Süd yoluna ən yaxın olan ən böyük qalaktika. Qalaktikaların ölçüləri və məsafələri

Sosial qruplara bölünən Samanyolu qalaktikamız güclü "orta sinif"ə aid olacaq. Deməli, o, ən çox yayılmış qalaktika növünə aiddir, lakin eyni zamanda nə ölçüyə, nə də kütləyə görə orta deyil. Süd yolundan daha kiçik olan qalaktikalar ondan böyük olanlardan daha çoxdur. Bizim "ulduzlu ada"mızda da ən azı 14 peyk var - digər cırtdan qalaktikalar. Onlar Süd Yolu tərəfindən tükənənə və ya qalaktikalararası toqquşmadan uzaqlaşana qədər onu dövrə vurmağa məhkumdurlar. Bəli, bu günə qədər həyatın mövcud olduğu yeganə yerdir - yəni biz sizinləyik.

Amma yenə də Süd Yolu Kainatın ən sirli qalaktikası olaraq qalır: “ulduzlu ada”nın lap kənarında olmaqla biz onun milyardlarla ulduzunun yalnız bir hissəsini görürük. Qalaktika isə tamamilə görünməzdir - o, ulduzların, qazın və tozun sıx qolları ilə örtülmüşdür. Bu gün Süd Yolunun faktları və sirləri müzakirə olunacaq.

QALAKSİYALAR, "ekstraqalaktik dumanlıqlar" və ya "ada kainatları", ulduzlararası qaz və toz da ehtiva edən nəhəng ulduz sistemləridir. Günəş sistemi qalaktikamızın bir hissəsidir - Süd Yolu. Bütün kosmos, ən güclü teleskopların nüfuz edə biləcəyi dərəcədə qalaktikalarla doludur. Astronomlar onların ən azı bir milyardını təşkil edir. Ən yaxın qalaktika bizdən təxminən 1 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir. il (10 19 km), teleskoplar tərəfindən qeydə alınan ən uzaq qalaktikalara isə milyardlarla işıq ili. Qalaktikaların tədqiqi astronomiyanın ən iddialı işlərindən biridir.

Tarixə istinad. Bizə ən parlaq və ən yaxın xarici qalaktikalar - Magellan Buludları - səmanın cənub yarımkürəsində çılpaq gözlə görünür və ərəblərə hələ 11-ci əsrdə məlum idi, eləcə də şimal yarımkürəsindəki ən parlaq qalaktika - Andromedadakı Böyük Dumanlıq. 1612-ci ildə alman astronomu S. Marius (1570–1624) tərəfindən teleskopun köməyi ilə bu dumanlığın yenidən kəşfi ilə qalaktikaların, dumanlıqların və ulduz qruplarının elmi tədqiqinə başlanıldı. 17-18-ci əsrlərdə müxtəlif astronomlar tərəfindən bir çox dumanlıq aşkar edilmişdir; sonra onlar parlaq qaz buludları hesab olunurdular.

Qalaktikadan kənar ulduz sistemləri ideyası ilk dəfə 18-ci əsrin filosofları və astronomları tərəfindən müzakirə edilmişdir: İsveçdə E. Svedenborq (1688–1772), İngiltərədə T. Rayt (1711–1786), İngiltərədə İ. Kant (1724–). 1804) Prussiyada və .Lambert (1728-1777) Elzasda və V. Herşel (1738-1822) İngiltərədə. Ancaq yalnız 20-ci əsrin birinci rübündə. “ada kainatları”nın mövcudluğu birmənalı olaraq, əsasən amerikalı astronomlar Q.Kertis (1872-1942) və E.Habblın (1889-1953) işi sayəsində sübuta yetirilmişdir. Onlar sübut etdilər ki, ən parlaq və buna görə də ən yaxın “ağ dumanlıqlar”a olan məsafələr qalaktikamızın ölçüsündən xeyli böyükdür. 1924-1936-cı illər arasında Hubble qalaktika kəşfiyyatının sərhədini yaxınlıqdakı sistemlərdən Mount Wilson Rəsədxanasındakı 2,5 metrlik teleskopun hüdudlarına qədər itələdi, yəni. bir neçə yüz milyon işıq ilinə qədər.

1929-cu ildə Hubble qalaktikaya olan məsafə ilə onun sürəti arasındakı əlaqəni kəşf etdi. Bu əlaqə, Hubble qanunu müasir kosmologiyanın müşahidə əsasına çevrilmişdir. İkinci Dünya Müharibəsi başa çatdıqdan sonra elektron işıq gücləndiriciləri, avtomatik ölçmə maşınları və kompüterləri olan yeni böyük teleskopların köməyi ilə qalaktikaların aktiv tədqiqi başladı. Özümüzdən və digər qalaktikalardan radio emissiyasının aşkarlanması Kainatı öyrənmək üçün yeni imkan yaratdı və qalaktikaların nüvələrində radioqalaktikaların, kvazarların və digər fəaliyyət təzahürlərinin aşkar edilməsinə səbəb oldu. Geofiziki raketlərdən və peyklərdən atmosferdən kənar müşahidələr aktiv qalaktikaların və qalaktikaların çoxluqlarının nüvələrindən rentgen şüalarının yayılmasını aşkar etməyə imkan verdi.

düyü. 1. Hubble-a görə qalaktikaların təsnifatı

İlk "dumanlıq" kataloqu 1782-ci ildə fransız astronomu C. Messier (1730-1817) tərəfindən nəşr edilmişdir. Bu siyahıya həm qalaktikamızdakı ulduz çoxluqları, həm qaz dumanlıqları, həm də qalaktikadan kənar obyektlər daxildir. Messier obyekt nömrələri bu gün də istifadə olunur; məsələn, Messier 31 (M 31) Andromeda bürcündə müşahidə edilən ən yaxın böyük qalaktika olan məşhur Andromeda dumanlığıdır.

1783-cü ildə V.Herşelin başladığı səmanın sistemli tədqiqi onu şimal səmasında bir neçə min dumanlığın kəşfinə gətirib çıxardı. Bu işi Ümid burnunda (1834-1838) cənub yarımkürəsində müşahidələr aparan oğlu J. Herşel (1792-1871) davam etdirdi və 1864-cü ildə nəşr etdi. Ümumi kataloq 5 min dumanlıq və ulduz qrupları. 19-cu əsrin ikinci yarısında bu obyektlərə yeni kəşf edilmiş obyektlər əlavə edildi və J.Dreyer (1852–1926) 1888-ci ildə nəşr etdi. Yeni paylaşılan kataloq (Yeni Ümumi Kataloq - NGC), o cümlədən 7814 obyekt. 1895 və 1908-ci illərdə iki əlavə nəşr olundu kataloq indeksi(IC) aşkar edilmiş dumanlıqların və ulduz klasterlərinin sayı 13 mini keçib.. NGC və IC kataloqlarına görə təyinat o vaxtdan bəri hamı tərəfindən qəbul edilib. Beləliklə, Andromeda dumanlığı ya M 31, ya da NGC 224 olaraq təyin olunur. Göyün fotoqrafik tədqiqatına əsaslanan 13-cü böyüklükdən daha parlaq olan 1249 qalaktikanın ayrıca siyahısı Harvard Rəsədxanasından H.Şepli və A.Eyms tərəfindən tərtib edilmişdir. 1932.

Bu iş birinci (1964), ikinci (1976) və üçüncü (1991) nəşrləri ilə əsaslı şəkildə genişləndirilmişdir. Parlaq qalaktikaların istinad kataloqu J. de Vaucouleurs işçilərlə. Daha geniş, lakin daha az təfərrüatlı kataloqlar 1960-cı illərdə ABŞ-da F.Zviki (1898-1974) və SSRİ-də B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) tərəfindən 1960-cı illərdə nəşr edilmişdir. Onların tərkibində təqribən. 15-ci böyüklüyünə qədər 30 min qalaktika. Cənub səmasının oxşar tədqiqi bu yaxınlarda Çilidəki Avropa Cənub Rəsədxanasının 1 metrlik Şmidt kamerası və Avstraliyadakı Britaniyanın 1,2 metrlik Şmidt kamerası vasitəsilə tamamlandı.

Onların siyahısını tərtib etmək üçün 15-ci böyüklüyündən daha zəif qalaktikalar çoxdur. 1967-ci ildə 19 maqnitudadan daha parlaq qalaktikaların hesablanmasının nəticələri (əyilmədən 20 şimalında) C.Şeyn və K.Virtanen tərəfindən Lik Rəsədxanasının 50 sm-lik astroqrafının lövhələrində dərc edilmişdir. Belə qalaktikaların təqribən olduğu ortaya çıxdı. Süd Yolunun geniş toz zolağının bizdən gizlədilənləri nəzərə almasaq, 2 milyon. Və hələ 1936-cı ildə, Maunt Wilson Rəsədxanasında Hubble göy sferası üzərində bərabər paylanmış bir neçə kiçik sahədə (əyilmə 30 şimalında) 21-ci böyüklüyünə qədər qalaktikaların sayını hesabladı. Bu məlumatlara görə, bütün səmada 21-ci böyüklükdən daha parlaq 20 milyondan çox qalaktika var.

Təsnifat. Müxtəlif formalı, ölçülü və parlaq qalaktikalar var; onların bəziləri təcrid olunmuş, lakin əksəriyyətinin qonşuları və ya onlara cazibə qüvvəsi təsiri göstərən peykləri var. Bir qayda olaraq, qalaktikalar sakitdir, lakin aktiv olanlara tez-tez rast gəlinir. 1925-ci ildə Hubble qalaktikaların görünüşlərinə görə təsnifatını təklif etdi. Daha sonra Hubble və Shapley, sonra Sandage və nəhayət Vaucouleur tərəfindən təmizləndi. İçindəki bütün qalaktikalar 4 növə bölünür: elliptik, lentikulyar, spiral və nizamsız.

Elliptik(E) qalaktikalar kəskin sərhədləri və aydın detalları olmayan fotoşəkillərdə ellips formasına malikdir. Onların parlaqlığı mərkəzə doğru artır. Bunlar köhnə ulduzlardan ibarət fırlanan ellipsoidlərdir; onların zahiri forması müşahidəçinin baxış xəttinə yönəlməsindən asılıdır. Kənardan baxdıqda ellipsin qısa və uzun oxlarının uzunluqlarının nisbəti  5/10-a çatır (işarə edilir E5).

düyü. 2 Eliptik Galaxy ESO 325-G004

Lentikulyar(L və ya S 0) qalaktikalar elliptik olanlara bənzəyir, lakin sferik komponentə əlavə olaraq, nazik, sürətlə fırlanan ekvator diskinə malikdirlər, bəzən Saturnun halqaları kimi halqaya bənzər strukturlara malikdirlər. Kənardan baxılan lentikulyar qalaktikalar elliptik olanlara nisbətən daha sıx görünür: onların oxlarının nisbəti 2/10-a çatır.

düyü. 2. Spindle Galaxy (NGC 5866), Draco bürcündə lentikulyar qalaktika.

Spiral(S) qalaktikalar da iki komponentdən ibarətdir - sferoid və düz, lakin diskdə az və ya çox inkişaf etmiş spiral quruluşa malikdir. Alt tiplərin ardıcıllığı boyunca Sa, Sb, sc, SD("erkən"dən "gec" spirallara qədər), spiral qolları qalınlaşır, daha mürəkkəb və daha az bükülür və sferoid (mərkəzi kondensasiya və ya qabarıq) azalır. Kenarda yerləşən spiral qalaktikaların spiral qolları yoxdur, lakin qalaktika tipi qabarıqlığın və diskin nisbi parlaqlığına əsasən müəyyən edilə bilər.

düyü. 2. Spiral qalaktika nümunəsi, Fırıldaq Qalaktikası (Messier List 101 və ya NGC 5457)

Səhv(I) qalaktikalar iki əsas tipdir: Magellan tipi, yəni. Macellan Buludları növündən gələn spiral ardıcıllığını davam etdirir sməvvəl Im, və qeyri-magellan növü I 0, lentikulyar və ya erkən spiral quruluş kimi sferoid və ya disk quruluşu üzərində xaotik tünd toz zolaqları olan.

düyü. 2. NGC 1427A, nizamsız qalaktika nümunəsidir.

Növlər L Və S mərkəzdən keçən və disklə kəsişən xətti strukturun olub-olmamasından asılı olaraq iki ailəyə və iki növə bölünürlər ( bar), eləcə də mərkəzi simmetrik üzük.

düyü. 2. Süd Yolu qalaktikasının kompüter modeli.

düyü. 1. NGC 1300, bloklu spiral qalaktika nümunəsi.

düyü. 1. QALAKSİYALARIN ÜÇ ÖLÇÜLÜ TƏSNİFATI. Əsas növlər: E, L, S, İ dan seriyalardadır Eəvvəl Im; adi ailələr A və keçdi B; mehriban s Və r. Aşağıdakı dairəvi diaqramlar spiral və lentikulyar qalaktikalar bölgəsindəki əsas konfiqurasiyanın kəsişməsidir.

düyü. 2. ƏSAS AİLƏLƏR VƏ SPİRAL NÖVLƏRİ sahədə əsas konfiqurasiyanın bölməsində Sb.

Qalaktikalar üçün daha incə morfoloji detallara əsaslanan başqa təsnifat sxemləri də mövcuddur, lakin fotometrik, kinematik və radio ölçmələrə əsaslanan obyektiv təsnifat hələ hazırlanmamışdır.

Tərkibi. İki struktur komponent - sferoid və disk - 1944-cü ildə alman astronomu V. Baade (1893-1960) tərəfindən kəşf edilmiş qalaktikaların ulduz populyasiyasındakı fərqi əks etdirir.

Əhali I, nizamsız qalaktikalarda və spiral qollarda mövcud olan O və B spektral tipli mavi nəhənglər və super nəhənglər, K və M siniflərinin qırmızı super nəhəngləri və ionlaşmış hidrogenin parlaq bölgələri olan ulduzlararası qaz və tozdan ibarətdir. O, həmçinin Günəşin yaxınlığında görünən, lakin uzaq qalaktikalarda fərqlənməyən aşağı kütləli əsas ardıcıl ulduzları ehtiva edir.

Əhali II, elliptik və lentikulyar qalaktikalarda, eləcə də spiralların mərkəzi bölgələrində və qlobular çoxluqlarda mövcud olan, G5-dən K5 sinfinə qədər olan qırmızı nəhəngləri, alt nəhəngləri və ehtimal ki, alt cırtdanları ehtiva edir; onun tərkibində planetar dumanlıqlar və novaların partlayışları var (şək. 3). Əncirdə. Şəkil 4-də ulduzların spektral sinifləri (və ya rəngi) və müxtəlif populyasiyalarda onların parlaqlığı arasındakı əlaqə göstərilir.

düyü. 3. Ulduzlu Əhali. Andromeda Dumanlığının spiral qalaktikasının fotoşəkili göstərir ki, I Populyasiyanın mavi nəhəngləri və super nəhəngləri onun diskində cəmləşib, mərkəzi hissə isə II Populyasiyanın qırmızı ulduzlarından ibarətdir. Andromeda dumanlığının peykləri də görünür: qalaktika NGC 205 ( dibdə) və M 32 ( yuxarı sol). Bu fotodakı ən parlaq ulduzlar qalaktikamıza aiddir.

düyü. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL DİQRAMI, müxtəlif tipli ulduzlar üçün spektral tip (və ya rəng) və parlaqlıq arasındakı əlaqəni göstərir. I: Əhali I spiral qollara xas gənc ulduzlar. II: yaşlı ulduzlar Əhali I; III: Qlobular çoxluqlara və elliptik qalaktikalara xas olan köhnə Əhali II ulduzları.

Əvvəlcə elliptik qalaktikaların yalnız II Əhalidən, qeyri-müntəzəm qalaktikalarda isə yalnız I Populyasiyadan ibarət olduğu düşünülürdü. Lakin məlum oldu ki, qalaktikalarda adətən müxtəlif nisbətlərdə iki ulduz populyasiyasının qarışığı olur. Ətraflı populyasiya təhlili yalnız yaxınlıqdakı bir neçə qalaktika üçün mümkündür, lakin uzaq sistemlərin rəngi və spektrinin ölçülməsi göstərir ki, onların ulduz populyasiyalarındakı fərq Baadenin düşündüyündən daha əhəmiyyətli ola bilər.

Məsafə. Uzaq qalaktikalara olan məsafələrin ölçülməsi Qalaktikamızın ulduzlarına olan mütləq məsafə miqyasına əsaslanır. Bir neçə yolla quraşdırılır. Ən əsası 300 sv-ə qədər məsafədə işləyən triqonometrik paralakslar üsuludur. illər. Digər üsullar dolayı və statistikdir; onlar düzgün hərəkətlərin, radial sürətlərin, parlaqlığın, ulduzların rənginin və spektrinin öyrənilməsinə əsaslanır. Onlara əsaslanaraq, Yeni və RR Lyrae tipli dəyişənlərin mütləq dəyərləri və  Cepheus, göründükləri ən yaxın qalaktikalara olan məsafənin əsas göstəricilərinə çevrilir. Bu qalaktikaların qlobus qrupları, ən parlaq ulduzları və emissiya dumanlıqları ikinci dərəcəli göstəricilərə çevrilir və daha uzaq qalaktikalara olan məsafələri müəyyən etməyə imkan verir. Nəhayət, üçüncü dərəcəli göstəricilər kimi qalaktikaların özlərinin diametrləri və parlaqlıqları istifadə olunur. Məsafə ölçüsü kimi astronomlar adətən obyektin görünən böyüklüyü arasındakı fərqdən istifadə edirlər m və onun mütləq böyüklüyü M; bu dəyər ( m-M) "görünən məsafə modulu" adlanır. Həqiqi məsafəni bilmək üçün o, ulduzlararası toz tərəfindən işığın udulmasına görə düzəldilməlidir. Bu vəziyyətdə səhv adətən 10-20% -ə çatır.

Qalaktikadankənar məsafə miqyasına vaxtaşırı yenidən baxılır, bu o deməkdir ki, qalaktikaların məsafədən asılı olan digər parametrləri də dəyişir. Cədvəldə. 1 bu gün ən yaxın qalaktika qruplarına ən dəqiq məsafələri göstərir. Milyarlarla işıq ili uzaqda olan daha uzaq qalaktikalara qədər olan məsafələr qırmızı yerdəyişmələri ilə aşağı dəqiqliklə qiymətləndirilir ( aşağıya baxın: Qırmızı yerdəyişmənin təbiəti).

Parlaqlıq. Qalaktikanın səth parlaqlığının ölçülməsi onun ulduzlarının vahid sahəyə düşən ümumi parlaqlığını verir. Mərkəzdən uzaqlaşdıqca səthin parlaqlığının dəyişməsi qalaktikanın quruluşunu xarakterizə edir. Elliptik sistemlər, ən nizamlı və simmetrik olaraq, digərlərinə nisbətən daha ətraflı öyrənilmişdir; ümumiyyətlə, onlar vahid parlaqlıq qanunu ilə təsvir olunur (şək. 5, Amma):

düyü. 5. QALAKSİYALARIN PARLAKLIĞI PAYLANMASI. Amma– elliptik qalaktikalar (kiçildilmiş radiusun dördüncü kökündən asılı olaraq səth parlaqlığının loqarifmi göstərilir ( r/r e) 1/4 , harada r mərkəzdən məsafədir və r e - qalaktikanın ümumi parlaqlığının yarısını ehtiva edən effektiv radius); b– lentikulyar qalaktika NGC 1553; in- üç normal spiral qalaktika (xətlərin hər birinin xarici hissəsi düzdür, bu parlaqlığın məsafədən eksponensial asılılığını göstərir).

Lentikulyar sistemlər haqqında məlumatlar o qədər də tam deyil. Onların parlaqlıq profilləri (şək. 5, b) elliptik qalaktikaların profillərindən fərqlənir və üç əsas bölgəyə malikdir: nüvə, obyektiv və zərf. Bu sistemlər eliptik və spiral sistemlər arasında aralıq kimi görünür.

Spirallar çox müxtəlifdir, strukturları mürəkkəbdir və onların parlaqlığının paylanması üçün vahid qanun yoxdur. Bununla belə, görünür ki, nüvədən uzaq olan sadə spirallərdə diskin səthi parlaqlığı periferiyaya doğru eksponent olaraq azalır. Ölçmələr göstərir ki, spiral qolların parlaqlığı qalaktikaların fotoşəkillərinə baxarkən göründüyü qədər yüksək deyil. Silahlar mavi şüalarda diskin parlaqlığına 20% -dən çox deyil, qırmızılarda isə daha az əlavə olunur. Çıxıntıdan gələn parlaqlığa qatqısı azalır Saüçün SD(şək. 5, in).

Qalaktikanın görünən böyüklüyünü ölçməklə m və onun məsafə modulunun müəyyən edilməsi ( m-M), mütləq dəyəri hesablayın M. Kvazarlar istisna olmaqla, ən parlaq qalaktikalar, M -22, yəni. onların parlaqlığı Günəşin parlaqlığından təxminən 100 milyard dəfə böyükdür. Və ən kiçik qalaktikalar M10, yəni. parlaqlıq təqribən. 10 6 günəş. Qalaktikaların sayının paylanması M, “parlaqlıq funksiyası” adlanan, kainatın qalaktika əhalisinin mühüm xarakteristikasıdır, lakin onu dəqiq müəyyən etmək asan deyil.

Müəyyən məhdud görünən böyükliyə qədər seçilmiş qalaktikalar üçün hər bir növün parlaqlıq funksiyası Eəvvəl sc mavi şüalarda orta mütləq qiymətə malik demək olar ki, Qauss (zəngvari). M m= 18,5 və dispersiya  0,8 (şək. 6). Lakin gec tipli qalaktikalardan SDəvvəl Im və elliptik cırtdanlar daha zəifdir.

Müəyyən bir həcmdə qalaktikaların tam nümunəsi üçün, məsələn, bir çoxluqda, parlaqlıq funksiyası parlaqlığın azalması ilə kəskin şəkildə artır, yəni. Cırtdan qalaktikaların sayı nəhəng qalaktikaların sayından dəfələrlə çoxdur.

düyü. 6. QALAKSİYA PARLAKLIĞI FUNKSİYASI. Amma– nümunə bəzi məhdud görünən dəyərdən daha parlaqdır; b müəyyən böyük həcmdə məkanda tam nümunədir. Cırtdan sistemlərin böyük əksəriyyətinə diqqət yetirin M B< -16.

Ölçü. Qalaktikaların ulduz sıxlığı və parlaqlığı tədricən xaricə düşdüyündən, onların ölçüsü ilə bağlı sual əslində teleskopun imkanlarına, gecənin parıltısı fonunda qalaktikanın xarici bölgələrinin zəif parıltısını ayırd etmək qabiliyyətinə əsaslanır. səma. Müasir texnologiya səmanın parlaqlığının 1%-dən az parlaqlığı olan qalaktikaların bölgələrini qeyd etməyə imkan verir; bu, qalaktikaların nüvələrinin parlaqlığından təxminən bir milyon dəfə aşağıdır. Bu izofot (bərabər parlaqlıq xətləri) görə qalaktikaların diametrləri cırtdan sistemlərdə bir neçə min işıq ilindən nəhəng sistemlərdə yüz minlərlə işıq ilinə qədər dəyişir. Bir qayda olaraq, qalaktikaların diametrləri onların mütləq parlaqlığı ilə yaxşı əlaqələndirilir.

Spektral sinif və rəng. Qalaktikanın ilk spektroqramı - 1899-cu ildə Potsdam Rəsədxanasında C.Şayner (1858–1913) tərəfindən əldə edilmiş Andromeda Dumanlığı udma xətləri ilə Günəşin spektrini xatırladır. Qalaktikaların spektrlərinin kütləvi tədqiqi aşağı dispersiyaya malik (200–400 /mm) "sürətli" spektroqrafların yaradılması ilə başladı; Daha sonra elektron təsvir gücləndiricilərinin istifadəsi dispersiyanı 20-100/mm-ə qədər artırmağa imkan verdi. Morqanın Yerkes Rəsədxanasında apardığı müşahidələr göstərdi ki, qalaktikaların mürəkkəb ulduz tərkibinə baxmayaraq, onların spektrləri adətən müəyyən bir sinifdən olan ulduzların spektrlərinə yaxındır. Aəvvəl K, və qalaktikanın spektri ilə morfoloji tipi arasında nəzərə çarpan korrelyasiya var. Bir qayda olaraq, sinif spektri A nizamsız qalaktikalara malikdir Im və spirallər sm Və SD. sinif spektrləri A–F spirallərdə SD Və sc. dən köçürmə scüçün Sb-dən spektrin dəyişməsi ilə müşayiət olunur Füçün F–G, və spirallər Sb Və Sa, lentikulyar və elliptik sistemlərin spektrləri var G Və K. Düzdür, sonradan məlum oldu ki, spektral sinif qalaktikalarının şüalanması Aəslində spektral siniflərin nəhəng ulduzlarından gələn işıq qarışığından ibarətdir B Və K.

Absorbsiya xətlərinə əlavə olaraq, bir çox qalaktikalar Süd Yolunun emissiya dumanlıqları kimi emissiya xətlərini göstərir. Adətən bunlar Balmer seriyasının hidrogen xətləridir, məsələn, H  üstündə  6563, ionlaşmış azotun dubletləri (N II) üzərində  6548 və 6583 və kükürd (S II) üzrə  6717 və 6731, ionlaşmış oksigen (O II) üzərində  3726 və 3729 və ikiqat ionlaşmış oksigen (O III) üzərində  4959 və 5007. Emissiya xətlərinin intensivliyi adətən qalaktikaların disklərindəki qaz və supernəhəng ulduzların miqdarı ilə əlaqələndirilir: bu xətlər elliptik və lentikulyar qalaktikalarda yoxdur və ya çox zəifdir, lakin spiral və qeyri-müntəzəm olanlarda gücləndirilir. Saüçün Im. Bundan əlavə, hidrogendən daha ağır olan elementlərin (N, O, S) emissiya xətlərinin intensivliyi və ehtimal ki, bu elementlərin nisbi bolluğu disk qalaktikalarının nüvəsindən periferiyaya qədər azalır. Bəzi qalaktikaların nüvələrində qeyri-adi dərəcədə güclü emissiya xətləri var. 1943-cü ildə K.Seifert nüvələrində çox geniş hidrogen xətləri olan xüsusi tipli qalaktikalar kəşf etdi ki, bu da onların yüksək aktivliyini göstərir. Bu nüvələrin parlaqlığı və spektrləri zamanla dəyişir. Ümumiyyətlə, Seyfert qalaktikalarının nüvələri o qədər güclü olmasa da, kvazarlara bənzəyir.

Qalaktikaların morfoloji ardıcıllığı boyunca onların rənginin inteqral indeksi dəyişir ( B-V), yəni. göy rəngdə qalaktikanın böyüklüyü arasındakı fərq B və sarı Vşüalar. Əsas qalaktika növlərinin orta rəng indeksi aşağıdakı kimidir:

Bu miqyasda 0,0 ağ, 0,5 sarımtıl, 1,0 qırmızımtıldır.

Ətraflı fotometriya ilə adətən qalaktikanın rənginin nüvədən kənara doğru dəyişdiyi ortaya çıxır ki, bu da ulduzun tərkibindəki dəyişikliyi göstərir. Əksər qalaktikalar nüvəyə nisbətən xarici bölgələrdə daha mavi olur; Bu, spirallərdə elliptiklərə nisbətən daha çox nəzərə çarpır, çünki disklərində çoxlu gənc mavi ulduz var. Adətən nüvədən məhrum olan qeyri-müntəzəm qalaktikalar kənardan daha çox mərkəzdə mavi olur.

Fırlanma və kütlə. Qalaktikanın mərkəzdən keçən ox ətrafında fırlanması onun spektrindəki xətlərin dalğa uzunluğunun dəyişməsinə səbəb olur: qalaktikanın bizə yaxınlaşan bölgələrindən gələn xətlər spektrin bənövşəyi hissəsinə, uzaqlaşan hissəsindən isə sürüşür. bölgələr qırmızıya keçir (şək. 7). Doppler düsturuna görə xəttin dalğa uzunluğunun nisbi dəyişməsi -dir  / = V r /c, harada c işıq sürətidir və V r radial sürətdir, yəni. görmə xətti boyunca mənbə sürətinin komponenti. Ulduzların qalaktikaların mərkəzləri ətrafında fırlanma dövrləri yüz milyonlarla ildir və onların orbital hərəkət sürətləri 300 km/s-ə çatır. Adətən diskin fırlanma sürəti maksimum dəyərə çatır ( V M) mərkəzdən bir qədər məsafədə ( r M), sonra isə azalır (şək. 8). Bizim Qalaktikamız V M= 230 km/s məsafədə r M= 40 min St. mərkəzdən illər:

düyü. 7. QALAKSİYANIN SPEKTRAL XƏTLƏRİ, ox ətrafında fırlanan N, spektroqraf yarığı ox boyunca istiqamətləndirildikdə ab. Qalaktikanın uzaq kənarından bir xətt ( b) qırmızı tərəfə (R) və yaxınlaşan kənardan ( a) ultrabənövşəyi (UV).

düyü. 8. QALAKSİYA FIRLANMA ƏYRİSİ. Fırlanma sürəti V r maksimum dəyərinə çatır V məsafədə M R Qalaktikanın mərkəzindən M və sonra yavaş-yavaş azalır.

Qalaktikaların spektrlərindəki udma xətləri və emissiya xətləri eyni formaya malikdir, buna görə də diskdəki ulduzlar və qaz eyni istiqamətdə eyni sürətlə fırlanır. Diskdəki tünd toz zolaqlarının yerləşməsi ilə qalaktikanın hansı kənarının bizə daha yaxın olduğunu başa düşmək mümkün olduqda, spiral qolların bükülmə istiqamətini öyrənə bilərik: bütün tədqiq edilmiş qalaktikalarda onlar geridə qalırlar. , yəni mərkəzdən uzaqlaşaraq, qol fırlanma istiqamətinə əks istiqamətdə əyilir.

Fırlanma əyrisinin təhlili qalaktikanın kütləsini təyin etməyə imkan verir. Ən sadə halda, cazibə qüvvəsini mərkəzdənqaçma qüvvəsinə bərabər tutaraq, ulduzun orbitindəki qalaktikanın kütləsini əldə edirik: M = rV r 2 /G, harada G qravitasiya sabitidir. Periferik ulduzların hərəkətinin təhlili ümumi kütləni təxmin etməyə imkan verir. Qalaktikamızın kütləsi təqribəndir. 210 11 günəş kütləsi, Andromeda Dumanlığı üçün 410 11 , Böyük Magellan Buludu üçün - 1510 9 . Disk qalaktikalarının kütlələri onların parlaqlığına təxminən mütənasibdir ( L), yəni nisbət M/L onlar demək olar ki, eynidir və mavi şüalarda parlaqlıq bərabərdir M/L Günəşin kütlə və parlaqlıq vahidlərində 5.

Sferik qalaktikanın kütləsi diskin fırlanma sürəti əvəzinə qalaktikadakı ulduzların xaotik hərəkətinin sürətini götürməklə eyni şəkildə təxmin edilə bilər (  v), spektral xətlərin eni ilə ölçülür və sürət dispersiyası adlanır: M  R v 2 /G, harada R qalaktika radiusudur (virial teorem). Elliptik qalaktikalarda ulduzların sürət dispersiyası adətən 50-300 km/s, kütlələri isə cırtdan sistemlərdə 109 günəş kütləsindən nəhənglərdə 1012-ə qədərdir.

radio emissiyası Süd Yolu 1931-ci ildə K. Yanski tərəfindən kəşf edilmişdir. Süd Yolunun ilk radio xəritəsi 1945-ci ildə G. Reber tərəfindən qəbul edilmişdir. Bu şüalanma geniş dalğa uzunluqlarında olur.  və ya tezliklər  = c/ , bir neçə megahertzdən (   100 m) onlarla gigahertsə (   1 sm) və “davamlı” adlanır. Bunun üçün bir neçə fiziki proses məsuldur, onlardan ən vacibi zəif ulduzlararası maqnit sahəsində demək olar ki, işıq sürəti ilə hərəkət edən ulduzlararası elektronların sinxrotron şüalanmasıdır. 1950-ci ildə 1,9 m dalğa uzunluğunda davamlı şüalanma R.Braun və C.Hazard (Jodrell Bank, İngiltərə) tərəfindən Andromeda dumanlığından, sonra isə bir çox başqa qalaktikalardan kəşf edilmişdir. Normal qalaktikalar, bizimki və ya M 31 kimi, radio dalğalarının zəif mənbələridir. Onlar radio diapazonunda optik gücünün demək olar ki, milyonda birini şüalandırırlar. Ancaq bəzi qeyri-adi qalaktikalarda bu şüalanma daha güclüdür. Ən yaxın "radioqalaktikalar" Qız A (M 87), Centaur A (NGC 5128) və Perseus A (NGC 1275) optikdən 10-4 10-3 radio parlaqlığına malikdir. Və Cygnus A radioqalaktikası kimi nadir obyektlər üçün bu nisbət birliyə yaxındır. Bu güclü radio mənbəyinin kəşfindən cəmi bir neçə il sonra onunla əlaqəli zəif qalaktika tapmaq mümkün oldu. Çox güman ki, uzaq qalaktikalarla əlaqəli olan bir çox zəif radio mənbələri hələ də optik obyektlərlə müəyyən edilməmişdir.

Ən yaxın qalaktikaya olan məsafə nə qədərdir? 12 mart 2013-cü il

Alimlər ilk dəfə bizdən ən yaxın qalaktikaya olan dəqiq məsafəni ölçə bildilər. Bu cırtdan qalaktika kimi tanınır Böyük Macellan Buludu. Bizdən 163 min işıq ili, daha dəqiq desək, 49,97 kiloparsek məsafədə yerləşir.

Böyük Magellan Bulud Qalaktikası yavaş-yavaş bizim qalaktikadan yan keçərək kosmosda üzür. süd Yolu ayın yerin ətrafında fırlanması kimi.

Qalaktikanın ətrafında nəhəng qaz buludları yavaş-yavaş dağılır, nəticədə öz işığı ilə ulduzlararası məkanı işıqlandıran, parlaq rəngli kosmik mənzərələr yaradan yeni ulduzlar əmələ gəlir. Bu mənzərələr kosmik teleskopla çəkilib Hubble.

Kiçik qalaktika Böyük Magellan Buludu, bizim qonşuluqdakı kosmosda ən parlaq ulduz beşiyi olan Tarantula Dumanlığını ehtiva edir - bu, yeni ulduzların əmələ gəlməsinin əlamətləri görüldü.

Elm adamları nadir, yaxın ulduz cütlüyü kimi tanınan ulduzları müşahidə edərək hesablamalar apara bildilər. ikili ulduzların tutulması. Bu cüt ulduzlar cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlıdır və Yerdən gələn bir müşahidəçinin gördüyü kimi ulduzlardan biri digərindən üstün olanda sistemin ümumi parlaqlığı azalır.

Ulduzların parlaqlığını müqayisə etsəniz, bu üsulla inanılmaz dəqiqliklə onlara olan dəqiq məsafəni hesablaya bilərsiniz.

Kosmik obyektlərə olan dəqiq məsafənin müəyyən edilməsi Kainatımızın ölçüsünü və yaşını anlamaq üçün çox vacibdir. Hələlik sual açıq qalır: Kainatımızın ölçüsü nədir, elm adamlarından heç biri hələ dəqiq deyə bilməz.

Astronomlar kosmosda məsafələri təyin etməkdə belə dəqiqliyə nail olduqdan sonra daha uzaqdakı obyektlərə baxa biləcək və son nəticədə kainatın ölçüsünü hesablaya biləcəklər.

Həmçinin, yeni funksiyalar Kainatımızın genişlənmə sürətini daha dəqiq müəyyən etməyə, eləcə də daha dəqiq hesablamağa imkan verəcək. Hubble sabiti. Bu əmsalı 1929-cu ildə sübut edən amerikalı astronom Edvin P. Hablın şərəfinə adlandırılmışdır ki, bizim kainat yarandığı ilk vaxtdan bəri daim genişlənir.

qalaktikalar arasındakı məsafə

Böyük Magellan Bulud Qalaktikası bizdən ən yaxın cırtdan qalaktikadır, lakin ölçüsünə görə ən böyük qalaktika bizim qonşumuz hesab olunur. Andromeda spiral qalaktikası, bizdən təxminən 2,52 milyon işıq ili məsafəsində yerləşir.

Qalaktikamız ilə Andromeda qalaktikası arasındakı məsafə getdikcə azalır. Onlar bir-birlərinə saniyədə 100-140 kilometr sürətlə yaxınlaşırlar, baxmayaraq ki, çox tezliklə, daha doğrusu, 3-4 milyard ildən sonra qarşılaşacaqlar.

Ola bilsin ki, gecə səması bir neçə milyard ildən sonra yer üzündəki müşahidəçiyə belə görünəcək.

Buna görə də qalaktikalar arasındakı məsafələr daim dinamikada olduqları üçün zamanın müxtəlif mərhələlərində çox fərqli ola bilər.

Kainatın miqyası

Görünən Kainatın inanılmaz diametri var, bu da milyardlarla, bəlkə də on milyardlarla işıq ilidir. Teleskoplarla görə bildiyimiz cisimlərin çoxu artıq orada deyil və ya tamamilə fərqli görünür, çünki işıq onların qarşısında inanılmaz dərəcədə uzun müddət keçdi.

Təklif olunan təsvirlər silsiləsi ən azı ümumi mənada kainatımızın miqyasını təsəvvür etməyə kömək edəcəkdir.

Ən böyük obyektləri olan günəş sistemi (planetlər və cırtdan planetlər)

Günəş (mərkəz) və ən yaxın ulduzlar

Günəş sisteminə ən yaxın olan ulduz sistemləri qrupunu göstərən Süd Yolu qalaktikası

Yaxınlıqdakı qalaktikalar qrupu, o cümlədən 50-dən çox qalaktika, yeniləri kəşf olunduqca onların sayı daim artır.

Qalaktikaların yerli superklasteri (Virgo Supercluster). Ölçü - təxminən 200 milyon işıq ili

Qalaktikaların superklasterlər qrupu

Görünən Kainat

Elm

Elm adamları ilk dəfə dəqiq məsafəni ölçə bildilər ən yaxın qalaktikamıza. Bu cırtdan qalaktika kimi tanınır Böyük Macellan Buludu. Bizdən aralıda yerləşir 163 min işıq ili və ya dəqiq desək 49,97 kiloparsek.

Böyük Magellan Bulud Qalaktikası yavaş-yavaş bizim qalaktikadan yan keçərək kosmosda üzür. süd Yolu kimi ətrafında Ay yerin ətrafında fırlanır.

Qalaktika bölgəsindəki nəhəng qaz buludları yavaş-yavaş dağılır və nəticədə yeni ulduzlar işıqları ilə ulduzlararası məkanı işıqlandıran, parlaq rəngli kosmik mənzərələr yaradan. Bu mənzərələr kosmik teleskopla çəkilib Hubble.

Kiçik qalaktika Böyük Magellan Buludu daxildir tarantula dumanlığı- qonşumuzdakı kosmosdakı ən parlaq ulduz beşiyi - yeni ulduzların əmələ gəlməsinin əlamətləri.

Elm adamları nadir, yaxın ulduz cütlüyü kimi tanınan ulduzları müşahidə edərək hesablamalar apara bildilər. ikili ulduzların tutulması. Bu cüt ulduzlar cazibə qüvvəsidir bir-birinə bağlıdır, və Yerdən olan bir müşahidəçinin gördüyü kimi, ulduzlardan biri digərindən üstün olduqda, sistemin ümumi parlaqlığı azalır.

Ulduzların parlaqlığını müqayisə etsəniz, bu üsulla inanılmaz dəqiqliklə onlara olan dəqiq məsafəni hesablaya bilərsiniz.

Kosmik obyektlərə olan dəqiq məsafənin müəyyən edilməsi Kainatımızın ölçüsünü və yaşını anlamaq üçün çox vacibdir. Sual açıq qalarkən: kainatımız nə qədər böyükdür Hələ heç bir alim dəqiq deyə bilməz.

Astronomlar kosmosda məsafələrin müəyyən edilməsində belə dəqiqliyə nail olduqdan sonra onlar daha uzaq obyektlərlə məşğul ola biləcək və nəhayət, kainatın ölçüsünü hesablaya biləcək.

Həmçinin, yeni funksiyalar Kainatımızın genişlənmə sürətini daha dəqiq müəyyən etməyə, eləcə də daha dəqiq hesablamağa imkan verəcək. Hubble sabiti. Bu nisbət adını aldı Edwin P. Hubble, 1929-cu ildə sübut edən amerikalı astronom bizim Kainat yarandığı ilk gündən bəri daim genişlənir..

qalaktikalar arasındakı məsafə

Böyük Magellan Buludu bizə ən yaxın qalaktikadır. cırtdan qalaktika, lakin böyük bir qalaktika - qonşumuz hesab olunur Andromeda spiral qalaktikası, təxminən məsafədə yerləşən 2,52 milyon işıq ili.

Qalaktikamız ilə Andromeda qalaktikası arasındakı məsafə getdikcə azalır. Təxminən bir sürətlə yaxınlaşırlar Saniyədə 100-140 km, baxmayaraq ki, onlar çox tezliklə görüşəcəklər, daha doğrusu, vasitəsilə 3-4 milyard il.

Ola bilsin ki, gecə səması bir neçə milyard ildən sonra yer üzündəki müşahidəçiyə belə görünəcək.

Qalaktikalar arasındakı məsafələr belədir çox fərqli ola bilər onlar daim dinamikada olduqları üçün zamanın müxtəlif mərhələlərində.

Kainatın miqyası

Görünən kainat var inanılmaz diametr, bu milyardlarla və bəlkə də on milyardlarla işıq ilidir. Teleskoplarla görə bildiyimiz cisimlərin çoxu artıq orada deyil və ya tamamilə fərqli görünür, çünki işıq onların qarşısında inanılmaz dərəcədə uzun müddət keçdi.

Təklif olunan illüstrasiyalar seriyası ən azı ümumi mənada təsəvvür etməyə kömək edəcəkdir kainatımızın miqyası.

Ən böyük obyektləri olan günəş sistemi (planetlər və cırtdan planetlər)

Günəş (mərkəz) və ən yaxın ulduzlar

Günəş sisteminə ən yaxın olan ulduz sistemləri qrupunu göstərən Süd Yolu qalaktikası

Yaxınlıqdakı qalaktikalar qrupu, o cümlədən 50-dən çox qalaktika, yeniləri kəşf olunduqca onların sayı daim artır.

Qalaktikaların yerli superklasteri (Virgo Supercluster). Ölçü - təxminən 200 milyon işıq ili

Qalaktikaların superklasterlər qrupu

Görünən Kainat

Qalaktikaların, ulduzların və planetlərin necə və nə vaxt görünə biləcəyini anlayan elm adamları Kainatın əsas sirlərindən birini açmağa yaxınlaşıblar. onlar iddia edirlər ki, böyük partlayış nəticəsində - və artıq bildiyimiz kimi, bu, 15-20 milyard il əvvəl baş verib (bax: "Elm və Həyat" No.) - göy cisimləri və onların çoxluqlarının sonradan yarana biləcəyi elə bir material yaranıb. forma.

Planet qaz dumanlığı Lira bürcündə halqa.

Buğa bürcündə Crab Dumanlığı.

Böyük Orion dumanlığı.

Buğa bürcündəki Pleiades ulduz çoxluğu.

Andromeda dumanlığı qalaktikamızın ən yaxın qonşularından biridir.

Qalaktikamızın peykləri ulduzların qalaktik qruplarıdır: Kiçik (yuxarıda) və Böyük Magellan Buludları.

Kentavr bürcündə geniş toz zolağına malik elliptik qalaktika. Buna bəzən Siqar da deyirlər.

Güclü teleskoplar vasitəsilə Yerdən görünən ən böyük spiral qalaktikalardan biri.

Elm və həyat // İllüstrasiyalar

Qalaktikamızda - Süd Yolunda milyardlarla ulduz var və onların hamısı onun mərkəzində hərəkət edir. Bu nəhəng qalaktik karuseldə təkcə ulduzlar fırlanmır. Dumanlı ləkələr və ya dumanlıqlar da var. Onların çoxu adi gözlə görünmür. Başqa bir şey, əgər durbin və ya teleskopla ulduzlu səmaya baxsanız. Hansı kosmik dumanı görəcəyik? Ayrı-ayrılıqda görünməyən uzaq kiçik ulduz qrupları, yoxsa tamamilə fərqli bir şey?

Bu gün astronomlar xüsusi bir dumanlığın nə olduğunu bilirlər. Məlum oldu ki, onlar tamamilə fərqlidirlər. Qazdan əmələ gələn və ulduzlar tərəfindən işıqlandırılan dumanlıqlar var. Çox vaxt onlar dəyirmi formada olurlar, buna görə planetar adlanırlar. Bu dumanlıqların çoxu yaşlı kütlə ulduzlarının təkamülü nəticəsində əmələ gəlib. Fövqəlnovanın "dumanlı qalığı"na misal olaraq (onun nə olduğu haqqında sizə daha ətraflı məlumat verəcəyik) Buğa bürcündə yerləşən Crab Dumanlığını göstərmək olar. Bu xərçəngə bənzər dumanlıq olduqca gəncdir. Onun 1054-cü ildə anadan olduğu məlumdur. Dumanlıqlar var və daha yaşlı, onların yaşı on və yüz minlərlə ildir.

Planet dumanlıqları və bir dəfə partlayan fövqəlnovaların qalıqlarını abidə dumanlığı adlandırmaq olar. Amma ulduzların sönmədiyi, əksinə, doğulub böyüdüyü başqa dumanlıqlar da məlumdur. Məsələn, Orion bürcündə görünən dumanlıq belədir, ona Böyük Orion Dumanlığı deyilir.

Ulduz qrupları olan dumanlıqların onlardan tamamilə fərqli olduğu ortaya çıxdı. Pleiades çoxluğu Buğa bürcündə adi gözlə aydın görünür. Ona baxanda bunun qaz buludları deyil, yüzlərlə, minlərlə ulduz olduğunu təsəvvür etmək çətindir. Yüz minlərlə, hətta milyonlarla ulduzdan ibarət daha çox “zəngin” qruplar da var! Belə ulduz "topları" qlobular ulduz klasterləri adlanır. Belə "topların" bütöv bir retinionu Samanyolu'nu əhatə edir.

Yerdən görünən ulduz çoxluqları və dumanlıqların çoxu bizdən çox böyük məsafədə yerləşsələr də, hələ də bizim Qalaktikamıza aiddir. Bu arada, çox uzaq dumanlı ləkələr var ki, onların ulduz çoxluqları, dumanlıqlar deyil, bütün qalaktikalar olduğu ortaya çıxdı!

Ən məşhur qalaktik qonşumuz Andromeda bürcündəki Andromeda dumanlığıdır. Çılpaq gözlə baxanda dumanlı yamaq kimi görünür. Böyük teleskoplarla çəkilmiş fotoşəkillərdə Andromeda dumanlığı gözəl qalaktika kimi görünür. Teleskop vasitəsilə biz təkcə onun bir çox ulduzunu deyil, həm də mərkəzdən çıxan ulduz budaqlarını görürük ki, onlara “spiral” və ya “qol” deyilir. Ölçüsünə görə qonşumuz Süd yolundan daha böyükdür, diametri təxminən 130 min işıq ilidir.

Andromeda dumanlığı bizə ən yaxın spiral qalaktika və məlum olan ən böyük spiral qalaktikadır. Bir işıq şüası ondan Yerə "cəmi" təxminən iki milyon işıq ili keçir. Beləliklə, "Andromedanları" parlaq bir işıqla işarə edərək salamlamaq istəsək, demək olar ki, iki milyon il ərzində səylərimizdən xəbərdar olardılar! Onlardan cavab isə eyni zamanda, yəni irəli-geri - təxminən dörd milyon ildən sonra bizə gələcəkdi. Bu nümunə Andromeda dumanlığının planetimizdən nə qədər uzaq olduğunu təsəvvür etməyə kömək edir.

Andromeda dumanlığının fotoşəkillərində təkcə qalaktikanın özü deyil, onun bəzi peykləri də aydın görünür. Əlbəttə ki, qalaktikanın peykləri, məsələn, planetlərlə - Günəşin və ya Ayın peykləri - Yerin peyki ilə heç də eyni deyil. Qalaktikaların peykləri də qalaktikalardır, yalnız "kiçik", milyonlarla ulduzdan ibarətdir.

Qalaktikamızda peyklər var. Onlardan bir neçəsi var və onlardan ikisi Yerin Cənub Yarımkürəsinin səmasında adi gözlə görünür. Avropalılar onları ilk dəfə Magellanın dövrəsi zamanı gördülər. Onların bir növ bulud olduğunu düşünərək onlara Böyük Magellan Buludu və Kiçik Magellan Buludu adını verdilər.

Qalaktikamızın peykləri təbii ki, Andromeda dumanlığından daha yaxındır. Böyük Magellan Buludundan gələn işığın bizə çatması cəmi 170.000 il çəkir. Son vaxtlara qədər bu qalaktika Süd Yolunun ən yaxın peyki hesab olunurdu. Ancaq bu yaxınlarda astronomlar peykləri kəşf etdilər və daha yaxın, lakin onlar Magellan buludlarından çox kiçikdir və çılpaq gözlə görünmür.

Bəzi qalaktikaların “portretlərini” araşdıran astronomlar müəyyən ediblər ki, onların arasında struktur və forma baxımından Süd Yolu ilə eyni olmayanlar var. Belə qalaktikalar da çoxdur - bunlar həm gözəl qalaktikalar, həm də tamamilə formasız qalaktikalardır, məsələn, Magellan Buludlarına bənzəyir.

Astronomların heyrətamiz bir kəşf etməsindən yüz ildən az vaxt keçdi: uzaq qalaktikalar bir-birindən bütün istiqamətlərə səpələnir. Bunun necə baş verdiyini anlamaq üçün bir şardan istifadə edə və onunla ən sadə təcrübə edə bilərsiniz.

Şarda qalaktikaları təmsil etmək üçün kiçik dairələr və ya buruqlar çəkmək üçün mürəkkəb, flomaster və ya boyadan istifadə edin. Balonu şişirtməyə başlayanda çəkilmiş "qalaktikalar" bir-birindən getdikcə uzaqlaşacaq. Kainatda belə olur.

Qalaktikalar tələsir, ulduzlar onlarda doğulur, yaşayır və ölür. Həm də təkcə ulduzlar deyil, həm də planetlər, çünki Kainatda, yəqin ki, bizim qalaktikamızda yaranan günəş sistemimizə bənzər və bənzəməyən çoxlu ulduz sistemləri var. Bu yaxınlarda astronomlar artıq başqa ulduzların ətrafında hərəkət edən 300-ə yaxın planet aşkar ediblər.