Største galakse nærmest Melkeveien. Størrelser og avstander til galakser

Delt på sosiale grupper, vil Melkeveisgalaksen vår tilhøre en sterk "middelklasse". Så den tilhører den vanligste typen galakse, men samtidig er den ikke gjennomsnittlig i størrelse eller masse. Det er flere galakser som er mindre enn Melkeveien enn de som er større enn den. Vår «stjerneøy» har også minst 14 satellitter – andre dverggalakser. De er dømt til å sirkle rundt Melkeveien til de blir fortæret av den, eller fly vekk fra en intergalaktisk kollisjon. Vel, så langt er dette det eneste stedet hvor livet absolutt eksisterer - det vil si at vi er med deg.

Men Melkeveien er fortsatt den mest mystiske galaksen i universet: Vi er på kanten av "stjerneøya" og ser bare en del av dens milliarder av stjerner. Og galaksen er helt usynlig - den er dekket med tette ermer av stjerner, gass og støv. Fakta og hemmeligheter til Melkeveien vil bli diskutert i dag.

GALAKSER, «extragalactic nebulae» eller «øyuniverser», er gigantiske stjernesystemer som også inneholder interstellar gass og støv. Solsystemet er en del av galaksen vår – Melkeveien. Hele verdensrommet, i den grad de kraftigste teleskopene kan trenge gjennom, er fylt med galakser. Astronomer teller minst en milliard av dem. Den nærmeste galaksen ligger i en avstand på omtrent 1 million lysår fra oss. år (10 19 km), og til de fjerneste galaksene registrert av teleskoper - milliarder av lysår. Studiet av galakser er en av astronomiens mest ambisiøse oppgaver.

Historiereferanse. De lyseste og nærmeste ytre galaksene til oss - de magellanske skyene - er synlige for det blotte øye på den sørlige halvkule av himmelen og var kjent for araberne så tidlig som på 1000-tallet, så vel som den lyseste galaksen på den nordlige halvkule - den store tåken i Andromeda. Med gjenoppdagelsen av denne tåken i 1612 ved hjelp av et teleskop av den tyske astronomen S. Marius (1570–1624), startet den vitenskapelige studien av galakser, tåker og stjernehoper. Mange tåker ble oppdaget av forskjellige astronomer på 1600- og 1700-tallet; da ble de betraktet som skyer av lysende gass.

Konseptet med stjernesystemer utenfor galaksen ble først diskutert av filosofer og astronomer på 1700-tallet: E. Swedenborg (1688–1772) i Sverige, T. Wright (1711–1786) i England, I. Kant (1724–1804) i Preussen, og .Lambert (1728–1777) i Alsace og W. Herschel (1738–1822) i England. Imidlertid først i det første kvartalet av 1900-tallet. eksistensen av "øyuniverser" ble utvetydig bevist, hovedsakelig på grunn av arbeidet til de amerikanske astronomene G. Curtis (1872-1942) og E. Hubble (1889-1953). De beviste at avstandene til de lyseste, og dermed de nærmeste "hvite tåkene" er mye større enn størrelsen på galaksen vår. Mellom 1924 og 1936 presset Hubble grensen for galakseutforskning fra nærliggende systemer til grensene for Mount Wilson-observatoriets 2,5-meters teleskop, dvs. opptil flere hundre millioner lysår.

I 1929 oppdaget Hubble forholdet mellom avstanden til en galakse og dens hastighet. Dette forholdet, Hubbles lov, har blitt observasjonsgrunnlaget for moderne kosmologi. Etter slutten av andre verdenskrig startet en aktiv studie av galakser ved hjelp av nye store teleskoper med elektroniske lysforsterkere, automatiske målemaskiner og datamaskiner. Deteksjonen av radioutslipp fra våre og andre galakser har gitt ny mulighetå studere universet og førte til oppdagelsen av radiogalakser, kvasarer og andre manifestasjoner av aktivitet i galaksens kjerner. Ekstraatmosfæriske observasjoner fra styret av geofysiske raketter og satellitter gjorde det mulig å oppdage røntgenstråler fra kjernene til aktive galakser og klynger av galakser.

Ris. 1. Klassifisering av galakser i henhold til Hubble

Den første katalogen over "tåker" ble utgitt i 1782 av den franske astronomen C. Messier (1730-1817). Denne listen inkluderer både stjernehoper og gasståker i vår galakse, så vel som ekstragalaktiske objekter. Messier objektnummer er fortsatt i bruk i dag; Messier 31 (M 31) er for eksempel den berømte Andromedatåken, den nærmeste store galaksen som er observert i stjernebildet Andromeda.

En systematisk undersøkelse av himmelen, startet av W. Herschel i 1783, førte ham til oppdagelsen av flere tusen tåker på den nordlige himmelen. Dette arbeidet ble videreført av sønnen J. Herschel (1792-1871), som gjorde observasjoner på den sørlige halvkule ved Kapp det gode håp (1834-1838) og publisert i 1864 Generell katalog 5 tusen tåker og stjernehoper. I andre halvdel av 1800-tallet nyoppdagede gjenstander ble lagt til disse gjenstandene, og J. Dreyer (1852–1926) publiserte i 1888 Ny delt katalog (Ny generell katalog - NGC), inkludert 7814 objekter. Med utgivelsen i 1895 og 1908 av ytterligere to katalog-indeks(IC) antallet oppdagede tåker og stjernehoper oversteg 13 tusen. Betegnelsen i henhold til NGC- og IC-katalogene har siden blitt generelt akseptert. Så Andromedatåken er betegnet enten M 31 eller NGC 224. En egen liste over 1249 galakser lysere enn 13. størrelsesorden, basert på en fotografisk undersøkelse av himmelen, ble satt sammen av H. Shapley og A. Ames fra Harvard Observatory i 1932.

Dette arbeidet har blitt betydelig utvidet av den første (1964), andre (1976) og tredje (1991) utgaven. Referansekatalog over lyse galakser J. de Vaucouleurs med ansatte. Mer omfattende, men mindre detaljerte kataloger basert på visning av fotografiske himmelundersøkelsesplater ble publisert på 1960-tallet av F. Zwicky (1898-1974) i USA og B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) i USSR. De inneholder ca. 30 tusen galakser opp til 15. størrelsesorden. En lignende undersøkelse av den sørlige himmelen ble nylig fullført med 1-meters Schmidt-kameraet til European Southern Observatory i Chile og det britiske 1,2-meters Schmidt-kameraet i Australia.

Det er for mange galakser som er svakere enn 15. størrelsesorden til å lage en liste over dem. I 1967 ble resultatene av å telle galakser lysere enn magnitude 19 (nord for deklinasjon 20) publisert av C. Shein og K. Virtanen på platene til 50-cm astrografen til Lick Observatory. Slike galakser viste seg å være ca. 2 millioner, ikke medregnet de som er skjult for oss av Melkeveiens brede støvvei. Og tilbake i 1936 telte Hubble ved Mount Wilson-observatoriet antall galakser opp til 21. størrelsesorden i flere små områder fordelt jevnt over himmelsfæren (nord for deklinasjonen 30). I følge disse dataene er det mer enn 20 millioner galakser på hele himmelen som er lysere enn 21. størrelsesorden.

Klassifisering. Det er galakser av forskjellige former, størrelser og lysstyrker; noen av dem er isolerte, men de fleste har naboer eller satellitter som utøver gravitasjonspåvirkning på dem. Som regel er galakser stille, men aktive blir ofte funnet. I 1925 foreslo Hubble en klassifisering av galakser basert på deres utseende. Det ble senere foredlet av Hubble og Shapley, deretter av Sandage, og til slutt av Vaucouleur. Alle galakser i den er delt inn i 4 typer: elliptiske, linseformede, spiralformede og uregelmessige.

Elliptisk(E) galakser har form som ellipser i fotografier uten skarpe grenser og klare detaljer. Lysstyrken deres øker mot midten. Dette er roterende ellipsoider som består av gamle stjerner; deres tilsynelatende form avhenger av orienteringen til observatørens synslinje. Sett fra kanten når forholdet mellom lengdene til ellipsens korte og lange akser  5/10 (angitt E5).

Ris. 2 Elliptisk Galaxy ESO 325-G004

Linseformet(L eller S 0) galakser ligner elliptiske, men i tillegg til den kuleformede komponenten har de en tynn, raskt roterende ekvatorialskive, noen ganger med ringlignende strukturer som ringene til Saturn. Sett på kanten ser linseformede galakser mer komprimerte ut enn elliptiske: forholdet mellom aksene deres når 2/10.

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

Spiral(S) galakser består også av to komponenter – kuleformede og flate, men med en mer eller mindre utviklet spiralstruktur i skiven. Langs sekvensen av undertyper Sa, Sb, sc, SD(fra "tidlige" til "sene" spiraler), spiralarmene blir tykkere, mer komplekse og mindre vridd, og sfæroiden (sentral kondens, eller utbulning) reduseres. Edge-on spiralgalakser har ikke spiralarmer, men galaksetypen kan bestemmes ut fra den relative lysstyrken til bulen og skiven.

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

Feil(Jeg) galakser er av to hovedtyper: Magellansk type, dvs. type Magellanske skyer, fortsetter sekvensen av spiraler fra sm før Jeg er, og ikke-magellansk type Jeg 0, som har kaotiske mørke støvbaner over en sfæroidal eller skivestruktur som en linseformet eller tidlig spiralstruktur.

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

Typer L og S er delt inn i to familier og to arter, avhengig av tilstedeværelse eller fravær av en passasje gjennom sentrum og kryssing av disken lineær struktur (bar), samt en sentralt symmetrisk ring.

Ris. 2. Datamodell av Melkeveien-galaksen.

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

Ris. 1. TRE-DIMENSJONELL KLASSIFISERING AV GALAKSER. Hovedtyper: E, L, S, I er i serie fra E før Jeg er; vanlige familier EN og krysset B; snill s og r. De sirkulære diagrammene nedenfor er et tverrsnitt av hovedkonfigurasjonen i området for spiral- og linseformede galakser.

Ris. 2. GRUNNLEGGENDE FAMILIER OG SPIRALTYPER på delen av hovedkonfigurasjonen i området Sb.

Det finnes andre klassifiseringsskjemaer for galakser basert på finere morfologiske detaljer, men en objektiv klassifisering basert på fotometriske, kinematiske og radiomålinger er ennå ikke utviklet.

Sammensatt. To strukturelle komponenter– sfæroid og disk – gjenspeiler forskjellen i stjernepopulasjonen i galakser, oppdaget i 1944 av den tyske astronomen W. Baade (1893–1960).

Befolkning I, tilstede i uregelmessige galakser og spiralarmer, inneholder blå kjemper og superkjemper av spektralklassene O og B, røde superkjemper av klassene K og M, og interstellar gass og støv med lyse områder av ionisert hydrogen. Den inneholder også hovedsekvensstjerner med lav masse som er synlige nær Solen, men som ikke kan skilles i fjerne galakser.

Befolkning II, tilstede i elliptiske og linseformede galakser, så vel som i de sentrale områdene av spiraler og i kulehoper, inneholder røde kjemper fra G5 til K5-klassen, underkjemper og sannsynligvis subdverger; den inneholder planetariske tåker og utbrudd av novaer (fig. 3). På fig. Figur 4 viser forholdet mellom spektralklassene (eller fargen) til stjerner og deres lysstyrke i forskjellige populasjoner.

Ris. 3. STJERNEBEFOLKNINGER. Et bilde av spiralgalaksen Andromeda-tåken viser at blå kjemper og superkjemper i populasjon I er konsentrert i skiven, og den sentrale delen består av røde stjerner i populasjon II. Satellittene til Andromedatåken er også synlige: galaksen NGC 205 ( på bunnen) og M 32 ( øverst til venstre). De lyseste stjernene på dette bildet tilhører galaksen vår.

Ris. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL DIAGRAM, som viser forholdet mellom spektralklassen (eller fargen) og lysstyrken til stjerner annen type. I: Populasjon I unge stjerner som er typiske for spiralarmer. II: gamle stjerner Populasjon I; III: Gamle Population II-stjerner, typiske for kulehoper og elliptiske galakser.

I utgangspunktet ble elliptiske galakser antatt å inneholde bare populasjon II, og irregulære galakser bare populasjon I. Det viste seg imidlertid at galakser vanligvis inneholder en blanding av to stjernepopulasjoner i forskjellige proporsjoner. Detaljert analyse populasjoner er bare mulig for noen få galakser i nærheten, men målinger av fargen og spekteret til fjerne systemer viser at forskjellen i deres stjernepopulasjoner kan være mer signifikant enn Baade trodde.

Avstand. Målingen av avstander til fjerne galakser er basert på den absolutte avstandsskalaen til stjernene i vår galakse. Den er installert på flere måter. Den mest grunnleggende er metoden for trigonometriske parallakser, som opererer opp til avstander på 300 sv. år. Andre metoder er indirekte og statistiske; de er basert på studiet av riktige bevegelser, radielle hastigheter, lysstyrke, farge og spekter av stjerner. Basert på dem, de absolutte verdiene til New og variabler av typen RR Lyrae og  Cepheus, som blir de primære indikatorene på avstanden til de nærmeste galaksene der de er synlige. kulehoper, lyseste stjerner og emisjonståkene til disse galaksene blir sekundære indikatorer og gjør det mulig å bestemme avstandene til fjernere galakser. Til slutt brukes diametrene og lysstyrkene til selve galaksene som tertiære indikatorer. Som et mål på avstand bruker astronomer vanligvis forskjellen mellom den tilsynelatende størrelsen på et objekt m og dens absolutte størrelse M; denne verdien ( m-M) kalles "tilsynelatende avstandsmodul". For å vite den sanne avstanden, må den korrigeres for lysabsorpsjon. interstellart støv. I dette tilfellet når feilen vanligvis 10–20 %.

Den ekstragalaktiske avstandsskalaen revideres fra tid til annen, noe som betyr at andre parametere for galakser som er avhengig av avstand også endres. I tabellen. 1 viser de mest nøyaktige avstandene til de nærmeste gruppene av galakser i dag. Til fjernere galakser milliarder av lysår unna, estimeres avstandene med lav nøyaktighet ved deres rødforskyvning ( se nedenfor: Rødforskyvningens natur).

Lysstyrke. Måling av overflatelysstyrken til en galakse gir den totale lysstyrken til stjernene per arealenhet. Endringen i overflatelysstyrke med avstand fra sentrum karakteriserer strukturen til galaksen. Elliptiske systemer, som de mest regelmessige og symmetriske, har blitt studert mer detaljert enn andre; generelt er de beskrevet av en enkelt lysstyrkelov (fig. 5, en):

Ris. 5. LYSFORDELING AV GALAKSER. en– elliptiske galakser (vist er logaritmen av overflatelysstyrke avhengig av den fjerde roten av den reduserte radiusen ( r/r e) 1/4, hvor r er avstanden fra sentrum, og r e er den effektive radiusen som inneholder halvparten av galaksens totale lysstyrke); b– linseformet galakse NGC 1553; i- tre normale spiralgalakser (den ytre delen av hver linjer rette, som indikerer en eksponentiell avhengighet av lysstyrke på avstand).

Data om lentikulære systemer er ikke så fullstendige. Lysstyrkeprofilene deres (fig. 5, b) skiller seg fra profilene til elliptiske galakser og har tre hovedområder: kjerne, linse og konvolutt. Disse systemene ser ut til å være mellomliggende mellom elliptiske og spiralformede systemer.

Spiraler er veldig forskjellige, deres struktur er kompleks, og det er ingen enkelt lov for fordelingen av deres lysstyrke. Imidlertid ser det ut til at i enkle spiraler langt fra kjernen, avtar overflatelysstyrken til skiven eksponentielt mot periferien. Målinger viser at lysstyrken til spiralarmene ikke er så høy som den ser ut til når man ser på fotografier av galakser. Armene legger ikke mer enn 20 % til lysstyrken til skiven i blå stråler og mye mindre i røde. Bidraget til lysstyrken fra bulen minker fra Sa til SD(fig. 5, i).

Ved å måle den tilsynelatende størrelsen på galaksen m og bestemme dens avstandsmodul ( m-M), beregne den absolutte verdien M. De lyseste galaksene, unntatt kvasarer, M -22, dvs. deres lysstyrke er nesten 100 milliarder ganger større enn solens. Og de minste galaksene M10, dvs. lysstyrke ca. 10 6 solenergi. Fordeling av antall galakser etter M, kalt "lysstyrkefunksjonen", - viktig egenskap den galaktiske befolkningen i universet, men det er ikke lett å nøyaktig bestemme den.

For galakser valgt opp til en viss begrenset synlig størrelse, vil lysstyrkefunksjonen til hver type separat fra E før sc nesten gaussisk (klokkeformet) med et gjennomsnitt absolutt verdi i blå stråler M m= 18,5 og dispersjon  0,8 (fig. 6). Men sen-type galakser fra SD før Jeg er og elliptiske dverger er svakere.

For et komplett utvalg av galakser i et gitt romvolum, for eksempel i en klynge, vokser lysstyrkefunksjonen bratt med avtagende lysstyrke, dvs. Antallet dverggalakser er mange ganger større enn antallet gigantiske.

Ris. 6. GALAXY LUMINOSITY FUNKSJON. en– prøven er lysere enn en begrenset synlig verdi; b er en full prøve på en viss stor plass. Legg merke til de aller fleste dvergsystemer med M B< -16.

Størrelsen. Siden stjernetettheten og lysstyrken til galakser gradvis faller utover, hviler spørsmålet om deres størrelse faktisk på evnene til teleskopet, på dets evne til å skille den svake gløden fra de ytre områdene av galaksen mot bakgrunnen av nattens glød. himmel. Moderne teknologi gjør det mulig å registrere områder av galakser med en lysstyrke mindre enn 1 % av lysstyrken på himmelen; dette er omtrent en million ganger lavere enn lysstyrken til galaksekjernene. I følge denne isofoten (linjer med lik lysstyrke), varierer diametrene til galakser fra flere tusen lysår til dvergsystemer opptil hundretusenvis av gigantiske. Som regel korrelerer diametrene til galakser godt med deres absolutte lysstyrke.

Spektralklasse og farge. Det første spektrogrammet til galaksen - Andromedatåken, oppnådd ved Potsdam-observatoriet i 1899 av J. Scheiner (1858–1913), ligner spekteret til solen med sine absorpsjonslinjer. Massestudiet av galaksespektrene begynte med opprettelsen av "raske" spektrografer med lav spredning (200–400 /mm); Senere har bruk av elektroniske bildeforsterkere gjort det mulig å øke spredningen til 20–100/mm. Morgans observasjoner ved Yerkes-observatoriet viste at til tross for den komplekse stjernesammensetningen til galakser, er deres spektre vanligvis nær spektrene til stjerner av en viss klasse fra EN før K, og det er en merkbar sammenheng mellom spekteret og den morfologiske typen til galaksen. Som regel klassespekteret EN har uregelmessige galakser Jeg er og spiraler sm og SD. klassespektre A–F ved spiralene SD og sc. Overfør fra sc til Sb ledsaget av en endring i spekteret fra F til F–G, og spiralene Sb og Sa, linseformede og elliptiske systemer har spektre G og K. Sant nok, senere viste det seg at strålingen fra galakser av spektraltypen EN består egentlig av en blanding av lys fra gigantiske stjerner av spektraltyper B og K.

I tillegg til absorpsjonslinjer viser mange galakser emisjonslinjer, som utslippståkene til Melkeveien. Vanligvis er dette hydrogenlinjer i Balmer-serien, for eksempel H  på  6563, dubletter av ionisert nitrogen (N II) på  6548 og 6583 og svovel (S II) på  6717 og 6731, ionisert oksygen (O II) på  3726 og 3729 og dobbeltionisert oksygen (O III) på  4959 og 5007. Intensiteten til utslippslinjene korrelerer vanligvis med mengden gass og supergigantiske stjerner i galaksens skiver: disse linjene er fraværende eller svært svake i elliptiske og linseformede galakser, men øker i spiralformede og irregulære galakser - fra Sa til Jeg er. I tillegg avtar intensiteten av utslippslinjene til grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen (N, O, S) og sannsynligvis den relative mengden av disse elementene fra kjernen til periferien av diskgalakser. Noen galakser har uvanlig sterke utslippslinjer i kjernene. I 1943 oppdaget K. Seifert en spesiell type galakser med svært brede linjer av hydrogen i kjernene, noe som indikerer deres høye aktivitet. Lysstyrken til disse kjernene og deres spektre endres med tiden. Generelt ligner kjernene til Seyfert-galakser kvasarer, selv om de ikke er like kraftige.

Langs den morfologiske sekvensen til galakser endres den integrerte indeksen til deres farge ( B-V), dvs. forskjellen mellom størrelsen på en galakse i blått B og gul V stråler. Gjennomsnitt Fargene til hovedtypene av galakser er som følger:

På denne skalaen tilsvarer 0,0 hvit farge, 0,5 - gulaktig, 1,0 - rødlig.

Med detaljert fotometri viser det seg vanligvis at fargen på galaksen endres fra kjernen til kanten, noe som indikerer en endring i stjernesammensetningen. De fleste galakser er blåere i de ytre områdene enn i kjernen; dette er mye mer merkbart i spiraler enn i elliptiske, siden diskene deres inneholder mange unge blå stjerner. Uregelmessige galakser, vanligvis blottet for en kjerne, er ofte blåere i midten enn ved kanten.

Rotasjon og masse. Rotasjonen av galaksen rundt en akse som går gjennom sentrum fører til en endring i bølgelengden til linjene i spekteret: linjene fra områdene i galaksen som nærmer seg oss, flyttes til den fiolette delen av spekteret, og fra den vikende regioner - til det røde (fig. 7). I henhold til Doppler-formelen er den relative endringen i bølgelengden til linjen   / = V r /c, hvor c er lysets hastighet, og V r er den radielle hastigheten, dvs. kildehastighetskomponent langs siktelinjen. Revolusjonsperiodene til stjerner rundt galaksenes sentre er hundrevis av millioner år, og hastigheten på deres banebevegelse når 300 km/s. Vanligvis når diskens rotasjonshastighet sin maksimale verdi ( V M) i en viss avstand fra sentrum ( r M), og reduseres deretter (fig. 8). Galaksen vår V M= 230 km/s på avstand r M= 40 tusen St. år fra sentrum:

Ris. 7. SPEKTRALINJER I GALAKSEN, roterer rundt aksen N, når spektrografspalten er orientert langs aksen ab. En linje fra den vikende kanten av galaksen ( b) avbøyes til den røde siden (R), og fra kanten som nærmer seg ( en) til ultrafiolett (UV).

Ris. 8. GALAKSE ROTASJONSKURVE. Roterende hastighet V r når sin maksimale verdi V M i det fjerne R M fra sentrum av galaksen og avtar deretter sakte.

Absorpsjonslinjene og emisjonslinjene i galaksespektrene har samme form, derfor roterer stjerner og gass i skiven med samme hastighet i samme retning. Når det ved plasseringen av mørke støvbaner i skiven er mulig å forstå hvilken kant av galaksen som er nærmere oss, kan vi finne ut retningen for vridning av spiralarmene: i alle de studerte galaksene henger de etter. , dvs. beveger seg bort fra midten, bøyer armen i motsatt retning av rotasjonsretningen.

En analyse av rotasjonskurven gjør det mulig å bestemme massen til galaksen. I det enkleste tilfellet, likestille tyngdekraften med sentrifugalkraft, får vi massen til galaksen inne i stjernens bane: M = rV r 2 /G, hvor G er gravitasjonskonstanten. En analyse av bevegelsen til perifere stjerner gjør det mulig å estimere bruttovekt. Galaksen vår har en masse på ca. 210 11 solmasser, for Andromedatåken 410 11, for den store magellanske skyen - 1510 9 . Massene av diskgalakser er omtrent proporsjonale med deres lysstyrke ( L), så forholdet M/L de har nesten det samme og for lysstyrken i blå stråler er lik M/L 5 i enheter for solens masse og lysstyrke.

Massen til en kuleformet galakse kan estimeres på samme måte, og tar i stedet for diskrotasjonshastigheten hastigheten til den kaotiske bevegelsen til stjerner i galaksen (  v), som måles ved bredden av spektrallinjene og kalles hastighetsspredningen: M  R v 2 /G, hvor R er galakseradius (virial teorem). Hastighetsspredningen til stjerner i elliptiske galakser er vanligvis fra 50 til 300 km/s, og massene er fra 10 9 solmasser i dvergsystemer til 10 12 i gigantiske.

radioutslipp Melkeveien ble oppdaget av K. Jansky i 1931. Det første radiokartet over Melkeveien ble mottatt av G. Reber i 1945. Denne strålingen kommer i et bredt spekter av bølgelengder  eller frekvenser  = c/ , fra flere megahertz (   100 m) opptil titalls gigahertz (   1 cm), og kalles "kontinuerlig". Flere fysiske prosesser er ansvarlige for det, den viktigste av disse er synkrotronstrålingen til interstellare elektroner som beveger seg nesten med lysets hastighet i et svakt interstellart magnetfelt. I 1950 ble kontinuerlig stråling ved en bølgelengde på 1,9 m oppdaget av R. Brown og C. Hazard (Jodrell Bank, England) fra Andromedatåken, og deretter fra mange andre galakser. Normale galakser, som vår eller M 31, er svake kilder til radiobølger. De stråler i radiorekkevidden knapt en milliondel av sin optiske kraft. Men i noen uvanlige galakser er denne strålingen mye sterkere. De nærmeste "radiogalaksene" Jomfru A (M 87), Centaur A (NGC 5128) og Perseus A (NGC 1275) har en radiolysstyrke på 10–4 10–3 av den optiske. Og for sjeldne objekter, som Cygnus A-radiogalaksen, er dette forholdet nær enhet. Bare noen få år etter oppdagelsen av denne kraftige radiokilden var det mulig å finne en svak galakse knyttet til den. Mange svake radiokilder, sannsynligvis assosiert med fjerne galakser, har ennå ikke blitt identifisert med optiske objekter.

Hva er avstanden til nærmeste galakse? 12. mars 2013

For første gang klarte forskere å måle den nøyaktige avstanden til nærmeste galakse fra oss. Denne dverggalaksen er kjent som Stor magellansk sky. Den ligger i en avstand på 163 tusen lysår fra oss, eller 49,97 kiloparsecs, for å være nøyaktig.

Galaxy Large Magellanic Cloud flyter sakte inn verdensrommet sirkler rundt galaksen vår Melkeveien rundt som månen kretser rundt jorden.

Enorme skyer av gass rundt galaksen forsvinner sakte, noe som resulterer i dannelsen av nye stjerner som lyser opp det interstellare rommet med sitt lys, og skaper lyse fargerike kosmiske landskap. Disse landskapene ble fotografert av et romteleskop "Hubble".

Den lille galaksen Stor magellansk sky inkluderer Taranteltåken – den lyseste stjernevuggen i rommet i nabolaget vårt – det har blitt sett tegn på dannelsen av nye stjerner.

Forskere var i stand til å gjøre beregningene ved å observere sjeldne, nære par stjerner kjent som formørkende binære stjerner. Disse stjerneparene er gravitasjonsmessig bundet sammen, og når en av stjernene overstråler den andre, sett av en observatør fra Jorden, synker den generelle lysstyrken til systemet.

Hvis du sammenligner lysstyrken til stjernene, kan du beregne den nøyaktige avstanden til dem med en utrolig nøyaktighet på denne måten.

Å bestemme den nøyaktige avstanden til romobjekter er svært viktig for å forstå størrelsen og alderen til universet vårt. Så langt er spørsmålet fortsatt åpent: hva er størrelsen på universet vårt, kan ingen av forskerne si sikkert ennå.

Når astronomer har vært i stand til å oppnå en slik nøyaktighet når de bestemmer avstander i rommet, vil de kunne se på objekter som er fjernere, og til slutt vil de kunne beregne størrelsen på universet.

Nye funksjoner vil også tillate oss å mer nøyaktig bestemme ekspansjonshastigheten til universet vårt, samt mer nøyaktig beregne Hubble konstant. Denne koeffisienten ble oppkalt etter Edwin P. Hubble, den amerikanske astronomen som beviste i 1929 at universet vårt har utvidet seg konstant helt siden begynnelsen av dets eksistens.

avstand mellom galakser

Den store magellanske skygalaksen er den nærmeste dverggalaksen fra oss, men den største galaksen i størrelse anses å være vår nabo Andromeda spiralgalakse, som ligger i en avstand på rundt 2,52 millioner lysår fra oss.

Avstanden mellom galaksen vår og Andromeda-galaksen krymper gradvis. De nærmer seg hverandre med en hastighet på rundt 100-140 kilometer i sekundet, selv om de vil møtes veldig snart, eller rettere sagt, om 3-4 milliarder år.

Kanskje er det slik nattehimmelen vil se ut for en jordisk observatør om noen milliarder år.

Avstandene mellom galakser kan derfor være svært forskjellige ulike stadier tid, da de hele tiden er i dynamikk.

Skalaen til universet

Det synlige universet har en utrolig diameter, som er milliarder, og kanskje titalls milliarder lysår. Mange av objektene vi kan se med teleskoper er ikke lenger der eller ser helt annerledes ut fordi lyset reiste foran dem i utrolig lang tid.

Den foreslåtte serien med illustrasjoner vil hjelpe deg å forestille deg i det minste generelt omfanget av universet vårt.

Solsystemet med sine største objekter (planeter og dvergplaneter)

Sol (sentrum) og nærmeste stjerner

Melkeveisgalaksen som viser gruppen av stjernesystemer nærmest solsystemet

En gruppe nærliggende galakser, inkludert mer enn 50 galakser, hvor antallet øker stadig etter hvert som nye oppdages.

Lokal superhop av galakser (Virgo Supercluster). Størrelse - ca 200 millioner lysår

Gruppe av superklynger av galakser

Synlig univers

Vitenskapen

For første gang var forskere i stand til å måle den nøyaktige avstanden til vår nærmeste galakse. Denne dverggalaksen er kjent som Stor magellansk sky. Den ligger i en avstand fra oss 163 tusen lysår eller 49,97 kiloparsecs, for å være nøyaktig.

Galaxy Large Magellanic Cloud flyter sakte i verdensrommet og omgår galaksen vår Melkeveien rundt som Månen kretser rundt jorden.

Store gassskyer i området av galaksen forsvinner sakte, noe som resulterer i dannelsen av nye stjerner, som lyser opp det interstellare rommet med sitt lys, og skaper lyse fargerike romlandskap. Disse landskapene ble fotografert av et romteleskop "Hubble".

Liten galakse Stor Magellansk sky inkluderer tarantel-tåke- den lyseste stjernevuggen i verdensrommet i nabolaget vårt - tegn på dannelsen av nye stjerner.

Forskere var i stand til å gjøre beregningene ved å observere sjeldne, nære par stjerner kjent som formørkende binære stjerner. Disse stjerneparene er gravitasjonsmessig knyttet til hverandre, og når en av stjernene formørker den andre, sett av en observatør fra Jorden, synker den generelle lysstyrken til systemet.

Hvis du sammenligner lysstyrken til stjernene, kan du beregne den nøyaktige avstanden til dem med en utrolig nøyaktighet på denne måten.

Å bestemme den nøyaktige avstanden til romobjekter er svært viktig for å forstå størrelsen og alderen til universet vårt. Mens spørsmålet fortsatt er åpent: hvor stort er universet vårt Ingen forsker kan si noe sikkert ennå.

Etter at astronomer klarte å oppnå en slik nøyaktighet i å bestemme avstander i rommet, har de vil være i stand til å håndtere fjernere objekter og til slutt kunne beregne størrelsen på universet.

Nye funksjoner vil også tillate oss å mer nøyaktig bestemme ekspansjonshastigheten til universet vårt, samt mer nøyaktig beregne Hubble konstant. Dette forholdet ble oppkalt etter Edwin P. Hubble, en amerikansk astronom som i 1929 beviste at vår Universet har utvidet seg konstant siden begynnelsen av dets eksistens..

avstand mellom galakser

Den store magellanske skyen er den nærmeste galaksen til oss. dverggalaksen, men en stor galakse - vår nabo vurderes Andromeda spiralgalakse, som ligger i en avstand på ca 2,52 millioner lysår.

Avstanden mellom galaksen vår og Andromedagalaksen er gradvis avtagende. De nærmer seg hverandre med en hastighet på ca 100-140 kilometer i sekundet, selv om de vil møtes veldig snart, eller rettere sagt, gjennom 3-4 milliarder år.

Kanskje er det slik nattehimmelen vil se ut for en jordisk observatør om noen milliarder år.

Avstandene mellom galaksene er dermed kan være veldig forskjellige på forskjellige stadier av tiden, da de hele tiden er i dynamikk.

Skalaen til universet

Det synlige universet har utrolig diameter, som er milliarder, og kanskje titalls milliarder lysår. Mange av objektene vi kan se med teleskoper er ikke lenger der eller ser helt annerledes ut fordi lyset reiste foran dem i utrolig lang tid.

Den foreslåtte serien med illustrasjoner vil hjelpe deg å forestille deg i det minste i generelle termer omfanget av universet vårt.

Solsystemet med sine største objekter (planeter og dvergplaneter)

Sol (sentrum) og nærmeste stjerner

Melkeveisgalaksen som viser gruppen av stjernesystemer nærmest solsystemet

En gruppe nærliggende galakser, inkludert mer enn 50 galakser, hvor antallet øker stadig etter hvert som nye oppdages.

Lokal superhop av galakser (Virgo Supercluster). Størrelse - ca 200 millioner lysår

Gruppe av superklynger av galakser

Synlig univers

For å forstå hvordan og når galakser, stjerner og planeter kan dukke opp, har forskere kommet nærme på å avdekke et av universets hovedmysterier. de hevder at som et resultat av det store smellet - og som vi allerede vet skjedde det for 15-20 milliarder år siden (se "Vitenskap og liv" nr.) - oppsto akkurat slikt materiale som de senere kunne dannes fra himmellegemer og deres samlinger.

Planetarisk gasståke Ring i stjernebildet Lyra.

Krabbetåken i stjernebildet Tyren.

Den store Orion-tåken.

Pleiades-stjernehopen i stjernebildet Tyren.

Andromedatåken er en av de nærmeste naboene til vår galakse.

Satellittene til galaksen vår er galaktiske klynger av stjerner: små (over) og store magellanske skyer.

En elliptisk galakse i stjernebildet Centaurus med en bred støvbane. Det kalles noen ganger sigar.

En av de største spiralgalaksene, synlig fra jorden gjennom kraftige teleskoper.

Vitenskap og liv // Illustrasjoner

Vår galakse - Melkeveien - har milliarder av stjerner, og de beveger seg alle rundt sentrum. I denne enorme galaktiske karusellen er det ikke bare stjerner som snurrer. Det er også tåkeflekker, eller tåker. Det er ikke mange av dem synlige for det blotte øye. En annen ting, hvis vi vurderer stjernehimmel gjennom en kikkert eller et teleskop. Hva slags kosmisk tåke vil vi se? Fjerne små grupper av stjerner som ikke kan sees individuelt, eller noe helt, helt annet?

I dag vet astronomer hva en bestemt tåke er. Det viste seg at de er helt forskjellige. Det er tåker som er laget av gass og er opplyst av stjerner. Ofte er de det rund form som de kalles planetariske. Mange av disse tåkene ble dannet som et resultat av utviklingen av gamle massive stjerner. Et eksempel på den "tåkete resten" av en supernova (vi skal fortelle deg mer om hva det er) er krabbetåken i stjernebildet Tyren. Denne krabbelignende tåken er ganske ung. Det er kjent at hun ble født i 1054. Det er tåker og mye eldre, deres alder er titalls og hundretusener av år.

Planetariske tåker og rester av en gang eksploderende supernovaer kan kalles monumenttåker. Men andre tåker er også kjent, der stjerner ikke går ut, men tvert imot blir født og vokser opp. Slik er for eksempel tåken som er synlig i stjernebildet Orion, den kalles Orion-tåken.

Tåker, som er klynger av stjerner, viste seg å være helt forskjellige fra dem. Pleiadeklyngen er tydelig synlig for det blotte øye i stjernebildet Tyren. Når man ser på det, er det vanskelig å forestille seg at dette ikke er en sky av gass, men hundrevis og tusenvis av stjerner. Det er også mer "rike" klynger på hundretusener eller til og med millioner av stjerner! Slike stjerne-"kuler" kalles kulestjernehoper. Et helt følge av slike «baller» omgir Melkeveien.

De fleste av stjernehopene og stjernetåkene er synlige fra jorden, selv om de er fra oss på et svært lange avstander, men tilhører fortsatt vår galakse. I mellomtiden er det svært fjerne tåkeflekker, som viste seg å ikke være stjernehoper, ikke stjernetåker, men hele galakser!

Vår mest kjente galaktiske nabo er Andromedatåken i stjernebildet Andromeda. Når det ses med det blotte øye, ser det ut som en tåkete flekk. Og på fotografier tatt med store teleskoper fremstår Andromedatåken som en vakker galakse. Gjennom et teleskop ser vi ikke bare mange av dets stjerner, men også stjernegrener som dukker opp fra sentrum, som kalles "spiraler" eller "ermer". I størrelse er naboen vår enda større enn Melkeveien, diameteren er omtrent 130 tusen lysår.

Andromedatåken er den spiralgalaksen som er nærmest oss og den største kjente spiralgalaksen. En lysstråle går fra den til jorden «bare» rundt to millioner lysår. Så hvis vi ønsket å hilse på "andromedanene" ved å signalisere dem med et sterkt søkelys, ville de vite om vår innsats om nesten to millioner år! Og svaret fra dem ville ha kommet til oss etter samme tid, det vil si frem og tilbake - omtrent fire millioner år. Dette eksemplet hjelper deg med å forestille deg hvor langt Andromedatåken er fra planeten vår.

På fotografiene av Andromedatåken er ikke bare selve galaksen, men også noen av satellittene tydelig synlige. Selvfølgelig er satellittene til galaksen ikke i det hele tatt de samme som for eksempel planeter - satellitter av solen eller månen - en satellitt av jorden. Satellitter av galakser er også galakser, bare "små", bestående av millioner av stjerner.

Det er satellitter i galaksen vår. Det er flere dusin av dem, og to av dem er synlige for det blotte øye på himmelen på den sørlige halvkule av jorden. Europeere så dem først under omseilingen av Magellan. De trodde de var en slags skyer og kalte dem den store magellanske skyen og den lille magellanske skyen.

Satellittene til galaksen vår er selvfølgelig nærmere Jorden enn Andromedatåken. Lys fra den store magellanske skyen tar bare 170 000 år å nå oss. Inntil nylig ble denne galaksen ansett som den nærmeste satellitten til Melkeveien. Men nylig har astronomer oppdaget satellitter og nærmere, men de er mye mindre enn de magellanske skyene, og er ikke synlige for det blotte øye.

Ved å undersøke "portrettene" av noen galakser, fant astronomer at blant dem er det de som er ulik Melkeveien i struktur og form. Det finnes også mange slike galakser – dette er både vakre galakser og helt uformelige galakser, som for eksempel ligner på de magellanske skyene.

Mindre enn hundre år har gått siden astronomer gjorde en fantastisk oppdagelse: fjerne galakser sprer seg fra hverandre i alle retninger. For å forstå hvordan dette skjer, kan du bruke ballong og gjør det enkleste eksperimentet med det.

Bruk blekk, tusj eller maling til å tegne små sirkler eller krøller for å representere galakser på ballongen. Når du begynner å blåse opp ballongen, vil de tegnede "galaksene" avvike lenger og lenger fra hverandre. Dette er hva som skjer i universet.

Galakser haster, stjerner blir født, lever og dør i dem. Og ikke bare stjerner, men også planeter, for det er sannsynligvis mange stjernesystemer i universet som er like og ulikt vårt. solsystemet født i vår galakse. PÅ i det siste astronomer har allerede oppdaget rundt 300 planeter som beveger seg rundt andre stjerner.