Galaksi terbesar yang paling hampir dengan Bima Sakti. Saiz dan jarak galaksi

Terbahagi kepada kumpulan sosial, galaksi Bima Sakti kita akan tergolong dalam "kelas pertengahan" yang kuat. Jadi, ia tergolong dalam jenis galaksi yang paling biasa, tetapi pada masa yang sama ia bukan saiz atau jisim purata. Terdapat lebih banyak galaksi yang lebih kecil daripada Bima Sakti daripada galaksi yang lebih besar daripadanya. "Pulau bintang" kami juga mempunyai sekurang-kurangnya 14 satelit - galaksi kerdil lain. Mereka ditakdirkan untuk mengelilingi Bima Sakti sehingga mereka dimakan olehnya, atau terbang menjauhi perlanggaran antara galaksi. Nah, setakat ini ini adalah satu-satunya tempat di mana kehidupan pasti wujud - iaitu, kami bersama anda.

Namun Bima Sakti kekal sebagai galaksi paling misteri di Alam Semesta: berada di pinggir "pulau bintang", kita hanya melihat sebahagian daripada berbilion bintangnya. Dan galaksi itu benar-benar tidak kelihatan - ia ditutup dengan lengan padat bintang, gas dan debu. Fakta dan rahsia Bima Sakti akan dibincangkan hari ini.

GALAXIES, "extragalactic nebulae" atau "island universes," ialah sistem bintang gergasi yang turut mengandungi gas dan habuk antara bintang. Sistem suria adalah sebahagian daripada galaksi kita - Bima Sakti. Semua angkasa lepas dipenuhi dengan galaksi hingga ke had di mana teleskop paling berkuasa boleh menembusi. Ahli astronomi berjumlah sekurang-kurangnya satu bilion daripada mereka. Galaksi terdekat terletak pada jarak kira-kira 1 juta tahun cahaya dari kita. tahun (10 19 km), dan ke galaksi paling jauh yang didaftarkan oleh teleskop - berbilion tahun cahaya. Kajian galaksi adalah salah satu tugas astronomi yang paling bercita-cita tinggi.

Rujukan sejarah. Galaksi luar yang paling terang dan paling dekat dengan kita - Awan Magellan - boleh dilihat dengan mata kasar di hemisfera selatan langit dan diketahui oleh orang Arab seawal abad ke-11, serta galaksi paling terang di hemisfera utara - Nebula Besar di Andromeda. Dengan penemuan semula nebula ini pada tahun 1612 dengan bantuan teleskop oleh ahli astronomi Jerman S. Marius (1570–1624), kajian saintifik tentang galaksi, nebula dan gugusan bintang bermula. Banyak nebula ditemui oleh pelbagai ahli astronomi pada abad ke-17 dan ke-18; maka mereka dianggap awan gas bercahaya.

Idea sistem bintang di luar Galaksi pertama kali dibincangkan oleh ahli falsafah dan ahli astronomi abad ke-18: E. Swedenborg (1688–1772) di Sweden, T. Wright (1711–1786) di England, I. Kant (1724– 1804) di Prussia, dan .Lambert (1728–1777) di Alsace dan W. Herschel (1738–1822) di England. Walau bagaimanapun, hanya pada suku pertama abad ke-20. kewujudan "pulau Universe" telah dibuktikan dengan jelas terutamanya disebabkan oleh kerja ahli astronomi Amerika G. Curtis (1872-1942) dan E. Hubble (1889-1953). Mereka membuktikan bahawa jarak kepada yang paling terang, dan oleh itu "nebula putih" yang terdekat adalah lebih besar daripada saiz galaksi kita. Antara 1924 dan 1936, Hubble menolak sempadan penerokaan galaksi dari sistem berdekatan ke had teleskop 2.5 meter di Balai Cerap Mount Wilson, i.e. sehingga beberapa ratus juta tahun cahaya.

Pada tahun 1929, Hubble menemui hubungan antara jarak ke galaksi dan kelajuannya. Hubungan ini, undang-undang Hubble, telah menjadi asas pemerhatian kosmologi moden. Selepas tamat Perang Dunia II, kajian aktif galaksi bermula dengan bantuan teleskop besar baharu dengan penguat cahaya elektronik, mesin pengukur automatik dan komputer. Pengesanan pelepasan radio dari galaksi kita sendiri dan galaksi lain memberikan peluang baharu untuk mengkaji Alam Semesta dan membawa kepada penemuan galaksi radio, quasar dan manifestasi aktiviti lain dalam nukleus galaksi. Pemerhatian tambahan atmosfera daripada roket dan satelit geofizik membolehkan untuk mengesan pelepasan sinar-X daripada nukleus galaksi aktif dan gugusan galaksi.

nasi. 1. Pengelasan galaksi mengikut Hubble

Katalog pertama "nebula" diterbitkan pada tahun 1782 oleh ahli astronomi Perancis C. Messier (1730-1817). Senarai ini termasuk kedua-dua gugusan bintang dan nebula gas dalam Galaxy kita, serta objek ekstragalaksi. Nombor objek Messier masih digunakan hari ini; contohnya, Messier 31 (M 31) ialah Andromeda Nebula yang terkenal, galaksi besar terdekat yang diperhatikan dalam buruj Andromeda.

Tinjauan sistematik langit, yang dimulakan oleh W. Herschel pada tahun 1783, membawanya kepada penemuan beberapa ribu nebula di langit utara. Kerja ini diteruskan oleh anaknya J. Herschel (1792-1871), yang membuat pemerhatian di hemisfera selatan di Tanjung Harapan (1834-1838) dan diterbitkan pada tahun 1864 Direktori am 5 ribu nebula dan gugusan bintang. Pada separuh kedua abad ke-19 objek yang baru ditemui telah ditambahkan pada objek ini, dan J. Dreyer (1852–1926) pada tahun 1888 menerbitkan Direktori kongsi baharu (Katalog Am Baharu - NGC), termasuk 7814 objek. Dengan penerbitan pada tahun 1895 dan 1908 dua tambahan direktori-indeks(IC) bilangan nebula dan gugusan bintang yang ditemui melebihi 13 ribu. Penamaan mengikut katalog NGC dan IC telah diterima umum. Jadi, Andromeda Nebula ditetapkan sama ada M 31 atau NGC 224. Senarai berasingan 1249 galaksi yang lebih terang daripada magnitud ke-13, berdasarkan tinjauan fotografi di langit, telah disusun oleh H. Shapley dan A. Ames dari Balai Cerap Harvard di 1932.

Karya ini telah diperluaskan dengan ketara oleh edisi pertama (1964), kedua (1976), dan ketiga (1991). Katalog rujukan galaksi terang J. de Vaucouleurs dengan pekerja. Katalog yang lebih luas, tetapi kurang terperinci berdasarkan melihat plat tinjauan langit fotografi telah diterbitkan pada tahun 1960-an oleh F. Zwicky (1898–1974) di AS dan B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) di USSR. Mereka mengandungi lebih kurang. 30 ribu galaksi sehingga magnitud ke-15. Tinjauan serupa di langit selatan baru-baru ini telah disiapkan menggunakan kamera Schmidt 1 meter dari Balai Cerap Selatan Eropah di Chile dan kamera Schmidt 1.2 meter British di Australia.

Terdapat terlalu banyak galaksi yang lebih lemah daripada magnitud ke-15 untuk membuat senarai galaksi itu. Pada tahun 1967, hasil pengiraan galaksi yang lebih cerah daripada magnitud 19 (ke utara deklinasi -20) telah diterbitkan oleh C. Shein dan K. Virtanen menggunakan plat astrograf 50 cm Balai Cerap Lick. Galaksi sedemikian ternyata lebih kurang. 2 juta, tidak termasuk yang tersembunyi daripada kita oleh lorong debu yang luas di Bima Sakti. Dan pada tahun 1936, Hubble di Balai Cerap Mount Wilson mengira bilangan galaksi sehingga magnitud ke-21 di beberapa kawasan kecil yang diagihkan sama rata di atas sfera cakerawala (di utara deklinasi 30). Menurut data ini, terdapat lebih daripada 20 juta galaksi di seluruh langit yang lebih terang daripada magnitud ke-21.

Pengelasan. Terdapat galaksi pelbagai bentuk, saiz dan kecerahan; sesetengah daripada mereka terpencil, tetapi kebanyakannya mempunyai jiran atau satelit yang memberi pengaruh graviti ke atas mereka. Sebagai peraturan, galaksi tenang, tetapi yang aktif sering dijumpai. Pada tahun 1925, Hubble mencadangkan klasifikasi galaksi berdasarkan penampilannya. Ia kemudiannya diperhalusi oleh Hubble dan Shapley, kemudian oleh Sandage, dan akhirnya oleh Vaucouleur. Semua galaksi di dalamnya dibahagikan kepada 4 jenis: elips, lentikular, lingkaran dan tidak teratur.

elips(E) galaksi mempunyai bentuk elips dalam gambar tanpa sempadan yang tajam dan butiran yang jelas. Kecerahan mereka meningkat ke arah tengah. Ini adalah ellipsoid berputar yang terdiri daripada bintang lama; bentuk ketara mereka bergantung pada orientasi kepada garis penglihatan pemerhati. Apabila dilihat dari tepi, nisbah panjang paksi pendek dan panjang elips mencapai  5/10 (ditandakan E5).

nasi. 2 Galaksi Elips ESO 325-G004

lentikular(L atau S 0) galaksi adalah serupa dengan yang berbentuk elips, tetapi, sebagai tambahan kepada komponen sferoid, ia mempunyai cakera khatulistiwa yang nipis dan berputar dengan pantas, kadangkala dengan struktur seperti cincin seperti cincin Zuhal. Galaksi lentikular yang dilihat di tepi-tepi kelihatan lebih mampat daripada yang berbentuk elips: nisbah paksinya mencapai 2/10.

nasi. 2. Galaksi Spindle (NGC 5866), galaksi lentikular dalam buruj Draco.

Lingkaran(S) galaksi juga terdiri daripada dua komponen - sferoid dan rata, tetapi dengan struktur lingkaran yang lebih kurang berkembang dalam cakera. Sepanjang urutan subjenis Sa, Sb, sc, SD(dari lingkaran "awal" hingga "akhir"), lengan lingkaran menjadi lebih tebal, lebih kompleks dan kurang berpintal, dan sferoid (kondensasi pusat, atau membonjol) berkurangan. Galaksi lingkaran tepi tidak mempunyai lengan lingkaran, tetapi jenis galaksi boleh ditentukan daripada kecerahan relatif bonjolan dan cakera.

nasi. 2. Contoh galaksi lingkaran, Galaksi Pinwheel (Senarai Messir 101 atau NGC 5457)

salah(saya) galaksi terdiri daripada dua jenis utama: jenis Magellanic, i.e. jenis Awan Magellan, meneruskan urutan lingkaran dari sm sebelum ini Im, dan jenis bukan magellan saya 0, yang mempunyai lorong debu gelap yang huru-hara di atas struktur sferoid atau cakera seperti struktur lentikular atau lingkaran awal.

nasi. 2. NGC 1427A, contoh galaksi tidak teratur.

Jenis L dan S dibahagikan kepada dua keluarga dan dua spesies bergantung kepada kehadiran atau ketiadaan struktur linear yang melalui pusat dan bersilang cakera ( bar), serta cincin simetri berpusat.

nasi. 2. Model komputer galaksi Bima Sakti.

nasi. 1. NGC 1300, contoh galaksi lingkaran berpalang.

nasi. 1. KLASIFIKASI TIGA DIMENSI GALASI. Jenis utama: E, L, S, I adalah dalam siri dari E sebelum ini Im; keluarga biasa A dan menyeberang B; baik hati s dan r. Gambar rajah bulat di bawah ialah keratan rentas konfigurasi utama di kawasan galaksi lingkaran dan lentikular.

nasi. 2. KELUARGA ASAS DAN JENIS SPIRAS pada bahagian konfigurasi utama di kawasan itu Sb.

Terdapat skema klasifikasi lain untuk galaksi berdasarkan butiran morfologi yang lebih halus, tetapi pengelasan objektif berdasarkan ukuran fotometrik, kinematik dan radio masih belum dibangunkan.

Kompaun. Dua komponen struktur - spheroid dan cakera - mencerminkan perbezaan dalam populasi bintang galaksi, ditemui pada tahun 1944 oleh ahli astronomi Jerman W. Baade (1893–1960).

Penduduk I, terdapat dalam galaksi tidak teratur dan lengan lingkaran, mengandungi gergasi biru dan supergergasi jenis spektrum O dan B, supergergasi merah kelas K dan M, dan gas dan habuk antara bintang dengan kawasan terang hidrogen terion. Ia juga mengandungi bintang jujukan utama berjisim rendah yang boleh dilihat berhampiran Matahari, tetapi tidak dapat dibezakan dalam galaksi yang jauh.

Penduduk II, terdapat dalam galaksi elips dan lentikular, serta di kawasan tengah lingkaran dan dalam gugusan globular, mengandungi gergasi merah dari kelas G5 hingga K5, subgergasi, dan mungkin subdwarf; ia mengandungi nebula planet dan ledakan novae (Rajah 3). Pada rajah. Rajah 4 menunjukkan hubungan antara kelas spektrum (atau warna) bintang dan kecerahannya dalam populasi yang berbeza.

nasi. 3. POPULASI BINTANG. Gambar galaksi lingkaran Andromeda Nebula menunjukkan bahawa gergasi biru dan gergasi super Populasi I tertumpu pada cakeranya, dan bahagian tengah terdiri daripada bintang merah Populasi II. Satelit Nebula Andromeda juga boleh dilihat: galaksi NGC 205 ( di bawah) dan M 32 ( kiri atas). Bintang paling terang dalam foto ini tergolong dalam galaksi kita.

nasi. 4. RAJAH HERTZSHPRUNG-RUSSELL, yang menunjukkan hubungan antara jenis spektrum (atau warna) dan kecerahan untuk bintang daripada jenis yang berbeza. I: Populasi I bintang muda tipikal lengan lingkaran. II: bintang tua Populasi I; III: Bintang Populasi Lama II, tipikal gugusan globular dan galaksi elips.

Pada mulanya, galaksi elips dianggap hanya mengandungi Populasi II, dan galaksi tidak teratur hanya Populasi I. Namun, ternyata galaksi biasanya mengandungi campuran dua populasi bintang dalam perkadaran yang berbeza. Analisis populasi terperinci hanya boleh dilakukan untuk beberapa galaksi berdekatan, tetapi pengukuran warna dan spektrum sistem jauh menunjukkan bahawa perbezaan dalam populasi bintang mereka mungkin lebih ketara daripada yang difikirkan oleh Baade.

Jarak. Pengukuran jarak ke galaksi jauh adalah berdasarkan skala jarak mutlak ke bintang-bintang Galaxy kita. Ia dipasang dalam beberapa cara. Yang paling asas ialah kaedah paralaks trigonometri, yang beroperasi sehingga jarak 300 sv. tahun. Kaedah lain adalah tidak langsung dan statistik; ia adalah berdasarkan kajian gerakan yang betul, halaju jejari, kecerahan, warna dan spektrum bintang. Berdasarkan mereka, nilai mutlak Baharu dan pembolehubah jenis RR Lyrae dan  Cepheus, yang menjadi penunjuk utama jarak ke galaksi terdekat di mana ia boleh dilihat. Kelompok globular, bintang paling terang dan nebula pelepasan galaksi ini menjadi penunjuk sekunder dan memungkinkan untuk menentukan jarak ke galaksi yang lebih jauh. Akhirnya, diameter dan kecerahan galaksi itu sendiri digunakan sebagai penunjuk tertier. Sebagai ukuran jarak, ahli astronomi biasanya menggunakan perbezaan antara magnitud ketara sesuatu objek m dan magnitud mutlaknya M; nilai ini ( m-M) dipanggil "modulus jarak ketara". Untuk mengetahui jarak sebenar, ia mesti diperbetulkan untuk penyerapan cahaya oleh habuk antara bintang. Dalam kes ini, ralat biasanya mencapai 10-20%.

Skala jarak ekstragalaksi disemak dari semasa ke semasa, yang bermaksud bahawa parameter galaksi lain yang bergantung pada jarak juga berubah. Dalam jadual. 1 menunjukkan jarak paling tepat ke kumpulan galaksi terdekat hari ini. Untuk galaksi yang lebih jauh berbilion tahun cahaya jauhnya, jarak dianggarkan dengan ketepatan yang rendah dengan anjakan merahnya ( lihat di bawah: Sifat anjakan merah).

Kecerahan. Mengukur kecerahan permukaan galaksi memberikan jumlah kecerahan bintangnya bagi setiap unit luas. Perubahan dalam kecerahan permukaan dengan jarak dari pusat mencirikan struktur galaksi. Sistem eliptik, sebagai yang paling teratur dan simetri, telah dikaji dengan lebih terperinci daripada yang lain; secara umum, ia diterangkan oleh undang-undang kecerahan tunggal (Rajah 5, a):

nasi. 5. TABURAN LUMINOSITI GALASI. a– galaksi elips (ditunjukkan ialah logaritma kecerahan permukaan bergantung pada punca keempat jejari yang dikurangkan ( r/r e) 1/4 , di mana r ialah jarak dari pusat, dan r e ialah jejari berkesan yang mengandungi separuh daripada jumlah kilauan galaksi); b– galaksi lentikular NGC 1553; dalam- tiga galaksi lingkaran biasa (bahagian luar setiap garis adalah lurus, yang menunjukkan pergantungan eksponen kilauan pada jarak).

Data mengenai sistem lentikular tidak begitu lengkap. Profil kecerahannya (Rajah 5, b) berbeza daripada profil galaksi elips dan mempunyai tiga kawasan utama: teras, kanta dan sampul. Sistem ini kelihatan sebagai perantaraan antara sistem elips dan lingkaran.

Lingkaran sangat pelbagai, strukturnya kompleks, dan tidak ada undang-undang tunggal untuk pengedaran kilauannya. Walau bagaimanapun, nampaknya dalam lingkaran mudah jauh dari teras, kecerahan permukaan cakera berkurangan secara eksponen ke arah pinggir. Pengukuran menunjukkan bahawa kilauan lengan lingkaran tidak setinggi yang dilihat apabila melihat gambar galaksi. Lengan menambah tidak lebih daripada 20% kepada kecerahan cakera dalam sinar biru dan lebih kurang dalam yang merah. Sumbangan kepada kecerahan daripada bonjolan berkurangan daripada Sa kepada SD(Gamb. 5, dalam).

Dengan mengukur magnitud ketara galaksi m dan menentukan modulus jaraknya ( m-M), hitung nilai mutlak M. Galaksi paling terang, tidak termasuk quasar, M -22, i.e. kilauan mereka hampir 100 bilion kali lebih besar daripada Matahari. Dan galaksi terkecil M10, i.e. kilauan lebih kurang. 10 6 suria. Taburan bilangan galaksi mengikut M, dipanggil "fungsi kecerahan", adalah ciri penting populasi galaksi alam semesta, tetapi tidak mudah untuk menentukannya dengan tepat.

Untuk galaksi yang dipilih sehingga magnitud boleh dilihat mengehadkan tertentu, fungsi kecerahan setiap jenis secara berasingan daripada E sebelum ini sc hampir Gaussian (berbentuk loceng) dengan purata nilai mutlak dalam sinar biru M m= 18.5 dan serakan  0.8 (Rajah 6). Tetapi galaksi jenis lewat dari SD sebelum ini Im dan kerdil elips lebih samar.

Untuk sampel lengkap galaksi dalam isipadu ruang tertentu, contohnya, dalam gugusan, fungsi kilauan tumbuh dengan curam dengan kilauan berkurangan, i.e. Bilangan galaksi kerdil adalah berkali ganda lebih besar daripada bilangan galaksi gergasi.

nasi. 6. FUNGSI LUMINOSITI GALAXY. a– sampel adalah lebih terang daripada beberapa nilai boleh dilihat yang mengehadkan; b ialah sampel penuh dalam jumlah ruang yang besar tertentu. Perhatikan sebahagian besar sistem kerdil dengan M B< -16.

Saiz. Oleh kerana ketumpatan bintang dan kilauan galaksi secara beransur-ansur jatuh ke luar, persoalan saiznya sebenarnya terletak pada keupayaan teleskop, pada keupayaannya untuk membezakan cahaya samar kawasan luar galaksi dengan latar belakang cahaya malam. langit. Teknologi moden memungkinkan untuk mendaftarkan kawasan galaksi dengan kecerahan kurang daripada 1% daripada kecerahan langit; ini kira-kira sejuta kali lebih rendah daripada kecerahan nukleus galaksi. Menurut isophote ini (garisan kecerahan yang sama), diameter galaksi berkisar dari beberapa ribu tahun cahaya dalam sistem kerdil hingga ratusan ribu dalam galaksi gergasi. Sebagai peraturan, diameter galaksi berkait rapat dengan kecerahan mutlaknya.

Kelas spektrum dan warna. Spektrogram pertama galaksi - Andromeda Nebulae, diperoleh di Balai Cerap Potsdam pada tahun 1899 oleh J. Scheiner (1858–1913), menyerupai spektrum Matahari dengan garis serapannya. Kajian jisim spektrum galaksi bermula dengan penciptaan spektrograf "pantas" dengan serakan rendah (200–400 /mm); Kemudian, penggunaan penguat imej elektronik memungkinkan untuk meningkatkan serakan kepada 20–100/mm. Pemerhatian Morgan di Balai Cerap Yerkes menunjukkan bahawa, walaupun komposisi bintang kompleks galaksi, spektrum mereka biasanya hampir dengan spektrum bintang kelas tertentu dari A sebelum ini K, dan terdapat korelasi yang ketara antara spektrum dan jenis morfologi galaksi. Sebagai peraturan, spektrum kelas A mempunyai galaksi yang tidak teratur Im dan lingkaran sm dan SD. spektrum kelas A–F pada lingkaran SD dan sc. Pemindahan daripada sc kepada Sb disertai dengan perubahan dalam spektrum daripada F kepada F–G, dan lingkaran Sb dan Sa, sistem lentikular dan elips mempunyai spektrum G dan K. Benar, kemudian ternyata sinaran galaksi kelas spektrum A sebenarnya terdiri daripada campuran cahaya daripada bintang gergasi kelas spektrum B dan K.

Selain garis serapan, banyak galaksi menunjukkan garis pelepasan, seperti nebula pelepasan Bima Sakti. Biasanya ini adalah garis hidrogen siri Balmer, contohnya, H  pada  6563, penggandaan nitrogen terion (N II) pada  6548 dan 6583 dan sulfur (S II) pada  6717 dan 6731, oksigen terion (O II) pada  3726 dan 3729 dan oksigen terion dua kali ganda (O III) pada  4959 dan 5007. Keamatan garis pancaran biasanya berkorelasi dengan jumlah gas dan bintang supergergasi dalam cakera galaksi: garisan ini tidak ada atau sangat lemah dalam galaksi elips dan lentikular, tetapi dipertingkatkan dalam bentuk lingkaran dan tidak teratur - dari Sa kepada Im. Di samping itu, keamatan garis pelepasan unsur yang lebih berat daripada hidrogen (N, O, S) dan, mungkin, kelimpahan relatif unsur-unsur ini berkurangan dari teras ke pinggir galaksi cakera. Sesetengah galaksi mempunyai garis pelepasan yang luar biasa kuat dalam terasnya. Pada tahun 1943, K. Seifert menemui jenis galaksi istimewa dengan garisan hidrogen yang sangat luas dalam nukleusnya, menunjukkan aktivitinya yang tinggi. Kecerahan nukleus ini dan spektrumnya berubah mengikut masa. Secara umum, nukleus galaksi Seyfert adalah serupa dengan quasar, walaupun tidak sekuat itu.

Sepanjang jujukan morfologi galaksi, indeks integral warnanya berubah ( B-V), iaitu perbezaan antara magnitud galaksi berwarna biru B dan kuning V sinaran. Indeks warna purata bagi jenis utama galaksi adalah seperti berikut:

Pada skala ini, 0.0 adalah putih, 0.5 adalah kekuningan, dan 1.0 adalah kemerahan.

Dengan fotometri terperinci, biasanya ternyata warna galaksi berubah dari teras ke tepi, yang menunjukkan perubahan dalam komposisi bintang. Kebanyakan galaksi lebih biru di kawasan luar daripada di teras; ini lebih ketara dalam lingkaran berbanding elips, kerana cakera mereka mengandungi banyak bintang biru muda. Galaksi yang tidak teratur, biasanya tanpa nukleus, selalunya lebih biru di tengah daripada di tepi.

Putaran dan jisim. Putaran galaksi di sekeliling paksi yang melalui pusat membawa kepada perubahan dalam panjang gelombang garis dalam spektrumnya: garisan dari kawasan galaksi yang menghampiri kita dialihkan ke bahagian ungu spektrum, dan dari surut. kawasan mereka dialihkan kepada merah (Rajah 7). Mengikut formula Doppler, perubahan relatif dalam panjang gelombang garis ialah   / = V r /c, di mana c ialah kelajuan cahaya, dan V r ialah halaju jejari, i.e. komponen halaju sumber sepanjang garis penglihatan. Tempoh revolusi bintang di sekeliling pusat galaksi adalah ratusan juta tahun, dan kelajuan gerakan orbitnya mencapai 300 km/s. Biasanya kelajuan putaran cakera mencapai nilai maksimumnya ( V M) pada jarak yang agak jauh dari pusat ( r M), dan kemudian berkurangan (Rajah 8). Galaksi kami V M= 230 km/s pada jarak r M= 40 ribu St. tahun dari pusat:

nasi. 7. GARIS SPEKRAL GALASI, berputar mengelilingi paksi N, apabila celah spektrograf berorientasikan sepanjang paksi ab. Garis dari tepi surut galaksi ( b) terpesong ke bahagian merah (R), dan dari tepi menghampiri ( a) kepada ultraungu (UV).

nasi. 8. KELUK PUTAR GALAXY. Kelajuan putaran V r mencapai nilai maksimumnya V M di kejauhan R M dari pusat galaksi dan kemudian perlahan-lahan berkurangan.

Garisan serapan dan garis pancaran dalam spektrum galaksi mempunyai bentuk yang sama, oleh itu, bintang dan gas dalam cakera berputar pada kelajuan yang sama dalam arah yang sama. Apabila, dengan lokasi lorong debu gelap dalam cakera, adalah mungkin untuk memahami pinggir galaksi mana yang lebih dekat dengan kita, kita boleh mengetahui arah berpusing lengan lingkaran: dalam semua galaksi yang dikaji mereka ketinggalan. , iaitu, bergerak menjauhi pusat, lengan bengkok ke arah yang bertentangan dengan putaran arah.

Analisis lengkung putaran memungkinkan untuk menentukan jisim galaksi. Dalam kes paling mudah, menyamakan daya graviti dengan daya emparan, kita memperoleh jisim galaksi di dalam orbit bintang: M = rV r 2 /G, di mana G ialah pemalar graviti. Analisis pergerakan bintang persisian memungkinkan untuk menganggarkan jumlah jisim. Galaxy kita mempunyai jisim lebih kurang. 210 11 jisim suria, untuk Andromeda Nebula 410 11 , untuk Awan Magellan Besar - 1510 9 . Jisim galaksi cakera adalah lebih kurang berkadar dengan kecerahannya ( L), jadi nisbah M/L mereka mempunyai hampir sama dan untuk kecerahan dalam sinar biru adalah sama M/L 5 dalam unit jisim dan kecerahan Matahari.

Jisim galaksi sferoid boleh dianggarkan dengan cara yang sama, dengan mengambil alih kelajuan putaran cakera daripada kelajuan gerakan huru-hara bintang dalam galaksi (  v), yang diukur dengan lebar garis spektrum dan dipanggil serakan halaju: M  R v 2 /G, di mana R ialah jejari galaksi (teorem virus). Serakan halaju bintang dalam galaksi elips biasanya dari 50 hingga 300 km/s, dan jisim adalah daripada 10 9 jisim suria dalam sistem kerdil hingga 10 12 dalam jisim gergasi.

pelepasan radio Bima Sakti telah ditemui oleh K. Jansky pada tahun 1931. Peta radio pertama Bima Sakti diterima oleh G. Reber pada tahun 1945. Sinaran ini datang dalam pelbagai panjang gelombang  atau frekuensi  = c/ , daripada beberapa megahertz (   100 m) sehingga berpuluh-puluh gigahertz (   1 cm), dan dipanggil "berterusan". Beberapa proses fizikal bertanggungjawab untuknya, yang paling penting ialah sinaran synchrotron elektron antara bintang yang bergerak hampir pada kelajuan cahaya dalam medan magnet antara bintang yang lemah. Pada tahun 1950, sinaran berterusan pada panjang gelombang 1.9 m ditemui oleh R. Brown dan C. Hazard (Jodrell Bank, England) dari Nebula Andromeda, dan kemudian dari banyak galaksi lain. Galaksi biasa, seperti kita atau M 31, adalah sumber gelombang radio yang lemah. Mereka memancarkan dalam julat radio hampir tidak sepersejuta kuasa optik mereka. Tetapi dalam beberapa galaksi yang luar biasa, sinaran ini jauh lebih kuat. "Galaksi radio" terdekat Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) dan Perseus A (NGC 1275) mempunyai kecerahan radio 10–4 10–3 daripada optik. Dan untuk objek yang jarang ditemui, seperti galaksi radio Cygnus A, nisbah ini hampir kepada perpaduan. Hanya beberapa tahun selepas penemuan sumber radio berkuasa ini, adalah mungkin untuk mencari galaksi samar yang dikaitkan dengannya. Banyak sumber radio yang lemah, mungkin dikaitkan dengan galaksi jauh, belum dikenal pasti dengan objek optik.

Berapakah jarak ke galaksi terdekat? 12 Mac 2013

Para saintis buat kali pertama dapat mengukur jarak tepat ke galaksi terdekat dari kami. Galaksi kerdil ini dikenali sebagai Awan Magellan Besar. Ia terletak pada jarak 163 ribu tahun cahaya dari kita, atau 49.97 kiloparsec, tepatnya.

Galaxy Awan Magellan Besar perlahan-lahan terapung di angkasa lepas, memintas galaksi kita Bima Sakti sekeliling seperti bulan beredar mengelilingi bumi.

Awan besar gas di sekeliling galaksi perlahan-lahan hilang, mengakibatkan pembentukan bintang baharu yang menerangi ruang antara bintang dengan cahayanya, mencipta landskap kosmik berwarna-warni yang terang. Landskap ini diambil gambar oleh teleskop angkasa Hubble.

Galaksi kecil Awan Magellan Besar termasuk Tarantula Nebula - buaian bintang paling terang di angkasa di kawasan kejiranan kita - telah dilihat tanda-tanda pembentukan bintang baharu.

Para saintis dapat melakukan pengiraan dengan memerhatikan pasangan bintang yang jarang ditemui dan rapat yang dikenali sebagai gerhana bintang binari. Pasangan bintang ini terikat secara graviti bersama-sama, dan apabila salah satu bintang melebihi bintang yang lain, seperti yang dilihat oleh pemerhati dari Bumi, kecerahan keseluruhan sistem berkurangan.

Jika anda membandingkan kecerahan bintang, anda boleh mengira jarak tepat kepada mereka dengan ketepatan yang luar biasa dengan cara ini.

Menentukan jarak tepat ke objek angkasa adalah sangat penting untuk memahami saiz dan umur Alam Semesta kita. Setakat ini, persoalannya masih terbuka: apakah saiz Alam Semesta kita, tiada seorang pun saintis boleh mengatakan dengan pasti.

Apabila ahli astronomi telah dapat mencapai ketepatan sedemikian dalam menentukan jarak di angkasa, mereka akan dapat melihat objek yang lebih jauh dan, akhirnya, akan dapat mengira saiz alam semesta.

Selain itu, ciri baharu akan membolehkan kita menentukan kadar pengembangan Alam Semesta kita dengan lebih tepat, serta mengira dengan lebih tepat Pemalar Hubble. Pekali ini dinamakan sempena Edwin P. Hubble, ahli astronomi Amerika yang membuktikan pada tahun 1929 bahawa alam semesta kita sentiasa berkembang sejak awal kewujudannya.

jarak antara galaksi

Galaksi Awan Magellan Besar ialah galaksi kerdil yang paling hampir dengan kita, tetapi galaksi terbesar dalam saiz dianggap sebagai jiran kita. Galaksi lingkaran Andromeda, yang terletak pada jarak kira-kira 2.52 juta tahun cahaya dari kita.

Jarak antara galaksi kita dan galaksi Andromeda semakin mengecil. Mereka menghampiri satu sama lain pada kelajuan kira-kira 100-140 kilometer sesaat, walaupun mereka akan bertemu tidak lama lagi, atau lebih tepat, dalam 3-4 bilion tahun.

Mungkin inilah rupa langit malam bagi pemerhati duniawi dalam beberapa bilion tahun.

Oleh itu, jarak antara galaksi boleh sangat berbeza pada peringkat masa yang berbeza, kerana ia sentiasa dalam dinamik.

Skala alam semesta

Alam Semesta yang boleh dilihat mempunyai diameter yang luar biasa, iaitu berbilion, dan mungkin berpuluh bilion tahun cahaya. Banyak objek yang boleh kita lihat dengan teleskop tidak lagi ada atau kelihatan berbeza sama sekali, kerana cahaya di hadapannya adalah sangat panjang.

Siri ilustrasi yang dicadangkan akan membantu anda membayangkan sekurang-kurangnya secara umum skala alam semesta kita.

Sistem suria dengan objek terbesarnya (planet dan planet kerdil)

Matahari (tengah) dan bintang terdekat

Galaksi Bima Sakti menunjukkan kumpulan sistem bintang yang paling hampir dengan sistem suria

Sekumpulan galaksi berdekatan, termasuk lebih daripada 50 galaksi, yang bilangannya sentiasa meningkat apabila galaksi baharu ditemui.

Superkluster tempatan galaksi (Virgo Supercluster). Saiz - kira-kira 200 juta tahun cahaya

Kumpulan supercluster galaksi

Alam Semesta Terlihat

Sains

Para saintis buat kali pertama dapat mengukur jarak yang tepat ke galaksi terdekat kita. Galaksi kerdil ini dikenali sebagai Awan Magellan Besar. Ia terletak agak jauh dari kami 163 ribu tahun cahaya atau 49.97 kiloparsec tepatnya.

Galaxy Awan Magellan Besar perlahan-lahan terapung di angkasa lepas, memintas galaksi kita Bima Sakti sekeliling seperti Bulan beredar mengelilingi bumi.

Awan besar gas di kawasan galaksi perlahan-lahan melesap, mengakibatkan pembentukan bintang baru, yang menerangi ruang antara bintang dengan cahayanya, mencipta landskap angkasa yang berwarna-warni terang. Landskap ini diambil gambar oleh teleskop angkasa Hubble.

Galaksi kecil Awan Magellan Besar termasuk nebula tarantula- buaian bintang paling terang di angkasa di kawasan kejiranan kami - tanda-tanda pembentukan bintang baru.

Para saintis dapat melakukan pengiraan dengan memerhatikan pasangan bintang yang jarang ditemui dan rapat yang dikenali sebagai gerhana bintang binari. Pasangan bintang ini secara graviti bersambung antara satu sama lain, dan apabila salah satu daripada bintang melebihi bintang yang lain, seperti yang dilihat oleh pemerhati dari Bumi, kecerahan keseluruhan sistem berkurangan.

Jika anda membandingkan kecerahan bintang, anda boleh mengira jarak tepat kepada mereka dengan ketepatan yang luar biasa dengan cara ini.

Menentukan jarak tepat ke objek angkasa adalah sangat penting untuk memahami saiz dan umur Alam Semesta kita. Walaupun soalan masih terbuka: betapa besarnya alam semesta kita Tiada saintis boleh mengatakan dengan pasti.

Selepas ahli astronomi berjaya mencapai ketepatan sedemikian dalam menentukan jarak di angkasa, mereka akan dapat menangani objek yang lebih jauh dan akhirnya dapat mengira saiz alam semesta.

Selain itu, ciri baharu akan membolehkan kita menentukan kadar pengembangan Alam Semesta kita dengan lebih tepat, serta mengira dengan lebih tepat Pemalar Hubble. Nisbah ini dinamakan sempena Edwin P. Hubble, seorang ahli astronomi Amerika yang pada tahun 1929 membuktikan bahawa kita Alam semesta sentiasa berkembang sejak awal kewujudannya..

jarak antara galaksi

Awan Magellan Besar ialah galaksi yang paling dekat dengan kita. galaksi kerdil, tetapi galaksi besar - jiran kita dianggap Galaksi lingkaran Andromeda, yang terletak pada jarak kira-kira 2.52 juta tahun cahaya.

Jarak antara galaksi kita dan galaksi Andromeda semakin berkurangan. Mereka menghampiri satu sama lain dengan kelajuan kira-kira 100-140 kilometer sesaat, walaupun mereka akan bertemu tidak lama lagi, atau lebih tepat lagi, melalui 3-4 bilion tahun.

Mungkin inilah rupa langit malam bagi pemerhati duniawi dalam beberapa bilion tahun.

Jarak antara galaksi adalah demikian boleh jadi sangat berbeza pada peringkat masa yang berbeza, kerana mereka sentiasa dalam dinamik.

Skala alam semesta

Alam semesta yang kelihatan mempunyai diameter luar biasa, iaitu berbilion, dan mungkin berpuluh bilion tahun cahaya. Banyak objek yang boleh kita lihat dengan teleskop tidak lagi ada atau kelihatan berbeza sama sekali, kerana cahaya di hadapannya adalah sangat panjang.

Siri ilustrasi yang dicadangkan akan membantu anda membayangkan sekurang-kurangnya secara umum skala alam semesta kita.

Sistem suria dengan objek terbesarnya (planet dan planet kerdil)

Matahari (tengah) dan bintang terdekat

Galaksi Bima Sakti menunjukkan kumpulan sistem bintang yang paling hampir dengan sistem suria

Sekumpulan galaksi berdekatan, termasuk lebih daripada 50 galaksi, yang bilangannya sentiasa meningkat apabila galaksi baharu ditemui.

Superkluster tempatan galaksi (Virgo Supercluster). Saiz - kira-kira 200 juta tahun cahaya

Kumpulan supercluster galaksi

Alam Semesta Terlihat

Memahami bagaimana dan bila galaksi, bintang dan planet boleh muncul, saintis telah hampir merungkai salah satu misteri utama Alam Semesta. mereka berhujah bahawa akibat daripada letupan besar - dan, seperti yang kita sedia maklum, ia berlaku 15-20 bilion tahun yang lalu (lihat "Sains dan Kehidupan" No.) - betul-betul bahan seperti itu timbul dari mana benda-benda angkasa dan gugusan mereka boleh kemudiannya bentuk .

Nebula gas planet Cincin dalam buruj Lyra.

Nebula Ketam dalam buruj Taurus.

Nebula Besar Orion.

Gugusan bintang Pleiades dalam buruj Taurus.

Nebula Andromeda ialah salah satu jiran terdekat galaksi kita.

Satelit Galaksi kita ialah gugusan galaksi bintang: Kecil (di atas) dan Awan Magellan Besar.

Galaksi elips dalam buruj Centaurus dengan lorong debu yang luas. Ia kadang-kadang dipanggil Cigar.

Salah satu galaksi lingkaran terbesar, boleh dilihat dari Bumi melalui teleskop berkuasa.

Sains dan kehidupan // Ilustrasi

Galaksi kita - Bima Sakti - mempunyai berbilion bintang, dan semuanya bergerak di sekitar pusatnya. Dalam karusel galaksi yang besar ini, bukan sahaja bintang berputar. Terdapat juga bintik berkabus, atau nebula. Tidak banyak daripada mereka yang dapat dilihat dengan mata kasar. Seperkara lagi, jika anda melihat langit berbintang melalui teropong atau teleskop. Apakah jenis kabus kosmik yang akan kita lihat? Kumpulan kecil bintang yang jauh yang tidak dapat dilihat secara individu, atau sesuatu yang sama sekali berbeza?

Hari ini, ahli astronomi tahu apa itu nebula tertentu. Ternyata mereka berbeza sama sekali. Terdapat nebula yang diperbuat daripada gas dan diterangi oleh bintang. Selalunya mereka berbentuk bulat, yang mana ia dipanggil planet. Kebanyakan nebula ini terbentuk hasil daripada evolusi bintang besar yang sudah tua. Contoh "sisa berkabus" supernova (kami akan memberitahu anda lebih lanjut tentang apa itu) ialah Nebula Ketam dalam buruj Taurus. Nebula seperti ketam ini agak muda. Adalah diketahui bahawa dia dilahirkan pada tahun 1054. Terdapat nebula dan lebih tua, umur mereka berpuluh-puluh dan ratusan ribu tahun.

Nebula planet dan sisa-sisa supernova yang pernah meletup boleh dipanggil nebula monumen. Tetapi nebula lain juga diketahui, di mana bintang tidak keluar, tetapi, sebaliknya, dilahirkan dan membesar. Seperti itu, sebagai contoh, adalah nebula yang kelihatan dalam buruj Orion, ia dipanggil Nebula Besar Orion.

Nebula, yang merupakan gugusan bintang, ternyata berbeza sama sekali daripada mereka. Gugusan Pleiades jelas kelihatan dengan mata kasar dalam buruj Taurus. Melihatnya, sukar untuk membayangkan bahawa ini bukan awan gas, tetapi ratusan dan ribuan bintang. Terdapat juga lebih banyak kumpulan "kaya" yang terdiri daripada ratusan ribu atau bahkan berjuta-juta bintang! "Bola" bintang sedemikian dipanggil gugusan bintang globular. Sekumpulan "bola" sedemikian mengelilingi Bima Sakti.

Kebanyakan gugusan bintang dan nebula yang boleh dilihat dari Bumi, walaupun ia terletak pada jarak yang sangat jauh dari kita, masih tergolong dalam Galaksi kita. Sementara itu, terdapat bintik-bintik berkabus yang sangat jauh, yang ternyata bukan gugusan bintang, bukan nebula, tetapi keseluruhan galaksi!

Jiran galaksi kami yang paling terkenal ialah Andromeda Nebula dalam buruj Andromeda. Apabila dilihat dengan mata kasar, ia kelihatan seperti tompok berjerebu. Dan dalam gambar yang diambil dengan teleskop besar, Andromeda Nebula muncul sebagai galaksi yang indah. Melalui teleskop, kita melihat bukan sahaja banyak bintang konstituennya, tetapi juga cabang bintang yang muncul dari tengah, yang dipanggil "spiral" atau "lengan". Dari segi saiz, jiran kita lebih besar daripada Bima Sakti, diameternya kira-kira 130 ribu tahun cahaya.

Nebula Andromeda ialah galaksi lingkaran yang paling dekat dengan kita dan galaksi lingkaran terbesar yang diketahui. Pancaran cahaya pergi darinya ke Bumi "hanya" kira-kira dua juta tahun cahaya. Jadi, jika kita ingin menyambut "Andromedans" dengan memberi isyarat kepada mereka dengan sorotan yang terang, mereka akan tahu tentang usaha kita dalam hampir dua juta tahun! Dan jawapan daripada mereka akan datang kepada kita selepas masa yang sama, iaitu, bolak-balik - kira-kira empat juta tahun. Contoh ini membantu membayangkan sejauh mana Nebula Andromeda dari planet kita.

Dalam gambar-gambar Andromeda Nebula, bukan sahaja galaksi itu sendiri, tetapi juga beberapa satelitnya dapat dilihat dengan jelas. Sudah tentu, satelit galaksi tidak sama sekali dengan, sebagai contoh, planet - satelit Matahari atau Bulan - satelit Bumi. Satelit galaksi juga adalah galaksi, hanya "kecil", yang terdiri daripada berjuta-juta bintang.

Terdapat satelit di galaksi kita. Terdapat beberapa dozen daripadanya, dan dua daripadanya boleh dilihat dengan mata kasar di langit Hemisfera Selatan Bumi. Orang Eropah pertama kali melihat mereka semasa mengelilingi Magellan. Mereka menyangka ia adalah sejenis awan dan menamakannya Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil.

Satelit Galaxy kita, sudah tentu, lebih dekat dengan Bumi daripada Nebula Andromeda. Cahaya dari Awan Magellan Besar hanya mengambil masa 170,000 tahun untuk sampai kepada kita. Sehingga baru-baru ini, galaksi ini dianggap sebagai satelit terdekat Bima Sakti. Tetapi baru-baru ini, ahli astronomi telah menemui satelit dan lebih dekat, namun, ia jauh lebih kecil daripada Awan Magellan, dan tidak dapat dilihat dengan mata kasar.

Meneliti "potret" beberapa galaksi, ahli astronomi mendapati bahawa di antaranya terdapat yang tidak serupa dengan Bima Sakti dalam struktur dan bentuk. Terdapat juga banyak galaksi sebegitu - ini adalah kedua-dua galaksi yang cantik dan galaksi tidak berbentuk sama sekali, serupa, contohnya, dengan Awan Magellan.

Kurang daripada seratus tahun telah berlalu sejak ahli astronomi membuat penemuan yang menakjubkan: galaksi yang jauh berselerak satu dari yang lain ke semua arah. Untuk memahami bagaimana ini berlaku, anda boleh menggunakan belon dan melakukan percubaan paling mudah dengannya.

Gunakan dakwat, pen atau cat untuk melukis bulatan kecil atau coretan untuk mewakili galaksi pada belon. Apabila anda mula meniup belon, "galaksi" yang dilukis akan menyimpang lebih jauh dan lebih jauh antara satu sama lain. Inilah yang berlaku di alam semesta.

Galaksi bergegas, bintang dilahirkan, hidup dan mati di dalamnya. Dan bukan sahaja bintang, tetapi juga planet, kerana di Alam Semesta mungkin terdapat banyak sistem bintang yang serupa dan tidak seperti sistem suria kita, yang dilahirkan di Galaxy kita. Baru-baru ini, ahli astronomi telah menemui kira-kira 300 planet yang bergerak mengelilingi bintang lain.