekundet. Indtil 2012 var der ingen måde at vide, om der ville ske en kollision eller ej. Hubble-rumteleskopet hjalp forskerne med at konkludere, at det næsten var uundgåeligt. Efter at have sporet Andromedas bevægelser fra 2002 til 2010, blev det konkluderet, at kollisionen vil finde sted om omkring 4 milliarder år.

Lignende fænomener er udbredt i rummet. For eksempel menes Andromeda at have interageret med mindst én galakse tidligere. Og nogle dværggalakser, såsom SagDEG, fortsætter med at kollidere med Mælkevejen og skaber en enkelt formation.

Forskning tyder også på, at M33 eller Triangulum Galaxy, det tredjestørste og smarteste medlem af den lokale gruppe, også vil deltage i denne begivenhed. Dens mest sandsynlige skæbne vil være indtræden i kredsløb for det objekt, der blev dannet efter fusionen, og i en fjern fremtid - den endelige forening. En kollision af M33 med Mælkevejen før Andromeda nærmer sig, eller vores solsystem bliver smidt ud af den lokale gruppe, er dog udelukket.

Solsystemets skæbne

Forskere fra Harvard hævder, at tidspunktet for galaksefusionen vil afhænge af Andromedas tangentielle hastighed. Baseret på beregningerne konkluderede vi, at der er 50 % chance for, at solsystemet under fusionen vil blive kastet tilbage til en afstand tre gange den nuværende afstand til Mælkevejens centrum. Det vides ikke præcist, hvordan Andromeda-galaksen vil opføre sig. Planeten Jorden er også truet. Forskere siger, at der er 12 % chance for, at vi et stykke tid efter kollisionen bliver smidt uden for vores tidligere "hjem". Men denne begivenhed vil højst sandsynligt ikke have større negative virkninger på solsystemet, og himmellegemer vil ikke blive ødelagt.

Hvis vi udelukker planetarisk konstruktion, vil jordens overflade med tiden blive meget varm, og der vil ikke være noget flydende vand tilbage på den, og derfor intet liv.

Mulige bivirkninger

Når to spiralgalakser smelter sammen, komprimeres det brint, der er til stede i deres skiver. Den intensive dannelse af nye stjerner begynder. For eksempel kan dette observeres i den interagerende galakse NGC 4039, ellers kendt som Antennegalaksen. Hvis Andromeda og Mælkevejen smelter sammen, menes det, at der vil være lidt gas tilbage på deres diske. Stjernedannelse vil ikke være så intens, selvom fødslen af ​​en kvasar er sandsynlig.

Sammenlægningsresultat

Forskere kalder foreløbigt den galakse, der blev dannet under fusionen, for Milcomeda. Simuleringsresultatet viser, at det resulterende objekt vil have en elliptisk form. Dens centrum vil have en lavere tæthed af stjerner end moderne elliptiske galakser. Men en diskform er også mulig. Meget vil afhænge af, hvor meget gas der er tilbage i Mælkevejen og Andromeda. I den nærmeste fremtid vil de resterende smelte sammen til ét objekt, og dette vil markere begyndelsen på et nyt evolutionært stadium.

Fakta om Andromeda

• Andromeda er den største galakse i den lokale gruppe. Men nok ikke den mest massive. Forskere antyder, at der er mere koncentreret i Mælkevejen, og det er det, der gør vores galakse mere massiv.
• Forskere udforsker Andromeda for at forstå oprindelsen og udviklingen af ​​formationer, der ligner den, fordi det er den nærmeste spiralgalakse til os.
• Andromeda ser fantastisk ud fra Jorden. Mange når endda at fotografere hende.
• Andromeda har en meget tæt galaktisk kerne. Ikke alene er enorme stjerner placeret i dets centrum, men der er også mindst ét ​​supermassivt sort hul gemt i dets kerne.
• Dens spiralarme blev bøjet som et resultat af gravitationsinteraktion med to nabogalakser: M32 og M110.
• Der er mindst 450 kugleformede stjernehobe, der kredser inde i Andromeda. Blandt dem er nogle af de tætteste, der er blevet opdaget.
• Andromedagalaksen er det fjerneste objekt, der kan ses med det blotte øje. Du skal bruge et godt udsigtspunkt og minimalt skarpt lys.

Afslutningsvis vil jeg råde læserne til at kigge op på stjernehimlen oftere. Den gemmer en masse nye og ukendte ting. Find lidt ledig tid til at observere plads i weekenden. Andromedagalaksen på himlen er et syn at se.

GALAKSER, "extragalactic nebulae" eller "ø-universer," er kæmpestore stjernesystemer, der også indeholder interstellar gas og støv. solsystem er en del af vores galakse - Mælkevejen. Hele det ydre rum, i det omfang de kraftigste teleskoper kan trænge igennem, er fyldt med galakser. Astronomer tæller mindst en milliard af dem. Den nærmeste galakse ligger i en afstand af omkring 1 million lysår fra os. år (10 19 km), og de fjerneste galakser optaget af teleskoper er milliarder af lysår væk. Studiet af galakser er en af ​​de mest ambitiøse opgaver inden for astronomi.

Historisk reference. De lyseste og nærmeste ydre galakser til os - de magellanske skyer - er synlige med det blotte øje på himlens sydlige halvkugle og var kendt af araberne tilbage i det 11. århundrede, såvel som den lyseste galakse på den nordlige halvkugle - Store Nebula i Andromeda. Med genopdagelsen af ​​denne tåge i 1612 ved hjælp af et teleskop af den tyske astronom S. Marius (1570-1624) begyndte den videnskabelige undersøgelse af galakser, tåger og stjernehobe. Mange tåger blev opdaget af forskellige astronomer i det 17. og 18. århundrede; så blev de betragtet som skyer af lysende gas.

Ideen om stjernesystemer hinsides galaksen blev først diskuteret af filosoffer og astronomer fra det 18. århundrede: E. Swedenborg (1688–1772) i Sverige, T. Wright (1711–1786) i England, I. Kant (1724– 1804) i Preussen, I. .Lambert (1728–1777) i Alsace og W. Herschel (1738–1822) i England. Dog først i første fjerdedel af det 20. århundrede. eksistensen af ​​"ø-universer" blev utvetydigt bevist, primært takket være de amerikanske astronomers arbejde G. Curtis (1872-1942) og E. Hubble (1889-1953). De beviste, at afstandene til de lyseste, og derfor de nærmeste, "hvide tåger" væsentligt overstiger størrelsen af ​​vores galakse. I perioden fra 1924 til 1936 skubbede Hubble grænsen for galakseforskning fra nærliggende systemer til grænsen af ​​2,5 meter teleskopet ved Mount Wilson Observatory, dvs. op til flere hundrede millioner lysår.

I 1929 opdagede Hubble forholdet mellem afstanden til en galakse og hastigheden af ​​dens bevægelse. Dette forhold, Hubbles lov, er blevet observationsgrundlaget for moderne kosmologi. Efter afslutningen af ​​Anden Verdenskrig begyndte aktiv undersøgelse af galakser ved hjælp af nye store teleskoper med elektroniske lysforstærkere, automatiske målemaskiner og computere. Detektionen af ​​radioemission fra vores og andre galakser gav ny mulighed at studere universet og førte til opdagelsen af ​​radiogalakser, kvasarer og andre manifestationer af aktivitet i galaksernes kerner. Ekstraatmosfæriske observationer fra geofysiske raketter og satellitter har gjort det muligt at detektere røntgenstråling fra kernerne i aktive galakser og galaksehobe.

Ris. 1. Klassificering af galakser ifølge Hubble

Det første katalog over "tåger" blev udgivet i 1782 af den franske astronom Charles Messier (1730-1817). Denne liste omfatter både stjernehobe og gasformige tåger i vores galakse, såvel som ekstragalaktiske objekter. Messier objektnumre bruges stadig i dag; Messier 31 (M 31) er for eksempel den berømte Andromedatåge, den nærmeste store galakse, der er observeret i stjernebilledet Andromeda.

En systematisk undersøgelse af himlen, påbegyndt af W. Herschel i 1783, førte ham til opdagelsen af ​​flere tusinde tåger på den nordlige himmel. Dette arbejde blev videreført af hans søn J. Herschel (1792-1871), som gjorde observationer på den sydlige halvkugle ved Kap det Gode Håb (1834-1838) og udgivet i 1864 Generel mappe 5 tusinde tåger og stjernehobe. I anden halvdel af 1800-tallet. nyopdagede genstande blev føjet til disse genstande, og J. Dreyer (1852-1926) udgivet i 1888 Ny delt mappe (Nyt generelt katalog – NGC), herunder 7814 objekter. Med udgivelsen i 1895 og 1908 af yderligere to Directory indeks(IC) antallet af opdagede tåger og stjernehobe oversteg 13 tusind. Betegnelsen ifølge NGC- og IC-katalogerne er siden blevet generelt accepteret. Således er Andromedatågen betegnet enten M 31 eller NGC 224. En separat liste over 1249 galakser, der er lysere end 13. størrelsesorden, baseret på en fotografisk undersøgelse af himlen, blev udarbejdet af H. Shapley og A. Ames fra Harvard Observatory i 1932 .

Dette arbejde blev betydeligt udvidet med den første (1964), anden (1976) og tredje (1991) udgave Abstrakt katalog over lyse galakser J. de Vaucouleurs og kolleger. Mere omfattende, men mindre detaljerede kataloger baseret på visning af fotografiske himmelundersøgelsesplader blev udgivet i 1960'erne af F. Zwicky (1898-1974) i USA og B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) i USSR. De indeholder ca. 30 tusinde galakser op til 15. størrelsesorden. En lignende gennemgang blev for nylig afsluttet sydlige himmel ved hjælp af European Southern Observatorys 1-meter Schmidt-kamera i Chile og Storbritanniens 1,2-meter Schmidt-kamera i Australien.

Der er for mange galakser, der er svagere end 15 til at lave en liste over dem. I 1967 blev resultaterne af en optælling af galakser, der er lysere end 19. størrelsesorden (nord for deklination 20), udført af C. Shane og K. Virtanen ved hjælp af pladerne på 50-cm astrografen fra Lick Observatory, offentliggjort. Sådanne galakser var der. 2 millioner, ikke medregnet dem, der er skjult for os af Mælkevejens brede støvstribe. Og tilbage i 1936 talte Hubble ved Mount Wilson Observatory antallet af galakser op til 21. størrelsesorden i flere små områder fordelt jævnt over himmelsfæren (nord for deklination 30). Ifølge disse data er der på hele himlen mere end 20 millioner galakser lysere end 21. størrelsesorden.

Klassifikation. Der er galakser af forskellige former, størrelser og lysstyrker; nogle er isolerede, men de fleste har naboer eller satellitter, der udøver gravitationspåvirkning på dem. Som regel er galakser stille, men aktive findes ofte. I 1925 foreslog Hubble en klassificering af galakser baseret på deres udseende. Senere blev det raffineret af Hubble og Shapley, derefter Sandage og til sidst Vaucouleurs. Alle galakser i den er opdelt i 4 typer: elliptiske, linseformede, spiralformede og uregelmæssige.

Elliptisk(E) galakser på fotografier har form som ellipser uden skarpe grænser og klare detaljer. Deres lysstyrke øges mod midten. Disse er roterende ellipsoider bestående af gamle stjerner; deres tilsyneladende form afhænger af orienteringen til observatørens synslinje. Når det observeres kant-på, når forholdet mellem længderne af ellipsens korte og lange akser  5/10 (angivet E5).

Ris. 2. Elliptisk Galaxy ESO 325-G004

Linseformet(L eller S 0) galakser ligner elliptiske, men ud over den sfæroidale komponent har de en tynd, hurtigt roterende ækvatorialskive, nogle gange med ringformede strukturer som Saturns ringe. Observerede kant-på, linseformede galakser virker mere komprimerede end elliptiske: forholdet mellem deres akser når 2/10.

Ris. 2. Spindelgalaksen (NGC 5866), en linseformet galakse i stjernebilledet Draco.

Spiralformet(S) galakser består også af to komponenter - kugleformede og flade, men med en mere eller mindre udviklet spiralstruktur i skiven. Langs rækken af ​​undertyper Sa, Sb, Sc, Sd(fra "tidlige" til "sene" spiraler), spiralarmene bliver tykkere, mere komplekse og mindre snoede, og sfæroiden (central kondens, eller bule) falder. Edge-on spiralgalakser har ikke spiralarme synlige, men typen af ​​galakse kan bestemmes af den relative lysstyrke af bulen og skiven.

Ris. 2. Et eksempel på en spiralgalakse, Pinwheel Galaxy (Messier 101 eller NGC 5457)

Ukorrekt(jeg) galakser er af to hovedtyper: Magellansk type, dvs. type Magellanske Skyer, fortsætter sekvensen af ​​spiraler fra Sm Før Jeg er, og ikke-Magellan type jeg 0, der har kaotiske mørke støvbaner oven på en sfæroid- eller skivestruktur, såsom en linseformet eller tidlig spiral.

Ris. 2. NGC 1427A, et eksempel på en uregelmæssig galakse.

Typer L Og S falder i to familier og to typer afhængigt af tilstedeværelsen eller fraværet af en lineær struktur, der passerer gennem midten og skærer skiven ( bar), samt en centralt symmetrisk ring.

Ris. 2. Computermodel af Mælkevejsgalaksen.

Ris. 1. NGC 1300, et eksempel på en spiralgalakse.

Ris. 1. TRE-DIMENSIONEL KLASSIFIKATION AF GALAKSER. Hovedtyper: E, L, S, I placeret sekventielt fra E Før Jeg er; almindelige familier EN og krydsede B; venlig s Og r. De cirkulære diagrammer nedenfor er et tværsnit af hovedkonfigurationen i området for spiral- og linseformede galakser.

Ris. 2. HOVEDFAMILIE OG SPIRALTYPER i tværsnittet af hovedkonfigurationen i området Sb.

Der findes andre klassifikationsskemaer for galakser baseret på finere morfologiske detaljer, men en objektiv klassificering baseret på fotometriske, kinematiske og radiomålinger er endnu ikke udviklet.

Forbindelse. To strukturelle komponenter - en sfæroide og en skive - afspejler forskellen i stjernepopulationen af ​​galakser, opdaget i 1944 af den tyske astronom W. Baade (1893-1960).

Befolkning I, til stede i uregelmæssige galakser og spiralarme, indeholder blå kæmper og supergiganter af spektralklasser O og B, røde supergiganter af klasse K og M og interstellar gas og støv med lyse områder af ioniseret brint. Den indeholder også hovedsekvensstjerner med lav masse, som er synlige nær Solen, men som ikke kan skelnes i fjerne galakser.

Befolkning II, til stede i elliptiske og linseformede galakser, såvel som i de centrale områder af spiraler og i kuglehobe, indeholder røde kæmper fra klasse G5 til K5, undergiganter og sandsynligvis underdværge; Planetariske tåger findes i den, og der observeres udbrud af novaer (fig. 3). I fig. Figur 4 viser forholdet mellem stjernernes spektraltyper (eller farver) og deres lysstyrker for forskellige populationer.

Ris. 3. STJERNEBEFOLKNINGER. Et fotografi af spiralgalaksen, Andromedatågen, viser, at blå kæmper og supergiganter fra Population I er koncentreret i dens skive, og den centrale del består af røde Population II-stjerner. Satellitterne i Andromeda-tågen er også synlige: galaksen NGC 205 ( på bunden) og M 32 ( øverst til venstre). De klareste stjerner på dette billede tilhører vores galakse.

Ris. 4. HERZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAM, som viser forholdet mellem spektraltype (eller farve) og stjerners lysstyrke forskellige typer. I: ung Population I stjerner, typisk for spiralarme. II: gamle stjerner i Population I; III: gamle Population II-stjerner, typiske for kuglehobe og elliptiske galakser.

Man troede oprindeligt, at elliptiske galakser kun indeholdt Population II, og irregulære galakser kun Population I. Det viste sig dog, at galakser normalt indeholder en blanding af de to stjernepopulationer i forskellige proportioner. Detaljerede populationsanalyser er kun mulige for nogle få galakser i nærheden, men målinger af farve og spektrum af fjerne systemer indikerer, at forskellen i deres stjernepopulationer kan være større, end Baade troede.

Afstand. Måling af afstande til fjerne galakser er baseret på den absolutte skala af afstande til stjernerne i vores galakse. Det er installeret på flere måder. Den mest fundamentale er metoden med trigonometriske parallakser, gyldig op til afstande på 300 sv. flere år. De resterende metoder er indirekte og statistiske; de er baseret på studiet af stjernernes egenbevægelser, radiale hastigheder, lysstyrke, farve og spektrum. På deres grundlag er de absolutte værdier af New og variabler af typen RR Lyra og  Cepheus, som bliver de primære indikatorer for afstanden til de nærmeste galakser, hvor de er synlige. Kuglehobe, de klareste stjerner og emissionståger fra disse galakser bliver sekundære indikatorer og gør det muligt at bestemme afstande til fjernere galakser. Endelig bruges selve galaksernes diametre og lysstyrker som tertiære indikatorer. Som et mål for afstand bruger astronomer normalt forskellen mellem den tilsyneladende størrelse af et objekt m og dens absolutte størrelse M; denne værdi ( m–M) kaldes "tilsyneladende afstandsmodul". For at finde ud af den sande afstand skal den korrigeres for lysabsorption af interstellart støv. I dette tilfælde når fejlen normalt 10–20 %.

Den ekstragalaktiske afstandsskala revideres fra tid til anden, hvilket betyder, at andre parametre for galakser, der afhænger af afstand, også ændres. I tabel 1 viser de mest nøjagtige afstande til de nærmeste grupper af galakser i dag. Til fjernere galakser, milliarder af lysår væk, estimeres afstande med lav nøjagtighed baseret på deres rødforskydning ( se nedenunder: Karakteren af ​​rødforskydning).

Tabel 1. AFSTANDE TIL DE NÆRMESTE GALAKSER, DERES GRUPPER OG KLYNGERE
Galakse eller gruppe	Tilsyneladende afstandsmodul (m–M )	Afstand, million lys flere år
Stor Magellansk Sky
Lille Magellansk Sky
Andromeda-gruppe (M 31)
Billedhuggergruppe
Gruppe B. Ursa (M 81)
Klynge i Jomfruen
Klynge i Ovnen

Lysstyrke. Måling af overfladelysstyrken af ​​en galakse giver den samlede lysstyrke af dens stjerner pr. arealenhed. Ændringen i overfladens lysstyrke med afstanden fra centrum karakteriserer galaksens struktur. Elliptiske systemer, som de mest regelmæssige og symmetriske, er blevet undersøgt mere detaljeret end andre; generelt er de beskrevet af en enkelt lysstyrkelov (fig. 5, EN):

Ris. 5. LYSFORDELING AF GALAKSER. EN– elliptiske galakser (logaritmen af ​​overfladens lysstyrke vises afhængigt af den fjerde rod af den reducerede radius ( r/r e) 1/4, hvor r– afstand fra centrum, og r e er den effektive radius, inden for hvilken halvdelen af ​​galaksens samlede lysstyrke er indeholdt); b– linseformet galakse NGC 1553; V– tre normale spiralgalakser ( ydre del hver af lige linjer, som angiver en eksponentiel afhængighed af lysstyrke på afstand).

Data om lentikulære systemer er ikke så fuldstændige. Deres lysstyrkeprofiler (fig. 5, b) adskiller sig fra profilerne af elliptiske galakser og har tre hovedområder: kernen, linsen og hylsteret. Disse systemer ser ud til at være mellemliggende mellem elliptiske og spiralformede.

Spiraler er meget forskellige, deres struktur er kompleks, og der er ingen enkelt lov for fordelingen af ​​deres lysstyrke. Det ser dog ud til, at for simple spiraler langt fra kernen falder skivens overfladelysstyrke eksponentielt mod periferien. Målinger viser, at spiralarmenes lysstyrke ikke er så stor, som den ser ud til, når man ser på fotografier af galakser. Armene tilføjer ikke mere end 20 % til skivens lysstyrke i blåt lys og væsentligt mindre i rødt lys. Bidraget til lysstyrken fra bulen falder fra Sa Til Sd(fig. 5, V).

Ved at måle den tilsyneladende størrelse af galaksen m og bestemme dens afstandsmodul ( m–M), udregn den absolutte værdi M. De lyseste galakser, undtagen kvasarer, M 22, dvs. deres lysstyrke er næsten 100 milliarder gange større end Solens. Og de mindste galakser M10, dvs. lysstyrke ca. 10 6 solenergi. Fordeling af antallet af galakser efter M kaldet "lysstyrkefunktionen", - vigtig egenskab universets galaktiske befolkning, men det er ikke let at præcist bestemme det.

For galakser valgt til en vis begrænsende synlig størrelse, lysstyrkefunktionen for hver type separat fra E Før Sc næsten gaussisk (klokkeformet) med gennemsnitlig absolut værdi i blå stråler M m= 18,5 og dispersion  0,8 (fig. 6). Men sen-type galakser fra Sd Før Jeg er og elliptiske dværge er svagere.

For en komplet prøve af galakser i et givet rumvolumen, for eksempel i en klynge, stiger lysstyrkefunktionen stejlt med aftagende lysstyrke, dvs. antallet af dværggalakser er mange gange større end antallet af gigantiske

Ris. 6. GALAXY LUMINOSITY FUNKTION. EN– prøven er lysere end en vis synlig grænseværdi; b– en komplet prøve i et vist stort rumvolumen. Bemærk det overvældende antal dværgsystemer med M B< -16.

Størrelse. Da galaksernes stjernetæthed og lysstyrke gradvist henfalder udad, hviler spørgsmålet om deres størrelse faktisk på teleskopets evner, på dets evne til at fremhæve det svage skær fra de ydre områder af galaksen mod nattehimlens skær. Moderne teknologi giver dig mulighed for at registrere områder af galakser med lysstyrke mindre end 1% af himlens lysstyrke; dette er omkring en million gange lavere end lysstyrken af ​​galaktiske kerner. Ifølge denne isofot (linje med samme lysstyrke) varierer galaksernes diametre fra flere tusinde lysår til dværgsystemer op til hundredtusindvis - for kæmpestore. Som regel korrelerer galaksernes diametre godt med deres absolutte lysstyrke.

Spektral klasse og farve. Galaksens første spektrogram - Andromeda-tågen, opnået ved Potsdam-observatoriet i 1899 af Yu Scheiner (1858-1913), med dens absorptionslinjer ligner Solens spektrum. Massiv forskning i galaksernes spektre begyndte med skabelsen af ​​"hurtige" spektrografer med lav spredning (200-400 /mm); senere gjorde brugen af ​​elektroniske billedlysstyrkeforstærkere det muligt at øge spredningen til 20–100/mm. Morgans observationer ved Yerkes Observatory viste, at på trods af den komplekse stjerne sammensætning af galakser, deres spektre er normalt tæt på spektrene af stjerner af en bestemt klasse fra EN Før K, og der er en mærkbar sammenhæng mellem spektret og den morfologiske type af galaksen. Typisk klassespektret EN har uregelmæssige galakser Jeg er og spiraler Sm Og Sd. Spektra klasse A–F ved spiralerne Sd Og Sc. Overfør fra Sc Til Sb ledsaget af en ændring i spektrum fra F Til F-G, og spiralerne Sb Og Sa, linseformede og elliptiske systemer har spektre G Og K. Sandt nok viste det sig senere, at strålingen af ​​galakser i spektralklassen EN består faktisk af en blanding af lys fra kæmpestjerner af spektralklasser B Og K.

Ud over absorptionslinjer har mange galakser synlige emissionslinjer, ligesom Mælkevejens emissionståger. Typisk er disse brintlinjer af Balmer-serien, for eksempel H  på  6563, dubletter af ioniseret nitrogen (N II) på  6548 og 6583 og svovl (S II) på  6717 og 6731, ioniseret oxygen (O II) på  3726 og 3729 og dobbeltioniseret oxygen (O III) på  4959 og 5007. Emissionslinjernes intensitet korrelerer normalt med mængden af ​​gas og superkæmpestjerner i galaksernes skiver: disse linjer er fraværende eller meget svage i elliptiske og linseformede galakser, men forstærkes i spiralformede og uregelmæssige galakser – fra Sa Til Jeg er. Derudover falder intensiteten af ​​emissionslinjerne for grundstoffer tungere end brint (N, O, S) og sandsynligvis den relative overflod af disse grundstoffer fra kernen til periferien af ​​diskgalakser. Nogle galakser har usædvanligt stærke emissionslinjer i deres kerne. I 1943 opdagede K. Seifert en særlig type galakse med meget brede brintlinjer i kernerne, hvilket indikerer deres høje aktivitet. Lysstyrken af ​​disse kerner og deres spektre ændrer sig over tid. Generelt ligner kernerne i Seyfert-galakser kvasarer, selvom de ikke er så kraftige.

Langs den morfologiske sekvens af galakser ændres det integrale indeks for deres farve ( B–V), dvs. forskellen mellem størrelsen af ​​en galakse i blåt B og gul V stråler Gennemsnit Farverne på hovedtyperne af galakser er som følger:

På denne skala svarer 0,0 til hvid farve, 0,5 – gullig, 1,0 – rødlig.

Detaljeret fotometri afslører normalt, at farven på en galakse varierer fra kerne til kant, hvilket indikerer en ændring i stjernernes sammensætning. De fleste galakser er mere blå ydre områder end i kernen; Dette er meget mere mærkbart i spiraler end i elliptiske, da deres skiver indeholder mange unge blå stjerner. Uregelmæssige galakser, som normalt mangler en kerne, er ofte mere blå i midten end i kanten.

Rotation og masse. Rotationen af ​​galaksen omkring en akse, der passerer gennem midten, fører til en ændring i bølgelængden af ​​linjerne i dens spektrum: linjer fra områder af galaksen, der nærmer sig os, skifter til den violette del af spektret og fra vigende områder til den røde. (fig. 7). Ifølge Doppler-formlen er den relative ændring i linjebølgelængde   / = V r /c, Hvor c er lysets hastighed, og V r– radial hastighed, dvs. kildehastighedskomponent langs sigtelinjen. Omdrejningsperioderne for stjerner omkring galaksernes centre er hundreder af millioner af år, og hastighederne for deres kredsløb når op på 300 km/s. Normalt når diskens rotationshastighed sin maksimale værdi ( V M) i nogen afstand fra centrum ( r M), og falder derefter (fig. 8). Tæt på vores galakse V M= 230 km/s på afstand r M= 40 tusind St. år fra centrum:

Ris. 7. GALAKSIENS SPEKTRALE LINIER, roterer rundt om en akse N, når spektrografspalten er orienteret langs aksen ab. Linje fra den vigende kant af galaksen ( b) afbøjes mod den røde side (R), og fra den nærmer sig ( -en) – til ultraviolet (UV).

Ris. 8. GALAKSE ROTATIONSKURVE. Rotationshastighed V r når maksimumværdien V M på afstand R M fra centrum af galaksen og falder derefter langsomt.

Absorptionslinjerne og emissionslinjerne i galaksernes spektre har samme form, derfor roterer stjernerne og gassen i skiven med samme hastighed i samme retning. Når vi ved placeringen af ​​mørke støvbaner i skiven kan forstå, hvilken kant af galaksen der er tættere på os, kan vi finde ud af spiralarmenes snoningsretning: i alle de undersøgte galakser halter de, dvs. bevæger sig væk fra midten, bøjer armen i modsat retning af rotationsretningen.

Analyse af rotationskurven giver os mulighed for at bestemme galaksens masse. I det enkleste tilfælde, ved at sidestille tyngdekraften med centrifugalkraften, opnår vi massen af ​​galaksen inde i stjernens bane: M = rV r 2 /G, Hvor G- tyngdekraftskonstant. Analyse af bevægelsen af ​​perifere stjerner gør det muligt at estimere den samlede masse. Vores galakse har en masse på ca. 210 11 solmasser, for Andromedatågen 410 11, for den store magellanske sky – 1510 9 . Masserne af diskgalakser er omtrent proportionale med deres lysstyrke ( L), så forholdet M/L de har næsten det samme og for lysstyrke i blå stråler ens M/L 5 i enheder af solmasse og lysstyrke.

Massen af ​​en sfæroid galakse kan estimeres på samme måde, idet man i stedet for diskens rotationshastighed tager hastigheden af ​​den kaotiske bevægelse af stjerner i galaksen (  v), som måles ved bredden af ​​spektrallinjer og kaldes hastighedsdispersion: M  R v 2 /G, Hvor R– galaksens radius (virial sætning). Hastighedens spredning af stjerner i elliptiske galakser er normalt fra 50 til 300 km/s, og masserne fra 10 9 solmasser i dværgsystemer til 10 12 i gigantiske.

Radioemissioner Mælkevejen blev opdaget af K. Jansky i 1931. Det første radiokort over Mælkevejen blev opnået af G. Reber i 1945. Denne stråling kommer i bredt udvalg bølgelængder  eller frekvenser  = c/ , fra flere megahertz (   100 m) op til snesevis af gigahertz (   1 cm), og kaldes "kontinuerlig". Flere fysiske processer er ansvarlige for det, hvoraf den vigtigste er synkrotronstråling fra interstellare elektroner, der bevæger sig næsten med lysets hastighed i et svagt interstellar magnetfelt. I 1950 blev kontinuerlig emission ved en bølgelængde på 1,9 m opdaget af R. Brown og K. Hazard (Jodrell Bank, England) fra Andromeda-tågen og derefter fra mange andre galakser. Normale galakser, som vores eller M 31, er svage kilder til radiobølger. De udsender knap en milliontedel af deres optiske effekt i radioområdet. Men i nogle usædvanlige galakser er denne stråling meget stærkere. De nærmeste "radiogalakser" Jomfru A (M 87), Centaur A (NGC 5128) og Perseus A (NGC 1275) har en radiolysstyrke på 10 –4 10 –3 af den optiske. Og for sjældne objekter, såsom radiogalaksen Cygnus A, er dette forhold tæt på enhed. Kun få år efter opdagelsen af ​​denne kraftfulde radiokilde var det muligt at finde en svag galakse forbundet med den. Mange svage radiokilder, sandsynligvis forbundet med fjerne galakser, er endnu ikke blevet identificeret med optiske objekter.

En galakse er en stor formation af stjerner, gas og støv, der holdes sammen af ​​tyngdekraften. Disse største forbindelser i universet kan variere i form og størrelse. De fleste rumobjekter er en del af en bestemt galakse. Det er stjerner, planeter, satellitter, tåger, sorte huller og asteroider. Nogle af galakserne har store mængder usynlig mørk energi. På grund af det faktum, at galakser er adskilt af tomt rum, kaldes de billedligt for oaser i den kosmiske ørken.

	Elliptisk galakse	Spiral galakse	Forkert galakse
Kugleformet komponent	Hele galaksen	Spise	Meget svag
Stjerne disk	Ingen eller svagt udtrykt	Hovedkomponent	Hovedkomponent
Gas- og støvskive	Ingen	Spise	Spise
Spiralgrene	Ingen eller kun nær kernen	Spise	Ingen
Aktive kerner	Møde	Møde	Ingen
	20%	55%	5%

Vores galakse

Den stjerne, der er tættest på os, Solen, er en af ​​milliardstjernerne i Mælkevejsgalaksen. Når man ser på den stjerneklare nattehimmel, er det svært ikke at bemærke en bred stribe oversået med stjerner. De gamle grækere kaldte klyngen af ​​disse stjerner for galaksen.

Hvis vi havde mulighed for at se på dette stjernesystem udefra, ville vi bemærke en oblate kugle, hvori der er over 150 milliarder stjerner. Vores galakse har dimensioner, der er svære at forestille sig. En lysstråle bevæger sig fra den ene side til den anden i hundredtusindvis af jordår! Centrum af vores galakse er optaget af en kerne, hvorfra enorme spiralgrene fyldt med stjerner strækker sig. Afstanden fra Solen til Galaksens kerne er 30 tusind lysår. Solsystemet er placeret i udkanten af ​​Mælkevejen.

Stjerner i galaksen er på trods af den enorme ophobning af kosmiske kroppe sjældne. For eksempel er afstanden mellem de nærmeste stjerner titusinder af gange større end deres diametre. Det kan ikke siges, at stjerner er spredt tilfældigt i universet. Deres placering afhænger af gravitationskræfterne, der holder himmellegemet i et bestemt plan. Stjernesystemer med deres egne gravitationsfelter kaldes galakser. Ud over stjerner omfatter galaksen gas og interstellart støv.

Sammensætning af galakser.

Universet består også af mange andre galakser. De nærmeste til os er fjerne i en afstand af 150 tusind lysår. De kan ses på himlen på den sydlige halvkugle som små tågede pletter. De blev først beskrevet af Pigafett, et medlem af den magellanske ekspedition rundt om i verden. De kom ind i videnskaben under navnet Store og Små Magellanske Skyer.

Den galakse, der er tættest på os, er Andromedatågen. Hun har en meget store størrelser, derfor synlig fra Jorden med almindelig kikkert, og i klart vejr - også med det blotte øje.

Selve strukturen af ​​galaksen ligner en gigantisk spiral konveks i rummet. På en af ​​spiralarmene, ¾ af afstanden fra centrum, er solsystemet. Alt i galaksen kredser om den centrale kerne og er underlagt dens tyngdekraft. I 1962 klassificerede astronomen Edwin Hubble galakser afhængigt af deres form. Videnskabsmanden opdelte alle galakser i elliptiske, spiralformede, uregelmæssige og spærrede galakser.

I den del af universet, der er tilgængelig for astronomisk forskning, er der milliarder af galakser. Samlet kalder astronomer dem Metagalaxy.

Universets galakser

Galakser er repræsenteret af store grupper af stjerner, gas og støv, der holdes sammen af ​​tyngdekraften. De kan variere betydeligt i form og størrelse. De fleste rumobjekter tilhører en galakse. Disse er sorte huller, asteroider, stjerner med satellitter og planeter, nebulaer, neutronsatellitter.

De fleste galakser i universet indeholder enorme mængder af usynlig mørk energi. Da rummet mellem forskellige galakser anses for tomt, kaldes de ofte for oaser i rummets tomrum. For eksempel er en stjerne kaldet Solen en af ​​de milliarder af stjerner i Mælkevejsgalaksen i vores univers. Solsystemet er placeret ¾ af afstanden fra centrum af denne spiral. I denne galakse bevæger alt sig konstant rundt om den centrale kerne, som adlyder dens tyngdekraft. Men kernen bevæger sig også med galaksen. Samtidig bevæger alle galakser sig med superhastigheder.
Astronom Edwin Hubble udførte i 1962 en logisk klassificering af universets galakser under hensyntagen til deres form. Nu er galakser opdelt i 4 hovedgrupper: elliptiske, spiralformede, spærrede og uregelmæssige galakser.
Hvad er den største galakse i vores univers?
Den største galakse i universet er en supergigantisk linseformet galakse placeret i Abell 2029-hoben.

Spiralgalakser

De er galakser, hvis form ligner en flad spiralskive med et lyst center (kerne). Mælkevejen er en typisk spiralgalakse. Spiralgalakser kaldes normalt med bogstavet S de er opdelt i 4 undergrupper: Sa, So, Sc og Sb. Galakser, der tilhører So-gruppen, er kendetegnet ved lyse kerner, der ikke har spiralarme. Hvad angår Sa-galakserne, er de kendetegnet ved tætte spiralarme, der er viklet tæt omkring den centrale kerne. Armene fra Sc og Sb galakserne omgiver sjældent kernen.

Spiralgalakser i Messier-kataloget

Spærrede galakser

Bargalakser ligner spiralgalakser, men har én forskel. I sådanne galakser begynder spiraler ikke fra kernen, men fra broerne. Omkring 1/3 af alle galakser falder ind under denne kategori. De er normalt betegnet med bogstaverne SB. Til gengæld er de opdelt i 3 undergrupper Sbc, SBb, SBa. Forskellen mellem disse tre grupper bestemmes af springernes form og længde, hvor spiralarmene faktisk begynder.

Spiralgalakser med Messier-katalogbjælken

Elliptiske galakser

Formen på galakser kan variere fra perfekt rund til langstrakt oval. Deres særpræg er fraværet af en central lys kerne. De er betegnet med bogstavet E og er opdelt i 6 undergrupper (efter form). Sådanne formularer er betegnet fra E0 til E7. Førstnævnte har en næsten rund form, mens E7 er kendetegnet ved en ekstremt langstrakt form.

Elliptiske galakser i Messier-kataloget

Uregelmæssige galakser

De har ikke nogen udtalt struktur eller form. Uregelmæssige galakser er normalt opdelt i 2 klasser: IO og Im. Den mest almindelige er Im-klassen af ​​galakser (den har kun en lille antydning af struktur). I nogle tilfælde er spiralformede rester synlige. IO tilhører klassen af ​​galakser, der er kaotiske i form. De små og store magellanske skyer er et glimrende eksempel på Im-klassen.

Uregelmæssige galakser i Messier-kataloget

Tabel over karakteristika for hovedtyperne af galakser

	Elliptisk galakse	Spiral galakse	Forkert galakse
Kugleformet komponent	Hele galaksen	Spise	Meget svag
Stjerne disk	Ingen eller svagt udtrykt	Hovedkomponent	Hovedkomponent
Gas- og støvskive	Ingen	Spise	Spise
Spiralgrene	Ingen eller kun nær kernen	Spise	Ingen
Aktive kerner	Møde	Møde	Ingen
Procent af samlet antal galakser	20%	55%	5%

Stort portræt af galakser

For ikke længe siden begyndte astronomer at arbejde på et fælles projekt for at identificere placeringen af ​​galakser i hele universet. Deres mål er at opnå et mere detaljeret billede af universets overordnede struktur og form i store skalaer. Desværre er universets omfang svært for mange mennesker at forstå. Tag vores galakse, som består af mere end hundrede milliarder stjerner. Der er milliarder flere galakser i universet. Fjerne galakser er blevet opdaget, men vi ser deres lys, som det var for næsten 9 milliarder år siden (vi er adskilt af så stor en afstand).

Astronomer lærte, at de fleste galakser tilhører en bestemt gruppe (den blev kendt som en "klynge"). Mælkevejen er en del af en hob, som igen består af fyrre kendte galakser. Typisk er de fleste af disse klynger en del af en endnu større gruppe kaldet superklynger.

Vores klynge er en del af en superklynge, som almindeligvis kaldes Jomfruklyngen. En sådan massiv klynge består af mere end 2 tusinde galakser. På det tidspunkt, hvor astronomer oprettede et kort over placeringen af ​​disse galakser, begyndte superhobe at tage en konkret form. Store superklynger har samlet sig omkring, hvad der ser ud til at være gigantiske bobler eller hulrum. Hvilken slags struktur dette er, ved ingen endnu. Vi forstår ikke, hvad der kan være inde i disse tomrum. Ifølge antagelsen kan de være fyldt med en bestemt type mørkt stof, der er ukendt for videnskabsmænd, eller have indeni tomt rum. Det vil vare lang tid, før vi kender karakteren af ​​sådanne tomrum.

Galactic Computing

Edwin Hubble er grundlæggeren af ​​galaktisk udforskning. Han er den første til at bestemme, hvordan man beregner den nøjagtige afstand til en galakse. I sin forskning stolede han på metoden til pulserende stjerner, som er bedre kendt som cepheider. Forskeren var i stand til at bemærke en sammenhæng mellem den periode, der var nødvendig for at fuldføre en pulsering af lysstyrke, og den energi, som stjernen frigiver. Resultaterne af hans forskning blev et stort gennembrud inden for galaktisk forskning. Derudover opdagede han, at der er en sammenhæng mellem det røde spektrum, der udsendes af en galakse, og dens afstand (Hubbles konstant).

I dag kan astronomer måle afstanden og hastigheden af ​​en galakse ved at måle mængden af ​​rødforskydning i spektret. Det er kendt, at alle galakser i universet bevæger sig væk fra hinanden. Jo længere en galakse er fra Jorden, jo større er dens bevægelseshastighed.

For at visualisere denne teori skal du bare forestille dig, at du kører en bil, der bevæger sig med en hastighed på 50 km i timen. Bilen foran dig kører 50 km i timen hurtigere, hvilket betyder, at dens hastighed er 100 km i timen. Der står en anden bil foran ham, som kører hurtigere med yderligere 50 km i timen. Selvom hastigheden på alle 3 biler vil være forskellig med 50 km i timen, bevæger den første bil sig faktisk væk fra dig 100 km i timen hurtigere. Da det røde spektrum taler om hastigheden af ​​galaksen, der bevæger sig væk fra os, opnås følgende: Jo større rødforskydning, jo hurtigere bevæger galaksen sig og jo større afstand fra os.

Vi har nu nye værktøjer til at hjælpe forskere med at søge efter nye galakser. Tak til rumteleskop Hubble-forskere var i stand til at se, hvad de kun kunne drømme om før. Den høje effekt af dette teleskop giver god synlighed af selv små detaljer i nærliggende galakser og giver dig mulighed for at studere fjernere galakser, som endnu ikke er kendt af nogen. I øjeblikket er nye rumobservationsinstrumenter under udvikling, og i den nærmeste fremtid vil de være med til at få en dybere forståelse af Universets struktur.

Typer af galakser

• Spiralgalakser. Formen ligner en flad spiralskive med et udtalt center, den såkaldte kerne. Vores Mælkevejsgalakse falder ind under denne kategori. I denne sektion af portalsiden finder du mange forskellige artikler, der beskriver rumobjekter i vores Galaxy.
• Spærrede galakser. De ligner spiral, kun de adskiller sig fra dem i en væsentlig forskel. Spiralerne strækker sig ikke fra kernen, men fra de såkaldte jumpere. En tredjedel af alle galakser i universet kan henføres til denne kategori.
• Elliptiske galakser har forskellige former: fra perfekt runde til ovale aflange. Sammenlignet med spiralformede mangler de en central, udtalt kerne.
• Uregelmæssige galakser har ikke en karakteristisk form eller struktur. De kan ikke klassificeres i nogen af ​​de ovennævnte typer. Der er meget færre uregelmæssige galakser i universets vidder.

Astronomer har for nylig lanceret et fælles projekt for at identificere placeringen af ​​alle galakser i universet. Forskere håber at få et klarere billede af dens struktur i stor skala. Universets størrelse er svær at vurdere for menneskelig tankegang og forståelse. Alene vores galakse er en samling af hundreder af milliarder stjerner. Og der er milliarder af sådanne galakser. Vi kan se lys fra opdagede fjerne galakser, men ikke engang antyde, at vi ser ind i fortiden, fordi lysstrålen når os over titusinder af år, så stor en afstand adskiller os.

Astronomer forbinder også de fleste galakser med visse grupper kaldet klynger. Vores Mælkevej tilhører en hob, der består af 40 udforskede galakser. Sådanne klynger kombineres i store grupper kaldet superklynger. Hoben med vores galakse er en del af Jomfru-superhoben. Denne gigantiske hob indeholder mere end 2 tusinde galakser. Efter at forskerne begyndte at tegne et kort over placeringen af ​​disse galakser, fik superhobe visse former. De fleste galaktiske superhobe var omgivet af gigantiske hulrum. Ingen ved, hvad der kunne være inde i disse tomrum: ydre rum som interplanetarisk rum eller ny form stof. Det vil tage lang tid at løse dette mysterium.

Interaktion mellem galakser

Ikke mindre interessant for videnskabsmænd er spørgsmålet om samspillet mellem galakser som komponenter rumsystemer. Det er ingen hemmelighed, at der er objekter i rummet konstant bevægelse. Galakser er ingen undtagelse fra denne regel. Nogle typer galakser kan forårsage en kollision eller sammensmeltning af to kosmiske systemer. Hvis du forstår, hvordan disse rumobjekter fremstår, bliver store ændringer som følge af deres interaktion mere forståelige. Under sammenstødet mellem to rumsystemer sprøjter en gigantisk mængde energi ud. Mødet mellem to galakser i universets vidde er en endnu mere sandsynlig begivenhed end sammenstødet mellem to stjerner. Kollisioner af galakser ender ikke altid med en eksplosion. Et lille rumsystem kan frit passere sit større modstykke og kun ændre dets struktur lidt.

Således opstår dannelsen af ​​formationer, der ligner aflange korridorer i udseende. I deres sammensætning skelnes stjerner og gaszoner, og der dannes ofte nye stjerner. Der er tidspunkter, hvor galakser ikke kolliderer, men kun let rører hinanden. Men selv en sådan interaktion udløser en kæde af irreversible processer, der fører til enorme ændringer i strukturen af ​​begge galakser.

Hvilken fremtid venter vores galakse?

Som videnskabsmænd foreslår, er det muligt, at Mælkevejen i en fjern fremtid vil være i stand til at absorbere et lillebitte satellitsystem i kosmisk størrelse, som er placeret i en afstand af 50 lysår fra os. Forskning viser, at denne satellit har et langt levetidspotentiale, men hvis den kolliderer med sin gigantiske nabo, vil den højst sandsynligt afslutte sin separate eksistens. Astronomer forudser også en kollision mellem Mælkevejen og Andromedatågen. Galakser bevæger sig mod hinanden med lysets hastighed. Ventetiden på en sandsynlig kollision er cirka tre milliarder jordår. Men om det rent faktisk vil ske nu, er svært at spekulere på grundet manglen på data om begge rumsystemers bevægelser.

Beskrivelse af galakser påKvant. Plads

Portalsiden vil tage dig til en verden af ​​interessant og fascinerende rum. Du vil lære karakteren af ​​universets struktur, blive fortrolig med strukturen af ​​berømte store galakser og deres komponenter. Ved at læse artikler om vores galakse bliver vi mere klar over nogle af de fænomener, der kan observeres på nattehimlen.

Alle galakser er i stor afstand fra Jorden. Kun tre galakser kan ses med det blotte øje: de store og små magellanske skyer og Andromedatågen. Det er umuligt at tælle alle galakserne. Forskere anslår, at deres antal er omkring 100 mia. Den rumlige fordeling af galakser er ujævn - en region kan indeholde et stort antal af dem, mens den anden ikke vil indeholde en eneste lille galakse. Astronomer var ikke i stand til at adskille billeder af galakser fra individuelle stjerner indtil begyndelsen af ​​90'erne. På dette tidspunkt var der omkring 30 galakser med individuelle stjerner. Alle blev tildelt den lokale gruppe. I 1990 fandt en majestætisk begivenhed sted i udviklingen af ​​astronomi som videnskab - Hubble-teleskopet blev opsendt i kredsløb om Jorden. Det var denne teknik, samt nye jordbaserede 10 meter teleskoper, der gjorde det muligt at se markant større antal tilladte galakser.

I dag klør verdens "astronomiske sind" sig i hovedet om mørkt stofs rolle i konstruktionen af ​​galakser, som kun manifesterer sig i gravitationsinteraktion. For eksempel udgør den i nogle store galakser omkring 90 % af den samlede masse, mens dværggalakser måske slet ikke indeholder den.

Udvikling af galakser

Forskere mener, at fremkomsten af ​​galakser er en naturlig fase i universets udvikling, som fandt sted under påvirkning af gravitationskræfter. For cirka 14 milliarder år siden begyndte dannelsen af ​​protoclusters i det primære stof. Yderligere, under indflydelse af forskellige dynamiske processer, fandt adskillelsen af ​​galaktiske grupper sted. Overfloden af ​​galakseformer forklares af mangfoldigheden af ​​begyndelsesbetingelser i deres dannelse.

Sammentrækningen af ​​galaksen tager omkring 3 milliarder år. Over en given periode bliver gasskyen til et stjernesystem. Stjernedannelse sker under påvirkning af gravitationskompression af gasskyer. Efter at have nået en vis temperatur og tæthed i midten af ​​skyen, tilstrækkelig til starten af ​​termonukleare reaktioner, dannes en ny stjerne. Massive stjerner er dannet af termonukleære kemiske grundstoffer, der er mere massive end helium. Disse elementer skaber det primære helium-brint miljø. Under enorme supernovaeksplosioner dannes grundstoffer, der er tungere end jern. Det følger af dette, at galaksen består af to generationer af stjerner. Den første generation er de ældste stjerner, bestående af helium, brint og meget små mængder tunge grundstoffer. Anden generations stjerner har en mere mærkbar blanding af tunge grundstoffer, fordi de dannes af urgas beriget med tunge grundstoffer.

I moderne astronomi galakser som kosmiske strukturer får en særlig plads. Typerne af galakser, træk ved deres interaktion, ligheder og forskelle studeres i detaljer, og der laves en prognose for deres fremtid. Dette område indeholder stadig en masse ubekendte, som kræver yderligere undersøgelse. Moderne videnskab løst mange spørgsmål vedrørende galaksernes konstruktion, men der var også mange tomme pletter forbundet med dannelsen af ​​disse kosmiske systemer. Det nuværende tempo i moderniseringen af ​​forskningsudstyr og udviklingen af ​​nye metoder til at studere kosmiske kroppe giver håb om et betydeligt gennembrud i fremtiden. På en eller anden måde vil galakser altid være i centrum for videnskabelig forskning. Og dette er ikke kun baseret på menneskelig nysgerrighed. Efter at have modtaget data om udviklingsmønstrene for kosmiske systemer, vil vi være i stand til at forudsige fremtiden for vores galakse kaldet Mælkevejen.

De mest interessante nyheder, videnskabelige og originale artikler om studiet af galakser vil blive leveret til dig af webstedsportalen. Her kan du finde spændende videoer, billeder i høj kvalitet fra satellitter og teleskoper, der ikke vil efterlade dig ligeglad. Dyk ned i verden af ​​ukendt rum med os!

Ved at forstå, hvordan og hvornår galakser, stjerner og planeter kunne være opstået, er forskerne tættere på at løse et af universets hovedmysterier. det hævder de som et resultat stort brag- og, som vi allerede ved, opstod det for 15-20 milliarder år siden (se “Science and Life” nr.) – netop den slags materiale opstod, hvorfra himmellegemer og deres klynger efterfølgende kunne dannes.

Planetarisk gaståge Ring i stjernebilledet Lyra.

Krabbetågen i stjernebilledet Tyren.

Den store Oriontåge.

Plejadernes stjernehob i stjernebilledet Tyren.

Andromeda-tågen er en af ​​de nærmeste naboer til vores galakse.

Satellitterne i vores galakse er galaktiske klynger af stjerner: den lille (ovenfor) og den store magellanske skyer.

En elliptisk galakse i stjernebilledet Centaurus med en bred støvbane. Det kaldes undertiden Cigaren.

En af de største spiralgalakser, der er synlig fra Jorden gennem kraftfulde teleskoper.

Videnskab og liv // Illustrationer

Vores galakse - Mælkevejen - har milliarder af stjerner, og de bevæger sig alle rundt om dens centrum. Det er ikke kun stjernerne, der snurrer i denne enorme galaktiske karrusel. Der er også tågede pletter eller tåger. Ikke mange af dem er synlige med det blotte øje. Det er en anden sag, hvis vi overvejer det stjernehimmel gennem en kikkert eller et teleskop. Hvilken slags kosmisk tåge vil vi se? Fjerne små grupper af stjerner, der ikke kan ses individuelt, eller noget helt, helt andet?

I dag ved astronomer, hvad en bestemt tåge er. Det viste sig, at de er helt forskellige. Der er tåger bestående af gas, de er oplyst af stjerner. De er ofte runde i formen, hvorfor de kaldes planetariske. Mange af disse tåger blev dannet af udviklingen af ​​aldrende massive stjerner. Et eksempel på en "tåget rest" af en supernova (vi fortæller dig, hvad det er senere) er Krabbetågen i stjernebilledet Tyren. Denne krabbeformede tåge er ret ung. Det vides med sikkerhed, at hun blev født i 1054. Der er tåger, der er meget ældre, deres alder er titusinder og hundredtusinder af år.

Planetariske tåger og rester af engang blussede supernovaer kunne kaldes monumenttåger. Men der kendes også andre tåger, hvor stjerner ikke går ud, men tværtimod fødes og vokser. Sådan er for eksempel den tåge, der er synlig i stjernebilledet Orion, den kaldes Den Store Oriontåge.

Tåger, som er klynger af stjerner, viste sig at være helt forskellige fra dem. Pleiades-hoben er tydeligt synlig for det blotte øje i stjernebilledet Tyren. Når man ser på det, er det svært at forestille sig, at dette ikke er en sky af gas, men hundreder og tusinder af stjerner. Der er også "rigere" hobe på hundredtusindvis eller endda millioner af stjerner! Sådanne stjerne "bolde" kaldes sfæriske. stjernehobe. Et helt følge af sådanne "virvler" omgiver Mælkevejen.

De fleste af de stjernehobe og stjernetåger, der er synlige fra Jorden, tilhører stadig vores galakse, selvom de er placeret i meget store afstande fra os. I mellemtiden er der meget fjerne tågede pletter, som viste sig ikke at være stjernehobe eller stjernetåger, men hele galakser!

Vores mest berømte galaktiske nabo er Andromedatågen i stjernebilledet Andromeda. Når det ses med det blotte øje, fremstår det som en tåget sløring. Og på fotografier taget med store teleskoper fremstår Andromedatågen som en smuk galakse. Gennem et teleskop ser vi ikke kun de mange stjerner, der udgør det, men også de stjernegrene, der dukker op fra midten, som kaldes "spiraler" eller "ærmer". I størrelse er vores nabo endnu større end Mælkevejen, dens diameter er omkring 130 tusind lysår.

Andromedatågen er den nærmeste og største kendte spiralgalakse. Lysstrålen går fra den til Jorden "kun" omkring to millioner lysår. Så hvis vi ville hilse på "andromedanerne" ved at tude til dem med et skarpt spotlight, ville de finde ud af vores indsats næsten to millioner år senere! Og svaret fra dem ville komme til os efter samme tid, det vil sige frem og tilbage - cirka fire millioner år. Dette eksempel hjælper med at forestille sig, hvor langt Andromeda-tågen er fra vores planet.

På fotografier af Andromeda-tågen er ikke kun selve galaksen, men også nogle af dens satellitter tydeligt synlige. Galaksens satellitter er naturligvis slet ikke de samme som for eksempel planeterne - Solens eller Månens satellitter - en Jordens satellit. Galaksers satellitter er også galakser, kun "små", bestående af millioner af stjerner.

Vores Galaxy har også satellitter. Der er flere dusin af dem, og to af dem er synlige med det blotte øje på himlen på jordens sydlige halvkugle. Europæerne så dem første gang under tur rundt i verden Magellan. De troede, at de var en slags skyer og kaldte dem Den Store Magellanske Sky og Den Lille Magellanske Sky.

Satellitterne i vores galakse er naturligvis tættere på Jorden end Andromeda-tågen. Lys fra den store magellanske sky når os på kun 170 tusind år. Indtil for nylig blev denne galakse betragtet som den nærmeste satellit på Mælkevejen. Men for nylig har astronomer opdaget satellitter, der er tættere på, selvom de er meget mindre end de magellanske skyer og ikke er synlige for det blotte øje.

Ved at se på "portrætterne" af nogle galakser, opdagede astronomer, at der blandt dem er dem, der er ulig Mælkevejen i struktur og form. Sådanne galakser er der også mange af – det er både smukke galakser og fuldstændig uformelige galakser, der ligner for eksempel de magellanske skyer.

Mindre end hundrede år er gået siden astronomerne lavede fantastisk opdagelse: fjerne galakser spredes fra hinanden i alle retninger. For at forstå, hvordan dette sker, kan du bruge en ballon og lave et simpelt eksperiment med den.

Brug blæk, en tusch eller maling til at tegne små cirkler eller kruseduller for at repræsentere galakser på bolden. Når du begynder at puste ballonen op, vil de tegnede "galakser" bevæge sig længere og længere væk fra hinanden. Dette er, hvad der sker i universet.

Galakser skynder sig, stjerner fødes, lever og dør i dem. Og ikke kun stjerner, men også planeter, for i Universet er der sikkert mange stjernesystemer, lignende og ulig vores solsystem, født i vores galakse. For nylig har astronomer allerede opdaget omkring 300 planeter, der bevæger sig rundt om andre stjerner.

Universet er enormt og fascinerende. Det er svært at forestille sig, hvor lille Jorden er sammenlignet med den kosmiske afgrund. Astronomers bedste gæt er, at der er 100 milliarder galakser, og Mælkevejen er blot en af ​​dem. Hvad angår Jorden, er der 17 milliarder lignende planeter i Mælkevejen alene... og det tæller ikke andre med, der er radikalt forskellige fra vores planet. Og blandt de galakser, der er blevet kendt af videnskabsmænd i dag, er der meget usædvanlige.

1. Messier 82

Messier 82 eller blot M82 er en galakse fem gange lysere end Mælkevejen. Dette skyldes den meget hurtige fødsel af unge stjerner i den - de vises 10 gange oftere end i vores galakse. De røde faner, der kommer fra centrum af galaksen, er flammende brint, der udstødes fra midten af ​​M82.

2. Solsikkegalaksen

Formelt kendt som Messier 63, har denne galakse fået tilnavnet Solsikken, fordi den ser ud som om den kom lige ud af et Vincent van Gogh-maleri. Dens lyse, snoede "kronblade" er sammensat af nydannede blå-hvide kæmpestjerner.

3. MACS J0717

MACS J0717 er en af ​​de mærkeligste galakser, som forskere kender til. Teknisk set er dette ikke et enkelt stjerneobjekt, men en klynge af galakser - MACS J0717 blev dannet ved sammenstødet af fire andre galakser. Desuden har kollisionsprocessen stået på i mere end 13 millioner år.

4. Messier 74

Hvis julemanden havde en yndlingsgalakse, ville det helt klart være Messier 74. Astronomer tænker ofte på det i juleferien, for galaksen minder meget om adventskransen.

5. Galaxy Baby Boom

Beliggende cirka 12,2 milliarder lysår fra Jorden, blev Baby Boom Galaxy opdaget i 2008. Den har fået sit kælenavn på grund af det faktum, at nye stjerner bliver født i den utroligt hurtigt - cirka hver 2. time. For eksempel i Mælkevejen dukker en ny stjerne op i gennemsnit hver 36. dag.

6. Mælkevejen

Vores Mælkevejsgalakse (som indeholder solsystemet og i forlængelse heraf Jorden) er i sandhed en af ​​de mest bemærkelsesværdige galakser kendt af videnskabsmænd i universet. Den indeholder, af i det mindste 100 milliarder planeter og omkring 200-400 milliarder stjerner, hvoraf nogle er blandt de ældste i det kendte univers.

7. IDCS 1426

Takket være IDCS 1426-galaksehoben kan vi i dag se, hvordan universet var to tredjedele yngre, end det er nu. IDCS 1426 er den mest massive galaksehob i det tidlige univers med en masse på omkring 500 billioner sole. Galaksens lyseblå kerne af gas er resultatet af kollisionen af ​​galakser i denne hob.

8. I Zwicky 18

Den blå dværggalakse I Zwicky 18 er den yngste kendte galakse. Dens alder er kun 500 millioner år (Mælkevejens alder er 12 milliarder år), og den er i det væsentlige i en embryonal tilstand. Dette er en gigantisk sky af kold brint og helium.

9. NGC 6744

NGC 6744 er en stor spiralgalakse, som astronomer mener er en af ​​de mest ligner vores Mælkevej. Galaksen, der ligger omkring 30 millioner lysår fra Jorden, har en bemærkelsesværdig aflang kerne og spiralarme, der ligner Mælkevejen.

10. NGC 6872

Galaksen, kendt som NGC 6872, er den næststørste spiralgalakse, der nogensinde er opdaget af forskere. Mange områder med aktiv stjernedannelse blev fundet i den. Da NGC 6872 stort set ikke har fri brint tilbage til at danne stjerner, suger den det ud af nabogalaksen IC 4970.

11. MACS J0416

Galaksen MACS J0416, der er fundet 4,3 milliarder lysår fra Jorden, ligner mere en slags lysshow på et fancy diskotek. Faktisk ligger der bag de lyse lilla og pink farver en begivenhed af kolossale proportioner - sammenstødet mellem to galaksehobe.

12. M60 og NGC 4647 - galaktisk par

Selvom gravitationskræfter trækker de fleste galakser mod hinanden, er der ingen beviser for, at dette sker med naboen Messier 60 og NGC 4647, og der er heller ingen beviser for, at de bevæger sig væk fra hinanden. Som et par, der levede sammen for længe siden, ræser disse to galakser side om side gennem det kolde, mørke rum.

13. Messier 81

Beliggende nær Messier 25, Messier 81 er en spiralgalakse med et supermassivt sort hul i centrum, der er 70 millioner gange Solens masse. M81 er hjemsted for mange kortlivede, men meget varme blå stjerner. Gravitationel interaktion med M82 resulterede i puder af brintgas, der strækker sig mellem begge galakser.

For omkring 600 millioner år siden styrtede galakserne NGC 4038 og NGC 4039 ind i hinanden og begyndte en massiv udveksling af stjerner og galaktisk stof. På grund af udseende disse galakser kaldes antenner.

15. Galaxy Sombrero

Sombrero Galaxy er en af ​​de mest populære blandt amatørastronomer. Den har fået sit navn, fordi den ligner denne hovedbeklædning takket være dens lyse kerne og store centrale bule.

16. 2MASX J16270254 + 4328340

Denne galakse, der er sløret på alle fotografier, er kendt under det ret komplekse navn 2MASX J16270254 + 4328340. Som et resultat af fusionen af ​​to galakser blev der dannet en "fin tåge bestående af millioner af stjerner". Denne "tåge" menes at forsvinde langsomt, efterhånden som galaksen når slutningen af ​​sin levetid.

17. NGC 5793

Ikke så mærkeligt (skønt meget smukt) ved første øjekast, spiralgalaksen NGC 5793 er bedre kendt for et sjældent fænomen: masere. Folk kender til lasere, som udsender lys i det synlige område af spektret, men få kender til masere, som udsender lys i mikrobølgeområdet.

18. Triangulum Galaxy

Billedet viser tågen NGC 604, der er placeret i en af ​​spiralarmene i galaksen Messier 33. Mere end 200 meget varme stjerner opvarmer det ioniserede brint i denne tåge, hvilket får det til at fluorescere.

19. NGC 2685

NGC 2685, som også nogle gange kaldes en spiralgalakse, er placeret i stjernebilledet Ursa Major. Som en af ​​de første polarringgalakser fundet, har NGC 2685 en ydre ring af gas og stjerner, der kredser om galaksens poler, hvilket gør den til en af ​​de sjældneste typer galakser. Forskere ved stadig ikke, hvad der får disse polarringe til at dannes.

20. Messier 94

Messier 94 ligner en frygtelig orkan, der blev fjernet fra kredsløb om Jorden. Denne galakse er omgivet af lyse blå ringe af aktivt dannede stjerner.

21. Pandora Cluster

Formelt kendt som Abell 2744, har denne galakse fået tilnavnet Pandorahoben på grund af en række mærkelige fænomener, der er et resultat af kollisionen af ​​flere mindre galaksehobe. Der er virkelig kaos i gang indeni.

22. NGC 5408

Hvad der ligner mere en farverig fødselsdagskage på billederne er en uregelmæssig galakse i stjernebilledet Centaurus. Det er bemærkelsesværdigt for det faktum, at det udsender ekstremt kraftige røntgenstråler.

23. Whirlpool Galaxy

Whirlpool Galaxy, officielt kendt som M51a eller NGC 5194, er stor nok og tæt på Mælkevejen til at være synlig på nattehimlen selv med en kikkert. Det var den første spiralgalakse, der blev klassificeret og er af særlig interesse for forskere på grund af dens interaktion med dværggalaksen NGC 5195.

24.SDSS J1038+4849

Galaksehoben SDSS J1038+4849 er en af ​​de mest attraktive hobe nogensinde fundet af astronomer. Han ligner et rigtigt smiley ansigt i rummet. Øjnene og næsen er galakser, og den buede linje i "munden" skyldes virkningerne af gravitationslinser.

25. NGC3314a og NGC3314b

Selvom disse to galakser ser ud som om de kolliderer, er dette faktisk en optisk illusion. Der er titusinder af lysår imellem dem.