ดาราจักรที่ใหญ่ที่สุดใกล้กับทางช้างเผือก ขนาดและระยะทางของกาแลคซี่

กาแล็กซีทางช้างเผือกของเราจะแบ่งออกเป็นกลุ่มสังคมต่างๆ ในกลุ่ม "ชนชั้นกลาง" ที่แข็งแกร่ง ดังนั้นจึงเป็นกาแลคซีประเภทที่พบได้บ่อยที่สุด แต่ในขณะเดียวกัน ก็ไม่ได้มีขนาดหรือมวลโดยเฉลี่ย มีดาราจักรที่เล็กกว่าทางช้างเผือกมากกว่าดาราจักรที่ใหญ่กว่ามัน "เกาะดาว" ของเรายังมีดาวเทียมอย่างน้อย 14 ดวง - ดาราจักรแคระอื่นๆ พวกเขาถึงวาระที่จะวนเวียนทางช้างเผือกจนกว่าพวกเขาจะกินมันหรือบินออกจากการชนกันของอวกาศ จนถึงตอนนี้คือที่เดียวที่ชีวิตมีอยู่จริง - นั่นคือเราอยู่กับคุณ

แต่ถึงกระนั้นทางช้างเผือกยังคงเป็นดาราจักรลึกลับที่สุดในจักรวาล: เมื่ออยู่บนขอบสุดของ "เกาะดาว" เราจะเห็นดาวเพียงบางส่วนเท่านั้น และกาแล็กซีนั้นมองไม่เห็นอย่างสมบูรณ์ - มันถูกปกคลุมไปด้วยแขนของดาว ก๊าซ และฝุ่นละอองที่หนาแน่น ข้อเท็จจริงและความลับของทางช้างเผือกจะกล่าวถึงในวันนี้

กาแลคซี่ "เนบิวลานอกดาราจักร" หรือ "จักรวาลของเกาะ" เป็นระบบดาวขนาดยักษ์ที่มีก๊าซและฝุ่นในอวกาศอยู่ด้วย ระบบสุริยะเป็นส่วนหนึ่งของกาแลคซีของเรา - ทางช้างเผือก อวกาศทั้งหมด เท่าที่กล้องโทรทรรศน์ที่มีพลังมากที่สุดสามารถทะลุทะลวงได้ เต็มไปด้วยกาแล็กซี นักดาราศาสตร์มีจำนวนอย่างน้อยหนึ่งพันล้านคน ดาราจักรที่ใกล้ที่สุดอยู่ห่างจากเราประมาณ 1 ล้านปีแสง ปี (10 19 กม.) และกาแลคซีที่ห่างไกลที่สุดที่ลงทะเบียนด้วยกล้องโทรทรรศน์ - พันล้านปีแสง การศึกษาดาราจักรเป็นหนึ่งในงานดาราศาสตร์ที่มีความทะเยอทะยานที่สุด

ประวัติอ้างอิงกาแล็กซีชั้นนอกที่สว่างและใกล้เคียงที่สุดสำหรับเรา - เมฆแมคเจลแลน - มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในซีกโลกใต้ของท้องฟ้า และเป็นที่รู้จักของชาวอาหรับตั้งแต่ช่วงต้นศตวรรษที่ 11 เช่นเดียวกับดาราจักรที่สว่างที่สุดในซีกโลกเหนือ - เนบิวลาใหญ่ในแอนโดรเมดา ด้วยการค้นพบเนบิวลานี้อีกครั้งในปี 1612 ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน S. Marius (1570–1624) การศึกษาทางวิทยาศาสตร์ของกาแลคซี เนบิวลา และกระจุกดาวเริ่มต้นขึ้น เนบิวลาจำนวนมากถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์หลายคนในศตวรรษที่ 17 และ 18; จากนั้นพวกเขาก็ถูกมองว่าเป็นเมฆก๊าซเรืองแสง

แนวคิดของระบบดาวที่อยู่นอกกาแล็กซี่ถูกกล่าวถึงครั้งแรกโดยนักปรัชญาและนักดาราศาสตร์แห่งศตวรรษที่ 18: E. Swedenborg (1688–1772) ในสวีเดน, T. Wright (1711–1786) ในอังกฤษ, I. Kant (1724– 1804) ในปรัสเซีย และ .Lambert (1728–1777) ใน Alsace และ W. Herschel (1738–1822) ในอังกฤษ อย่างไรก็ตาม เฉพาะในช่วงไตรมาสแรกของศตวรรษที่ 20 การมีอยู่ของ "เอกภพของเกาะ" ได้รับการพิสูจน์อย่างแจ่มแจ้งโดยส่วนใหญ่มาจากผลงานของนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน G. Curtis (1872-1942) และ E. Hubble (1889-1953) พวกเขาพิสูจน์ว่าระยะทางที่สว่างที่สุด และด้วยเหตุนี้ "เนบิวลาสีขาว" ที่ใกล้ที่สุดจึงใหญ่กว่าขนาดของกาแล็กซีของเรามาก ระหว่างปี พ.ศ. 2467 ถึง พ.ศ. 2479 ฮับเบิลได้ผลักดันขอบเขตการสำรวจกาแลคซีจากระบบใกล้เคียงจนถึงขอบเขตของกล้องโทรทรรศน์ 2.5 เมตรที่หอดูดาว Mount Wilson กล่าวคือ มากถึงหลายร้อยล้านปีแสง

ในปีพ.ศ. 2472 ฮับเบิลได้ค้นพบความสัมพันธ์ระหว่างระยะห่างระหว่างดาราจักรกับความเร็วของดาราจักร ความสัมพันธ์นี้ กฎของฮับเบิล ได้กลายเป็นพื้นฐานการสังเกตของจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ หลังสิ้นสุดสงครามโลกครั้งที่ 2 การศึกษาดาราจักรอย่างแข็งขันเริ่มต้นด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่รุ่นใหม่ที่มีเครื่องขยายสัญญาณไฟแบบอิเล็กทรอนิกส์ เครื่องวัดอัตโนมัติ และคอมพิวเตอร์ การตรวจจับการแผ่รังสีวิทยุจากดาราจักรของเราและดาราจักรอื่นเป็นโอกาสใหม่ในการศึกษาจักรวาล และนำไปสู่การค้นพบดาราจักรวิทยุ ควาซาร์ และปรากฏการณ์อื่นๆ ในนิวเคลียสของดาราจักร การสังเกตการณ์นอกบรรยากาศจากจรวดและดาวเทียมธรณีฟิสิกส์ทำให้สามารถตรวจจับการแผ่รังสีเอกซ์จากนิวเคลียสของดาราจักรแอคทีฟและกระจุกดาราจักร

ข้าว. 1. การจำแนกกาแลคซีตามฮับเบิล

แคตตาล็อกแรกของ "เนบิวลา" ตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2325 โดยนักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส C. Messier (1730-1817) รายการนี้มีทั้งกระจุกดาวและเนบิวลาก๊าซในดาราจักรของเรา เช่นเดียวกับวัตถุนอกดาราจักร หมายเลขวัตถุ Messier ยังคงใช้อยู่ในปัจจุบัน ตัวอย่างเช่น Messier 31 (M 31) คือ Andromeda Nebula ที่มีชื่อเสียง ซึ่งเป็นดาราจักรขนาดใหญ่ที่ใกล้ที่สุดที่สังเกตได้ในกลุ่มดาว Andromeda

การสำรวจท้องฟ้าอย่างเป็นระบบซึ่งเริ่มโดย W. Herschel ในปี ค.ศ. 1783 ทำให้เขาค้นพบเนบิวลาหลายพันดวงในท้องฟ้าทางตอนเหนือ งานนี้ดำเนินต่อไปโดยลูกชายของเขา เจ. เฮอร์เชล (พ.ศ. 2335-2414) ผู้สังเกตการณ์ในซีกโลกใต้ที่แหลมกู๊ดโฮป (พ.ศ. 2377-2481) และตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2407 ไดเรกทอรีทั่วไป 5 พันเนบิวลาและกระจุกดาว ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 19 วัตถุที่ค้นพบใหม่ถูกเพิ่มเข้าไปในวัตถุเหล่านี้ และ J. Dreyer (1852–1926) ตีพิมพ์ในปี 1888 ไดเร็กทอรีแชร์ใหม่ (แคตตาล็อกทั่วไปใหม่ - NGC) รวมถึง 7814 ออบเจ็กต์ โดยมีการตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2438 และ พ.ศ. 2451 จำนวน 2 ฉบับเพิ่มเติม ไดเรกทอรีดัชนี(IC) จำนวนเนบิวลาและกระจุกดาวที่ค้นพบมีมากกว่า 13,000 ดวง การกำหนดตามแคตตาล็อก NGC และ IC นั้นเป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไป ดังนั้น เนบิวลาแอนโดรเมดาจึงถูกกำหนดให้เป็น M 31 หรือ NGC 224 รายชื่อดาราจักร 1249 แห่งที่สว่างกว่าขนาดที่ 13 แยกจากกัน ซึ่งรวบรวมโดย H. Shapley และ A. Ames จากหอดูดาวฮาร์วาร์ดใน พ.ศ. 2475

งานนี้ได้รับการขยายอย่างมากในรุ่นแรก (1964), สอง (1976) และสาม (1991) แคตตาล็อกอ้างอิงของกาแล็กซีสว่าง J. de Vaucouleurs กับพนักงาน. แคตตาล็อกที่กว้างขวางกว่าแต่มีรายละเอียดน้อยกว่าตามการดูแผ่นสำรวจท้องฟ้าด้วยภาพถ่ายถูกตีพิมพ์ในปี 1960 โดย F. Zwicky (1898–1974) ในสหรัฐอเมริกาและ BA Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) ในสหภาพโซเวียต ประกอบด้วยประมาณ 30,000 กาแล็กซีที่มีขนาดสูงสุดที่ 15 การสำรวจท้องฟ้าทางใต้ที่คล้ายคลึงกันเพิ่งเสร็จสิ้นโดยใช้กล้องชมิดท์ 1 เมตรของหอสังเกตการณ์ทางใต้ของยุโรปในชิลี และกล้องชมิดท์ 1.2 เมตรของอังกฤษในออสเตรเลีย

มีกาแล็กซีที่มีขนาดเล็กกว่าขนาด 15 มากเกินกว่าจะสร้างรายชื่อดาราจักรเหล่านั้นได้ ในปี 1967 ผลการนับดาราจักรที่สว่างกว่าขนาด 19 (ทางเหนือของการเอียง 20) ถูกตีพิมพ์โดย C. Shein และ K. Virtanen บนจานของโหราศาสตร์ 50 ซม. ของหอดูดาว Lick ดาราจักรดังกล่าวมีขนาดประมาณ 2 ล้านไม่นับพวกที่ซ่อนเร้นจากเราทางช่องฝุ่นกว้างของทางช้างเผือก และย้อนกลับไปในปี 1936 ฮับเบิลที่หอดูดาว Mount Wilson ได้นับจำนวนกาแลคซีที่มีขนาดสูงสุดที่ 21 ในพื้นที่เล็กๆ หลายแห่งที่กระจายตัวเท่าๆ กันเหนือทรงกลมท้องฟ้า (ทางเหนือของการลดลง 30) จากข้อมูลเหล่านี้ มีกาแล็กซีมากกว่า 20 ล้านกาแล็กซี่บนท้องฟ้าที่สว่างกว่าขนาดที่ 21

การจำแนกประเภท.มีดาราจักรรูปร่าง ขนาด และความส่องสว่างที่หลากหลาย บางแห่งอยู่โดดเดี่ยว แต่ส่วนใหญ่มีเพื่อนบ้านหรือดาวเทียมที่มีอิทธิพลต่อแรงโน้มถ่วง ตามกฎแล้วกาแลคซีจะเงียบ แต่มักพบกาแลคซีที่ใช้งานอยู่ ในปี ค.ศ. 1925 ฮับเบิลเสนอการจำแนกกาแลคซีตามลักษณะที่ปรากฏ ภายหลังได้รับการขัดเกลาโดยฮับเบิลและแชปลีย์ จากนั้นจึงขัดเกลาโดยแซนเดจ และสุดท้ายโดยโวคูลเลอร์ กาแลคซีทั้งหมดในนั้นแบ่งออกเป็น 4 ประเภท: วงรี, แม่และเด็ก, เกลียวและไม่สม่ำเสมอ

วงรี(อี) ดาราจักรมีรูปร่างเป็นวงรีในภาพถ่ายโดยไม่มีขอบเขตที่คมชัดและมีรายละเอียดที่ชัดเจน ความสว่างเพิ่มขึ้นสู่ศูนย์กลาง นี่คือวงรีที่หมุนได้ซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์เก่า รูปร่างที่ชัดเจนขึ้นอยู่กับการวางแนวไปยังแนวสายตาของผู้สังเกต เมื่อดูจากขอบ อัตราส่วนของความยาวของแกนสั้นและยาวของวงรีจะอยู่ที่  5/10 (แสดงไว้ E5).

ข้าว. 2 กาแล็กซี่วงรี ESO 325-G004

แม่และเด็ก(หลี่หรือ ส 0) ดาราจักรคล้ายกับดาราจักรวงรี แต่นอกเหนือจากองค์ประกอบทรงกลมแล้ว ดาราจักรเหล่านี้ยังมีจานเส้นศูนย์สูตรที่บางและหมุนเร็ว ซึ่งบางครั้งก็มีโครงสร้างคล้ายวงแหวนเหมือนวงแหวนของดาวเสาร์ กาแล็กซีแม่และลูกที่มองจากขอบจะดูถูกบีบอัดมากกว่าดาราจักรวงรี: อัตราส่วนของแกนของพวกมันถึง 2/10

ข้าว. 2. กาแล็กซีแกนหมุน (NGC 5866) ซึ่งเป็นกาแล็กซีแม่และเด็กในกลุ่มดาวเดรโก

เกลียว(ส) ดาราจักรยังประกอบด้วยสององค์ประกอบ - ทรงกลมและแบน แต่มีโครงสร้างก้นหอยที่พัฒนาขึ้นไม่มากก็น้อยในดิสก์ ตามลําดับของชนิดย่อย สา, Sb, sc, SD(จากเกลียว "ต้น" ถึง "ปลาย") แขนก้นหอยจะหนาขึ้น ซับซ้อนขึ้นและบิดน้อยลง และทรงกลม (การรวมตัวจากส่วนกลางหรือ นูน) ลดลง ดาราจักรชนิดก้นหอยไม่มีแขนก้นหอย แต่ประเภทดาราจักรสามารถกำหนดได้จากความสว่างสัมพัทธ์ของส่วนนูนและจานดิสก์

ข้าว. 2.ตัวอย่างของดาราจักรกังหัน กาแล็กซีกังหัน (Messier List 101 หรือ NGC 5457)

ผิด(ฉัน) ดาราจักรแบ่งออกเป็น 2 ประเภทหลัก ได้แก่ ประเภทแมกเจลแลน นั่นคือ ประเภทของเมฆแมเจลแลน ต่อเนื่องกันเป็นเกลียวจาก smก่อน ฉันและชนิดที่ไม่ใช่แมกเจลแลน ฉัน 0 ซึ่งมีเลนฝุ่นมืดที่โกลาหลเหนือโครงสร้างทรงกลมหรือดิสก์ เช่น โครงสร้างเลนติคูลาร์หรือโครงสร้างเกลียวต้น

ข้าว. 2. NGC 1427A ตัวอย่างของดาราจักรที่ไม่ปกติ

ประเภท หลี่และ สแบ่งออกเป็นสองตระกูลและสองชนิดขึ้นอยู่กับการมีอยู่หรือไม่มีของโครงสร้างเชิงเส้นผ่านศูนย์กลางและตัดดิสก์ ( บาร์) รวมทั้งวงแหวนที่สมมาตรตรงกลาง

ข้าว. 2.แบบจำลองคอมพิวเตอร์ของดาราจักรทางช้างเผือก

ข้าว. 1. NGC 1300 ตัวอย่างของดาราจักรก้นหอยแบบมีคาน

ข้าว. 1. การจำแนกสามมิติของกาแลคซี. ประเภทหลัก: E, L, S, ฉันอยู่ในชุดจาก อีก่อน ฉัน; ครอบครัวธรรมดา อาและข้าม บี; ใจดี สและ r. แผนภาพวงกลมด้านล่างเป็นส่วนตัดขวางของโครงร่างหลักในบริเวณดาราจักรก้นหอยและดาราจักรเลนส์

ข้าว. 2. ครอบครัวพื้นฐานและประเภทของเกลียวในส่วนของการกำหนดค่าหลักในพื้นที่ Sb.

มีรูปแบบการจำแนกประเภทอื่นๆ สำหรับกาแลคซีตามรายละเอียดทางสัณฐานวิทยาที่ละเอียดกว่า แต่การจำแนกประเภทตามวัตถุประสงค์ตามการวัดแสง จลนศาสตร์ และคลื่นวิทยุยังไม่ได้รับการพัฒนา

องค์ประกอบ. ส่วนประกอบโครงสร้างสองอย่าง - ทรงกลมและจาน - สะท้อนความแตกต่างในจำนวนประชากรดาราจักรของดาราจักรที่ค้นพบในปี 1944 โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน W. Baade (1893–1960)

ประชากรฉันซึ่งมีอยู่ในดาราจักรที่ไม่ปกติและแขนกังหัน ประกอบด้วยดาวยักษ์สีน้ำเงินและยักษ์ใหญ่ประเภทสเปกตรัม O และ B มหายักษ์สีแดงของคลาส K และ M และก๊าซและฝุ่นในอวกาศที่มีไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออนสว่าง นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำในลำดับหลักซึ่งมองเห็นได้ใกล้ดวงอาทิตย์ แต่ไม่สามารถแยกแยะได้ในดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไป

ประชากรIIมีอยู่ในดาราจักรวงรีและดาราจักรเลนติคูลาร์ เช่นเดียวกับในบริเวณศูนย์กลางของก้นหอยและกระจุกดาวทรงกลม ประกอบด้วยดาวยักษ์แดงตั้งแต่ชั้น G5 ถึง K5, ซับไจแอนต์, และอาจเป็นดาวแคระย่อย; ประกอบด้วยเนบิวลาดาวเคราะห์และการระเบิดของโนวา (รูปที่ 3) ในรูป รูปที่ 4 แสดงความสัมพันธ์ระหว่างชั้นสเปกตรัม (หรือสี) ของดาวกับความส่องสว่างของดาวในกลุ่มต่างๆ

ข้าว. 3. ดาราดัง. ภาพถ่ายของดาราจักรชนิดก้นหอย Andromeda Nebula แสดงให้เห็นว่ายักษ์สีน้ำเงินและยักษ์ใหญ่ของประชากร I กระจุกตัวอยู่ในดิสก์ของมัน และตอนกลางประกอบด้วยดาวสีแดงของ Population II ดาวเทียมของเนบิวลาแอนโดรเมดายังมองเห็นได้: กาแล็กซี่ NGC 205 ( ที่ส่วนลึกสุด) และ M 32 ( บนซ้าย). ดาวที่สว่างที่สุดในภาพนี้เป็นของกาแล็กซี่ของเรา

ข้าว. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL DIAGRAMซึ่งแสดงความสัมพันธ์ระหว่างประเภทสเปกตรัม (หรือสี) กับความส่องสว่างของดาวประเภทต่างๆ I: ประชากร ฉันดาวอายุน้อยตามแบบฉบับของแขนกังหัน II: ดาวอายุมาก ประชากร I; III: ดาวประชากรเก่า II ตามแบบฉบับของกระจุกดาวทรงกลมและดาราจักรวงรี

ในขั้นต้น ดาราจักรวงรีคิดว่ามีเพียงประชากร II และดาราจักรไม่ปกติมีเพียงประชากร I อย่างไรก็ตาม ปรากฏว่าดาราจักรมักจะประกอบด้วยประชากรดาวสองกลุ่มผสมกันในสัดส่วนที่ต่างกัน การวิเคราะห์ประชากรโดยละเอียดสามารถทำได้สำหรับกาแลคซีใกล้เคียงเพียงไม่กี่แห่ง แต่การวัดสีและสเปกตรัมของระบบที่อยู่ห่างไกลออกไปแสดงให้เห็นว่าความแตกต่างในกลุ่มดาวของพวกมันอาจมีนัยสำคัญมากกว่าที่ Baade คิดไว้

ระยะทาง. การวัดระยะทางไปยังดาราจักรที่อยู่ห่างไกลนั้นขึ้นอยู่กับมาตราส่วนระยะทางสัมบูรณ์ถึงดวงดาวในดาราจักรของเรา มีการติดตั้งหลายวิธี พื้นฐานที่สุดคือวิธีการพารัลแลกซ์ตรีโกณมิติ ซึ่งดำเนินการได้ไกลถึง 300 วินาที ปีที่. วิธีอื่นเป็นทางอ้อมและทางสถิติ โดยอิงจากการศึกษาการเคลื่อนที่ที่เหมาะสม ความเร็วในแนวรัศมี ความสว่าง สี และสเปกตรัมของดวงดาว ขึ้นอยู่กับพวกเขาค่าสัมบูรณ์ของใหม่และตัวแปรของประเภท RR Lyrae และ  Cepheus ซึ่งกลายเป็นตัวบ่งชี้หลักของระยะทางไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดที่มองเห็นได้ กระจุกดาวทรงกลม ดาวที่สว่างที่สุด และเนบิวลาการแผ่รังสีของดาราจักรเหล่านี้กลายเป็นตัวบ่งชี้รองและทำให้สามารถระบุระยะทางไปยังดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไปได้ สุดท้าย เส้นผ่านศูนย์กลางและความส่องสว่างของดาราจักรเองก็ถูกใช้เป็นตัวบ่งชี้ระดับอุดมศึกษา นักดาราศาสตร์มักจะใช้ความแตกต่างระหว่างขนาดปรากฏของวัตถุ มและขนาดที่แน่นอนของมัน เอ็ม; ค่านี้ ( m-M) เรียกว่า "โมดูลัสระยะทางที่ชัดเจน" หากต้องการทราบระยะทางที่แท้จริง จะต้องแก้ไขการดูดกลืนแสงโดยฝุ่นในอวกาศ ในกรณีนี้ ข้อผิดพลาดมักจะถึง 10-20%

มาตราส่วนระยะทางนอกดาราจักรได้รับการแก้ไขเป็นครั้งคราว ซึ่งหมายความว่าพารามิเตอร์อื่นๆ ของดาราจักรที่ขึ้นอยู่กับระยะทางจะเปลี่ยนแปลงไปด้วย ในตาราง. 1 แสดงระยะทางที่แม่นยำที่สุดไปยังกลุ่มดาราจักรที่ใกล้ที่สุดในปัจจุบัน สำหรับกาแล็กซีที่อยู่ห่างออกไปหลายพันล้านปีแสง ระยะทางจะถูกประมาณด้วยความแม่นยำต่ำโดยใช้การเปลี่ยนสีแดง ( ดูด้านล่าง: ลักษณะของเรดชิฟต์).

ความส่องสว่างการวัดความสว่างพื้นผิวของกาแลคซีจะให้ความส่องสว่างรวมของดาวฤกษ์ต่อหน่วยพื้นที่ การเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของพื้นผิวที่มีระยะห่างจากศูนย์กลางเป็นตัวกำหนดโครงสร้างของดาราจักร ระบบวงรีซึ่งเป็นระบบปกติและสมมาตรที่สุดได้รับการศึกษาในรายละเอียดมากกว่าระบบอื่น โดยทั่วไปจะอธิบายโดยกฎความส่องสว่างเดียว (รูปที่ 5 แต่):

ข้าว. 5. การกระจายความสว่างของกาแลคซี. แต่– ดาราจักรวงรี (แสดงเป็นลอการิทึมของความสว่างพื้นผิวขึ้นอยู่กับรากที่สี่ของรัศมีที่ลดลง ( r/rจ) 1/4 โดยที่ rคือระยะห่างจากจุดศูนย์กลาง และ r e คือรัศมีที่มีประสิทธิภาพซึ่งมีครึ่งหนึ่งของความส่องสว่างทั้งหมดของดาราจักร) ข– กาแล็กซีแม่และเด็ก NGC 1553; ใน- กาแล็กซีก้นหอยปกติสามแห่ง (ส่วนนอกของแต่ละเส้นตรง ซึ่งบ่งชี้ว่าความส่องสว่างขึ้นอยู่กับระยะทางแบบเอ็กซ์โปเนนเชียล)

ข้อมูลเกี่ยวกับระบบแม่และเด็กยังไม่สมบูรณ์นัก โปรไฟล์ความส่องสว่างของพวกเขา (รูปที่ 5, ข) แตกต่างจากโพรไฟล์ของดาราจักรวงรีและมีสามส่วนหลัก: แกนกลาง เลนส์ และซองจดหมาย ระบบเหล่านี้ดูเหมือนจะอยู่ตรงกลางระหว่างระบบวงรีและเกลียว

เกลียวมีความหลากหลายมาก โครงสร้างของมันซับซ้อน และไม่มีกฎข้อเดียวสำหรับการกระจายความส่องสว่างของพวกมัน อย่างไรก็ตาม ดูเหมือนว่าในเกลียวธรรมดาที่อยู่ห่างไกลจากแกนกลาง ความส่องสว่างของพื้นผิวของดิสก์จะลดลงแบบทวีคูณไปทางขอบ การวัดแสดงให้เห็นว่าความส่องสว่างของแขนกังหันนั้นไม่สูงเท่าที่ควรเมื่อดูภาพถ่ายของดาราจักร แขนเพิ่มความส่องสว่างของดิสก์ไม่เกิน 20% ในรังสีสีน้ำเงินและน้อยกว่ามากในสีแดง การมีส่วนร่วมในการส่องสว่างจากส่วนนูนลดลงจาก สาถึง SD(รูปที่ 5, ใน).

โดยการวัดขนาดปรากฏของดาราจักร มและกำหนดโมดูลัสระยะทาง ( m-M) คำนวณค่าสัมบูรณ์ เอ็ม. ดาราจักรที่สว่างที่สุด ยกเว้นควาซาร์ เอ็ม -22 กล่าวคือ ความส่องสว่างของพวกมันนั้นมากกว่าดวงอาทิตย์เกือบ 100 พันล้านเท่า และดาราจักรที่เล็กที่สุด เอ็ม10 กล่าวคือ ความสว่างประมาณ 10 6 พลังงานแสงอาทิตย์ การกระจายจำนวนดาราจักรโดย เอ็มเรียกว่า "ฟังก์ชันความส่องสว่าง" เป็นลักษณะเฉพาะที่สำคัญของประชากรกาแลคซีในจักรวาล แต่มันไม่ง่ายเลยที่จะระบุได้อย่างแม่นยำ

สำหรับดาราจักรที่เลือกได้ถึงขนาดที่มองเห็นได้จำกัด ฟังก์ชันความส่องสว่างของแต่ละประเภทแยกจาก อีก่อน scเกือบ Gaussian (รูประฆัง) ที่มีค่าสัมบูรณ์เฉลี่ยเป็นรังสีสีน้ำเงิน เอ็ม ม= 18.5 และการกระจาย  0.8 (รูปที่ 6) แต่ดาราจักรชนิดปลายจาก SDก่อน ฉันและดาวแคระทรงรีอ่อนแอกว่า

สำหรับตัวอย่างดาราจักรที่สมบูรณ์ในปริมาตรของพื้นที่ที่กำหนด ตัวอย่างเช่น ในกระจุกดาว ฟังก์ชันความส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นอย่างมากด้วยความส่องสว่างที่ลดลง กล่าวคือ จำนวนดาราจักรแคระมากกว่าจำนวนดาราจักรยักษ์หลายเท่า

ข้าว. 6. GALAXY LUMINOSITY FUNCTION. แต่– ตัวอย่างสว่างกว่าค่าที่มองเห็นได้ ขเป็นตัวอย่างเต็มในพื้นที่ขนาดใหญ่ สังเกตระบบแคระส่วนใหญ่ด้วย เอ็มบี< -16.

ขนาด. เนื่องจากความหนาแน่นของดาวและความส่องสว่างของดาราจักรค่อยๆ หลุดออกมา คำถามเกี่ยวกับขนาดของมันจึงอยู่ที่ความสามารถของกล้องโทรทรรศน์ อยู่ที่ความสามารถในการแยกแยะแสงจางๆ ของบริเวณด้านนอกของดาราจักรกับพื้นหลังของแสงในตอนกลางคืน ท้องฟ้า. เทคโนโลยีสมัยใหม่ทำให้สามารถลงทะเบียนพื้นที่ของกาแลคซีด้วยความสว่างน้อยกว่า 1% ของความสว่างของท้องฟ้า ซึ่งต่ำกว่าความสว่างของนิวเคลียสของดาราจักรประมาณล้านเท่า ตามไอโซโฟตนี้ (เส้นที่มีความสว่างเท่ากัน) เส้นผ่านศูนย์กลางของกาแลคซีมีตั้งแต่หลายพันปีแสงในระบบแคระไปจนถึงขนาดยักษ์หลายแสนดวง ตามกฎแล้ว เส้นผ่านศูนย์กลางของกาแลคซีมีความสัมพันธ์ที่ดีกับความส่องสว่างสัมบูรณ์

ระดับสเปกตรัมและสีสเปกโตรแกรมแรกของกาแลคซี - Andromeda Nebulae ซึ่งได้รับจากหอดูดาว Potsdam ในปี 1899 โดย J. Scheiner (1858–1913) คล้ายกับสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ด้วยเส้นดูดกลืน การศึกษามวลของสเปกตรัมของกาแลคซีเริ่มต้นด้วยการสร้างสเปกโตรกราฟ "เร็ว" ที่มีการกระจายต่ำ (200–400 / มม.); ต่อมา การใช้ตัวเพิ่มความเข้มของภาพแบบอิเล็กทรอนิกส์ทำให้สามารถเพิ่มการกระจายเป็น 20-100/มม. การสังเกตของมอร์แกนที่หอดูดาวเยอร์กส์แสดงให้เห็นว่าแม้จะมีองค์ประกอบของดาวฤกษ์ที่ซับซ้อนของดาราจักรก็ตาม สเปกตรัมของพวกมันก็มักจะใกล้กับสเปกตรัมของดาวฤกษ์บางประเภทตั้งแต่ อาก่อน Kและมีความสัมพันธ์ที่เห็นได้ชัดเจนระหว่างสเปกตรัมและประเภททางสัณฐานวิทยาของดาราจักร ตามกฎแล้วสเปกตรัมของคลาส อามีกาแล็กซีที่ไม่สม่ำเสมอ ฉันและเกลียว smและ SD. คลาสสเปกตรัม A–Fที่เกลียว SDและ sc. โอนจาก scถึง Sbพร้อมกับการเปลี่ยนแปลงในสเปกตรัมจาก Fถึง F–Gและเกลียว Sbและ สา, ระบบ lenticular และ elliptic มีสเปกตรัม จีและ K. จริงอยู่ทีหลังปรากฎว่าการแผ่รังสีของดาราจักรระดับสเปกตรัม อาอันที่จริงประกอบด้วยแสงจากดาวยักษ์ประเภทสเปกตรัม บีและ K.

นอกจากเส้นดูดกลืน ดาราจักรจำนวนมากยังแสดงเส้นการแผ่รังสี เช่น เนบิวลาการแผ่รังสีของทางช้างเผือก โดยปกติสิ่งเหล่านี้คือสายไฮโดรเจนของซีรีย์ Balmer เช่น H  บน  6563 ไนโตรเจนไอออไนซ์สองเท่า (N II) บน  6548 และ 6583 และกำมะถัน (S II) บน  6717 และ 6731 ออกซิเจนที่แตกตัวเป็นไอออน (O II) บน  3726 และ 3729 และออกซิเจนแบบทวีคูณ (O III) บน  4959 และ 5007 ความเข้มของเส้นการปล่อยรังสีมักจะสัมพันธ์กับปริมาณของก๊าซและดาวฤกษ์ยักษ์ในจานดาราจักรของดาราจักร เส้นเหล่านี้ไม่มีหรืออ่อนมากในดาราจักรวงรีและดาราจักรเลนติคูลาร์ แต่เพิ่มขึ้นในดาราจักรชนิดก้นหอยและดาราจักรที่ไม่ปกติ - จาก สาถึง ฉัน. นอกจากนี้ ความเข้มของเส้นการปล่อยก๊าซของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจน (N, O, S) และอาจเป็นไปได้ว่าความอุดมสมบูรณ์สัมพัทธ์ของธาตุเหล่านี้ลดลงจากแกนกลางไปยังขอบของดาราจักรดิสก์ ดาราจักรบางแห่งมีเส้นการแผ่รังสีที่รุนแรงผิดปกติในแกนกลางของพวกมัน ในปีพ.ศ. 2486 K. Seifert ได้ค้นพบกาแลคซีชนิดพิเศษที่มีเส้นไฮโดรเจนในนิวเคลียสกว้างมาก ซึ่งบ่งชี้ว่ามีกิจกรรมสูง ความส่องสว่างของนิวเคลียสเหล่านี้และสเปกตรัมของพวกมันเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา โดยทั่วไป นิวเคลียสของดาราจักร Seyfert นั้นคล้ายกับควาซาร์ แม้ว่าจะไม่ได้ทรงพลังเท่าก็ตาม

ตามลําดับทางสัณฐานวิทยาของดาราจักร ดัชนีปริพันธ์ของสีจะเปลี่ยนไป ( บี-วี), เช่น. ความแตกต่างระหว่างขนาดของกาแล็กซีสีน้ำเงิน บีและสีเหลือง วีรังสีเอกซ์ ดัชนีสีเฉลี่ยของกาแลคซีประเภทหลัก ๆ มีดังนี้:

ในระดับนี้ 0.0 คือสีขาว 0.5 คือสีเหลืองและ 1.0 คือสีแดง

ด้วยการวัดแสงแบบละเอียด มักจะปรากฏว่าสีของดาราจักรเปลี่ยนจากแกนกลางเป็นขอบ ซึ่งบ่งบอกถึงการเปลี่ยนแปลงในองค์ประกอบของดาว ดาราจักรส่วนใหญ่มีสีฟ้าในบริเวณด้านนอกมากกว่าในแกนกลาง สิ่งนี้เห็นได้ชัดเจนในวงก้นหอยมากกว่าในวงรีเนื่องจากดิสก์ของพวกมันมีดาวสีน้ำเงินอายุน้อยจำนวนมาก ดาราจักรที่ไม่ปกติ ซึ่งมักจะไม่มีนิวเคลียส มักจะเป็นสีฟ้าที่จุดศูนย์กลางมากกว่าที่ขอบ

การหมุนและมวลการหมุนของดาราจักรรอบแกนที่เคลื่อนผ่านจุดศูนย์กลางทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงในความยาวคลื่นของเส้นในสเปกตรัม: เส้นจากบริเวณดาราจักรที่เข้าใกล้เราจะเปลี่ยนเป็นส่วนสีม่วงของสเปกตรัม และจากการถอยกลับ ภูมิภาค พวกเขาจะเปลี่ยนเป็นสีแดง (รูปที่ 7) ตามสูตรดอปเปลอร์ การเปลี่ยนแปลงสัมพัทธ์ของความยาวคลื่นของเส้นคือ   / = วี r /ค, ที่ไหน คคือความเร็วแสง และ วี rคือความเร็วในแนวรัศมี กล่าวคือ องค์ประกอบความเร็วต้นทางตามแนวสายตา ช่วงเวลาของการปฏิวัติดาวฤกษ์รอบใจกลางกาแลคซี่คือหลายร้อยล้านปี และความเร็วของการเคลื่อนที่ในวงโคจรของพวกมันถึง 300 กม./วินาที โดยปกติความเร็วในการหมุนดิสก์จะถึงค่าสูงสุด ( วี เอ็ม) ห่างจากศูนย์กลางพอสมควร ( r เอ็ม) แล้วลดลง (รูปที่ 8) กาแล็กซี่ของเรา วี เอ็ม= 230 กม./วินาที ที่ระยะทาง r เอ็ม= 40,000 เซนต์ ปีจากศูนย์กลาง:

ข้าว. 7. เส้นสเปกตรัมของกาแลคซี่, หมุนรอบแกน นู๋เมื่อกรีดสเปกโตรกราฟตามแนวแกน อะบี. เส้นจากขอบถดถอยของดาราจักร ( ข) เบี่ยงเบนไปทางด้านสีแดง (R) และจากขอบที่ใกล้เข้ามา ( เอ) เป็นรังสีอัลตราไวโอเลต (UV)

ข้าว. 8. GALAXY ROTATION CURVE. ความเร็วในการหมุน วี r ถึงค่าสูงสุด วี M ในระยะทาง R M จากใจกลางดาราจักรแล้วค่อย ๆ ลดลง

เส้นดูดกลืนและเส้นปล่อยรังสีในสเปกตรัมของดาราจักรมีรูปร่างเหมือนกัน ดังนั้นดาวและก๊าซในจานจะหมุนด้วยความเร็วเท่ากันในทิศทางเดียวกัน เมื่อใดที่ตำแหน่งของช่องฝุ่นมืดในดิสก์ เป็นไปได้ที่จะเข้าใจว่าขอบของดาราจักรใดอยู่ใกล้เรามากที่สุด เราสามารถหาทิศทางของการบิดแขนกังหันได้: ในดาราจักรทั้งหมดที่ศึกษาพวกมันอยู่ด้านหลัง กล่าวคือ เคลื่อนออกจากจุดศูนย์กลาง แขนงอไปในทิศทางตรงกันข้ามกับทิศทางการหมุน

การวิเคราะห์เส้นโค้งการหมุนทำให้สามารถระบุมวลของดาราจักรได้ ในกรณีที่ง่ายที่สุด เมื่อเทียบแรงโน้มถ่วงกับแรงเหวี่ยง เราจะได้มวลของดาราจักรภายในวงโคจรของดาว: เอ็ม = rV r 2 /จี, ที่ไหน จีคือค่าคงตัวโน้มถ่วง การวิเคราะห์การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์รอบข้างทำให้สามารถประมาณมวลรวมได้ กาแล็กซี่ของเรามีมวลประมาณ 210 11 มวลดวงอาทิตย์ สำหรับ Andromeda Nebula 410 11 สำหรับเมฆแมคเจลแลนใหญ่ - 1510 9 . มวลของดาราจักรดิสก์เป็นสัดส่วนโดยประมาณกับความส่องสว่าง ( หลี่) ดังนั้นอัตราส่วน M/Lเกือบจะเท่ากันและสำหรับความส่องสว่างของรังสีสีฟ้าจะเท่ากัน M/L 5 ในหน่วยมวลและความส่องสว่างของดวงอาทิตย์

มวลของดาราจักรทรงกลมสามารถประมาณได้ในลักษณะเดียวกัน โดยใช้ความเร็วของการเคลื่อนที่แบบโกลาหลของดาวในดาราจักรแทนการหมุนจาน (  วี) ซึ่งวัดจากความกว้างของเส้นสเปกตรัมและเรียกว่าการกระจายตัวของความเร็ว: เอ็ม  R วี 2 /จี, ที่ไหน Rคือรัศมีดาราจักร (ทฤษฎีบทไวรัส) การกระจายความเร็วของดาวฤกษ์ในดาราจักรวงรีมักจะอยู่ระหว่าง 50 ถึง 300 กม./วินาที และมวลมีตั้งแต่ 10 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ในระบบแคระถึง 10 12 เท่าในกลุ่มดาวยักษ์

การปล่อยคลื่นวิทยุทางช้างเผือกถูกค้นพบโดย K. Jansky ในปี 1931 G. Reber ได้รับแผนที่วิทยุแห่งแรกของทางช้างเผือกในปี 1945 การแผ่รังสีนี้มาในช่วงความยาวคลื่นที่หลากหลาย  หรือความถี่  = ค/ จากหลายเมกะเฮิรตซ์ (   100 ม.) สูงถึงสิบกิกะเฮิรตซ์ (   1 ซม.) และเรียกว่า "ต่อเนื่อง" กระบวนการทางกายภาพหลายอย่างมีหน้าที่รับผิดชอบ ที่สำคัญที่สุดคือการแผ่รังสีซิงโครตรอนของอิเล็กตรอนในอวกาศที่เคลื่อนที่เกือบด้วยความเร็วแสงในสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาวที่อ่อนแอ ในปี 1950 รังสีต่อเนื่องที่ความยาวคลื่น 1.9 ม. ถูกค้นพบโดย R. Brown และ C. Hazard (Jodrell Bank, England) จากเนบิวลาแอนโดรเมดาและจากดาราจักรอื่นอีกจำนวนมาก ดาราจักรปกติเช่นเราหรือ M 31 เป็นแหล่งคลื่นวิทยุที่อ่อนแอ พวกมันฉายแสงในช่วงวิทยุแทบจะไม่ถึงหนึ่งในล้านของกำลังแสง แต่ในดาราจักรที่ไม่ธรรมดาบางแห่ง การแผ่รังสีนี้รุนแรงกว่ามาก "ดาราจักรวิทยุ" ที่ใกล้ที่สุด Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) และ Perseus A (NGC 1275) มีความส่องสว่างของคลื่นวิทยุ 10-4 10–3 ของออปติคัล และสำหรับวัตถุหายาก เช่น ดาราจักรวิทยุ Cygnus A อัตราส่วนนี้ใกล้เคียงกับความสามัคคี เพียงไม่กี่ปีหลังจากการค้นพบแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุอันทรงพลังนี้ ก็เป็นไปได้ที่จะพบดาราจักรจาง ๆ ที่เกี่ยวข้องกับมัน แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่อ่อนแอจำนวนมาก ซึ่งอาจเกี่ยวข้องกับกาแลคซีที่อยู่ห่างไกล ยังไม่ได้รับการระบุด้วยวัตถุออปติคัล

ระยะห่างจากกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดคือเท่าไร? 12 มีนาคม 2556

นักวิทยาศาสตร์สามารถวัดระยะทางที่แน่นอนจากดาราจักรที่ใกล้ที่สุดจากเราได้เป็นครั้งแรก ดาราจักรแคระนี้เรียกว่า เมฆแมคเจลแลนใหญ่. ตั้งอยู่ห่างจากเรา 163,000 ปีแสง หรือ 49.97 กิโลพาร์เซกตามจริง

Galaxy Large Magellanic Cloud ค่อยๆ ลอยไปในอวกาศ ผ่านดาราจักรของเราไป ทางช้างเผือกราวกับดวงจันทร์โคจรรอบโลก

เมฆก๊าซขนาดใหญ่รอบๆ ดาราจักรค่อยๆ สลายไป ส่งผลให้เกิดดาวดวงใหม่ที่ส่องสว่างในอวกาศระหว่างดวงดาวด้วยแสงของพวกมัน ทำให้เกิดภูมิทัศน์ของจักรวาลที่มีสีสันสดใส ทิวทัศน์เหล่านี้ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ ฮับเบิล.

กาแล็กซีขนาดเล็ก เมฆแมคเจลแลนใหญ่ รวมถึงเนบิวลาทารันทูล่า - แหล่งกำเนิดดาวที่สว่างที่สุดในอวกาศในละแวกของเรา - ได้รับการเห็นสัญญาณของการก่อตัวของดาวดวงใหม่

นักวิทยาศาสตร์สามารถทำการคำนวณได้โดยการสังเกตดาวคู่ที่หายากและอยู่ใกล้ที่เรียกว่า สุริยุปราคา. ดาวคู่นี้จับกันด้วยแรงโน้มถ่วง และเมื่อดาวดวงใดดวงหนึ่งสว่างกว่าอีกดวงหนึ่ง ดังที่ผู้สังเกตการณ์จากโลกมองเห็น ความสว่างโดยรวมของระบบจะลดลง

หากคุณเปรียบเทียบความสว่างของดวงดาว คุณจะสามารถคำนวณระยะห่างจากดวงดาวได้อย่างแม่นยำด้วยวิธีนี้

การกำหนดระยะทางที่แน่นอนไปยังวัตถุในอวกาศนั้นสำคัญมากสำหรับการทำความเข้าใจขนาดและอายุของจักรวาลของเรา จนถึงตอนนี้ คำถามยังคงเปิดอยู่: จักรวาลของเรามีขนาดเท่าใด ยังไม่มีนักวิทยาศาสตร์คนใดสามารถพูดได้อย่างแน่นอน

เมื่อนักดาราศาสตร์สามารถบรรลุความแม่นยำดังกล่าวในการกำหนดระยะทางในอวกาศแล้ว พวกเขาจะสามารถดูวัตถุที่อยู่ไกลออกไป และในท้ายที่สุด จะสามารถคำนวณขนาดของจักรวาลได้

นอกจากนี้ คุณสมบัติใหม่จะช่วยให้เรากำหนดอัตราการขยายของจักรวาลได้แม่นยำยิ่งขึ้น เช่นเดียวกับการคำนวณที่แม่นยำยิ่งขึ้น ค่าคงที่ฮับเบิล. ค่าสัมประสิทธิ์นี้ตั้งชื่อตาม Edwin P. Hubble นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันที่พิสูจน์ในปี 1929 ว่าจักรวาลของเราขยายตัวอย่างต่อเนื่องตั้งแต่เริ่มต้นการดำรงอยู่

ระยะห่างระหว่างกาแล็กซี

กาแล็กซีเมฆแมเจลแลนใหญ่เป็นดาราจักรแคระที่อยู่ใกล้เราที่สุด แต่ดาราจักรขนาดใหญ่ที่สุดถือว่าเป็นดาราจักรเพื่อนบ้านของเรา กาแล็กซีก้นหอยแอนโดรเมดาซึ่งอยู่ห่างจากเราประมาณ 2.52 ล้านปีแสง

ระยะห่างระหว่างดาราจักรของเรากับดาราจักรแอนโดรเมดาค่อยๆ ลดลง พวกเขากำลังเข้าใกล้กันด้วยความเร็วประมาณ 100-140 กิโลเมตรต่อวินาที ถึงแม้ว่าพวกเขาจะได้พบกันในไม่ช้านี้ หรือมากกว่านั้นในอีก 3-4 พันล้านปีข้างหน้า

บางทีนี่อาจเป็นลักษณะของท้องฟ้ายามค่ำคืนสำหรับผู้สังเกตการณ์บนโลกในอีกไม่กี่พันล้านปี

ดังนั้น ระยะห่างระหว่างกาแลคซี่อาจแตกต่างกันมากในแต่ละช่วงเวลา เนื่องจากพวกมันอยู่ในไดนามิกตลอดเวลา

ขนาดของจักรวาล

จักรวาลที่มองเห็นได้นั้นมีเส้นผ่านศูนย์กลางที่น่าเหลือเชื่อ ซึ่งก็คือ พันล้าน และอาจถึงหลายหมื่นล้านปีแสง วัตถุหลายอย่างที่เรามองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์นั้นไม่มีอีกต่อไปแล้วหรือดูแตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง เนื่องจากแสงที่อยู่ข้างหน้านั้นยาวอย่างไม่น่าเชื่อ

ชุดภาพประกอบที่เสนอจะช่วยให้คุณจินตนาการถึงขนาดจักรวาลของเราอย่างน้อยก็ในแง่ทั่วไป

ระบบสุริยะที่มีวัตถุที่ใหญ่ที่สุด (ดาวเคราะห์และดาวเคราะห์แคระ)

ดวงอาทิตย์ (กลาง) และดาวที่ใกล้ที่สุด

ดาราจักรทางช้างเผือกแสดงกลุ่มของระบบดาวที่อยู่ใกล้ระบบสุริยะมากที่สุด

กลุ่มดาราจักรใกล้เคียง รวมทั้งมากกว่า 50 กาแล็กซี่ ซึ่งมีจำนวนเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องเมื่อมีการค้นพบดาราจักรใหม่

supercluster ท้องถิ่นของกาแลคซี (Virgo Supercluster) ขนาด - ประมาณ 200 ล้านปีแสง

กลุ่มซุปเปอร์กระจุกดาราจักร

จักรวาลที่มองเห็นได้

วิทยาศาสตร์

นักวิทยาศาสตร์สามารถวัดระยะทางที่แน่นอนได้เป็นครั้งแรก ไปยังกาแล็กซี่ที่ใกล้ที่สุดของเรา. ดาราจักรแคระนี้เรียกว่า เมฆแมคเจลแลนใหญ่. มันอยู่ไกลจากเรา 163,000 ปีแสงหรือ 49.97 กิโลพาร์เซกเป็นที่แน่นอน

Galaxy Large Magellanic Cloud ค่อยๆ ลอยไปในอวกาศ ผ่านดาราจักรของเราไป ทางช้างเผือกรอบเหมือน ดวงจันทร์โคจรรอบโลก.

เมฆก๊าซขนาดใหญ่ในบริเวณดาราจักรค่อยๆ สลายตัวไป ส่งผลให้เกิด ดาวดวงใหม่ซึ่งส่องสว่างในอวกาศระหว่างดวงดาวด้วยแสงของพวกมัน สร้างภูมิทัศน์ของอวกาศที่มีสีสันสดใส ทิวทัศน์เหล่านี้ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ ฮับเบิล.

กาแล็กซีขนาดเล็ก เมฆแมเจลแลนใหญ่ รวม เนบิวลาทารันทูล่า- เปลที่เป็นตัวเอกที่สว่างที่สุดในอวกาศในละแวกของเรา - สัญญาณของการก่อตัวของดาวดวงใหม่

นักวิทยาศาสตร์สามารถทำการคำนวณได้โดยการสังเกตดาวคู่ที่หายากและอยู่ใกล้ที่เรียกว่า สุริยุปราคา. ดาวคู่นี้มีแรงโน้มถ่วง เชื่อมต่อถึงกันและเมื่อดาวดวงหนึ่งบดบังอีกดวงหนึ่ง ตามที่ผู้สังเกตการณ์จากโลกมองเห็น ความสว่างโดยรวมของระบบจะลดลง

หากคุณเปรียบเทียบความสว่างของดวงดาว คุณจะสามารถคำนวณระยะห่างจากดวงดาวได้อย่างแม่นยำด้วยวิธีนี้

การกำหนดระยะทางที่แน่นอนไปยังวัตถุในอวกาศนั้นสำคัญมากสำหรับการทำความเข้าใจขนาดและอายุของจักรวาลของเรา ในขณะที่คำถามยังคงเปิดอยู่: จักรวาลของเราใหญ่แค่ไหนนักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถพูดได้อย่างแน่นอน

หลังจากที่นักดาราศาสตร์สามารถบรรลุความแม่นยำดังกล่าวในการกำหนดระยะทางในอวกาศ พวกเขา จะสามารถจัดการกับวัตถุที่อยู่ไกลออกไปได้และในที่สุดก็สามารถคำนวณขนาดของจักรวาลได้

นอกจากนี้ คุณสมบัติใหม่จะช่วยให้เรากำหนดอัตราการขยายของจักรวาลได้แม่นยำยิ่งขึ้น เช่นเดียวกับการคำนวณที่แม่นยำยิ่งขึ้น ค่าคงที่ฮับเบิล. อัตราส่วนนี้ได้รับการตั้งชื่อตาม เอ็ดวิน พี. ฮับเบิลนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันซึ่งในปี พ.ศ. 2472 ได้พิสูจน์ว่า จักรวาลขยายตัวอย่างต่อเนื่องตั้งแต่เริ่มต้นการดำรงอยู่ของมัน.

ระยะห่างระหว่างกาแล็กซี

เมฆแมเจลแลนใหญ่เป็นดาราจักรที่อยู่ใกล้เราที่สุด ดาราจักรแคระแต่เป็นกาแล็กซี่ขนาดใหญ่ - ถือว่าเป็นเพื่อนบ้านของเรา กาแล็กซีก้นหอยแอนโดรเมดาซึ่งตั้งอยู่ห่างออกไปประมาณ 2.52 ล้านปีแสง.

ระยะห่างระหว่างดาราจักรของเรากับดาราจักรแอนโดรเมดา กำลังลดลงเรื่อยๆ. พวกเขาเข้าหากันด้วยความเร็วประมาณ 100-140 กิโลเมตรต่อวินาทีถึงแม้ว่าพวกเขาจะพบกันเร็ว ๆ นี้หรือค่อนข้างผ่าน 3-4 พันล้านปี.

บางทีนี่อาจเป็นลักษณะของท้องฟ้ายามค่ำคืนสำหรับผู้สังเกตการณ์บนโลกในอีกไม่กี่พันล้านปี

ระยะห่างระหว่างกาแล็กซีจึงเท่ากับ อาจแตกต่างกันมากในแต่ละช่วงเวลา เนื่องจากมีการเปลี่ยนแปลงอยู่ตลอดเวลา

ขนาดของจักรวาล

จักรวาลที่มองเห็นได้มี เส้นผ่านศูนย์กลางที่เหลือเชื่อซึ่งก็คือพันล้านและอาจหลายหมื่นล้านปีแสง วัตถุหลายอย่างที่เรามองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์นั้นไม่มีอีกต่อไปแล้วหรือดูแตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง เนื่องจากแสงที่อยู่ข้างหน้านั้นยาวอย่างไม่น่าเชื่อ

ภาพประกอบชุดที่เสนอจะช่วยให้คุณจินตนาการได้อย่างน้อยในแง่ทั่วไป ขนาดของจักรวาลของเรา.

ระบบสุริยะที่มีวัตถุที่ใหญ่ที่สุด (ดาวเคราะห์และดาวเคราะห์แคระ)

ดวงอาทิตย์ (กลาง) และดาวที่ใกล้ที่สุด

ดาราจักรทางช้างเผือกแสดงกลุ่มของระบบดาวที่อยู่ใกล้ระบบสุริยะมากที่สุด

กลุ่มดาราจักรใกล้เคียง รวมทั้งมากกว่า 50 กาแล็กซี่ ซึ่งมีจำนวนเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องเมื่อมีการค้นพบดาราจักรใหม่

supercluster ท้องถิ่นของกาแลคซี (Virgo Supercluster) ขนาด - ประมาณ 200 ล้านปีแสง

กลุ่มซุปเปอร์กระจุกดาราจักร

จักรวาลที่มองเห็นได้

เมื่อเข้าใจว่ากาแล็กซี ดวงดาว และดาวเคราะห์สามารถปรากฏขึ้นได้อย่างไรและเมื่อใด นักวิทยาศาสตร์จึงใกล้จะคลี่คลายความลึกลับที่สำคัญอย่างหนึ่งของจักรวาลแล้ว พวกเขาโต้แย้งว่าเป็นผลมาจากบิ๊กแบง - และอย่างที่เราทราบกันดีอยู่แล้วว่าเกิดขึ้นเมื่อ 15-20 พันล้านปีก่อน (ดู "วิทยาศาสตร์และชีวิต" ฉบับที่) - ว่าวัสดุดังกล่าวเกิดขึ้นจากวัตถุท้องฟ้าและกระจุกของพวกมันในภายหลัง แบบฟอร์ม

เนบิวลาก๊าซดาวเคราะห์ วงแหวนในกลุ่มดาวไลรา

เนบิวลาปูในกลุ่มดาวราศีพฤษภ

เนบิวลาใหญ่แห่งกลุ่มดาวนายพราน

กระจุกดาวลูกไก่ในกลุ่มดาวราศีพฤษภ

Andromeda Nebula เป็นหนึ่งในเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดของกาแลคซีของเรา

ดาวเทียมของกาแลคซี่คือกระจุกดาวดาราจักร: เล็ก (ด้านบน) และเมฆแมเจลแลนใหญ่

ดาราจักรวงรีในกลุ่มดาว Centaurus ที่มีช่องฝุ่นกว้าง บางครั้งเรียกว่าซิการ์

หนึ่งในดาราจักรก้นหอยที่ใหญ่ที่สุด ซึ่งมองเห็นได้จากโลกผ่านกล้องโทรทรรศน์อันทรงพลัง

วิทยาศาสตร์กับชีวิต // ภาพประกอบ

กาแล็กซี่ของเรา - ทางช้างเผือก - มีดาวนับพันล้านดวง และพวกมันทั้งหมดเคลื่อนที่รอบศูนย์กลางของมัน ในภาพหมุนกาแล็กซี่ขนาดใหญ่นี้ ไม่เพียงแต่ดวงดาวเท่านั้นที่หมุน นอกจากนี้ยังมีจุดหมอกหรือเนบิวลา มีไม่มากนักที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า อีกอย่างถ้าคุณมองท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวผ่านกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ เราจะเห็นหมอกจักรวาลแบบไหน? กลุ่มดาวเล็ก ๆ ที่ห่างไกลซึ่งไม่สามารถมองเห็นเป็นรายบุคคลหรือแตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง?

วันนี้ นักดาราศาสตร์รู้ว่าเนบิวลานั้นคืออะไร ปรากฎว่าพวกเขาแตกต่างอย่างสิ้นเชิง มีเนบิวลาที่สร้างจากก๊าซและส่องสว่างด้วยดวงดาว มักจะมีรูปร่างกลมซึ่งเรียกว่าดาวเคราะห์ เนบิวลาเหล่านี้จำนวนมากเกิดขึ้นจากการวิวัฒนาการของดาวมวลสูงอายุมาก ตัวอย่างของ "เศษหมอก" ของซุปเปอร์โนวา (เราจะบอกคุณเพิ่มเติมว่ามันคืออะไร) คือเนบิวลาปูในกลุ่มดาวราศีพฤษภ เนบิวลาคล้ายปูนี้อายุยังน้อย เป็นที่ทราบกันดีว่าเธอเกิดในปี 1054 มีเนบิวลาและแก่กว่ามาก อายุของพวกมันคือหลายหมื่นและหลายแสนปี

เนบิวลาดาวเคราะห์และเศษซากของซุปเปอร์โนวาที่เคยระเบิดสามารถเรียกได้ว่าเป็นเนบิวลาอนุสาวรีย์ แต่ยังเป็นที่รู้จักกันในนามเนบิวลาอื่นซึ่งดาวไม่ดับ แต่ในทางกลับกันเกิดและเติบโต ตัวอย่างเช่น เป็นเนบิวลาที่มองเห็นได้ในกลุ่มดาวนายพราน เรียกว่า Great Nebula of Orion

เนบิวลาซึ่งเป็นกระจุกดาว กลับกลายเป็นว่าแตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง กระจุกดาวลูกไก่มองเห็นได้ชัดเจนด้วยตาเปล่าในกลุ่มดาวราศีพฤษภ เมื่อมองดูแล้ว ก็ยากที่จะจินตนาการว่านี่ไม่ใช่เมฆก๊าซ แต่เป็นดาวฤกษ์หลายแสนดวง นอกจากนี้ยังมีกระจุกดาวที่ "ร่ำรวย" อีกหลายแสนหรือหลายล้านดวง! "ลูกบอล" ที่เป็นตัวเอกดังกล่าวเรียกว่ากระจุกดาวทรงกลม บริวารทั้งหมดของ "ลูกบอล" ดังกล่าวล้อมรอบทางช้างเผือก

กระจุกดาวและเนบิวลาส่วนใหญ่ที่มองเห็นได้จากโลก แม้ว่าจะอยู่ห่างจากเราเป็นระยะทางไกลมาก แต่ก็ยังเป็นของกาแล็กซีของเรา ในขณะเดียวกัน มีจุดหมอกที่อยู่ห่างไกลออกไป ซึ่งกลายเป็นว่าไม่ใช่กระจุกดาว ไม่ใช่เนบิวลา แต่เป็นกาแลคซีทั้งหมด!

เพื่อนบ้านดาราจักรที่มีชื่อเสียงที่สุดของเราคือ Andromeda Nebula ในกลุ่มดาว Andromeda เมื่อมองด้วยตาเปล่าจะมีลักษณะเป็นหย่อมๆ และในภาพถ่ายที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ เนบิวลาแอนโดรเมดาก็ปรากฏเป็นดาราจักรที่สวยงาม ผ่านกล้องโทรทรรศน์ เราไม่เพียงเห็นดาวฤกษ์หลายดวงเท่านั้น แต่ยังมองเห็นกิ่งก้านของดาวที่โผล่ออกมาจากใจกลางซึ่งเรียกว่า "เกลียว" หรือ "แขน" ด้วย เพื่อนบ้านของเรามีขนาดใหญ่กว่าทางช้างเผือกขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 130,000 ปีแสง

Andromeda Nebula เป็นดาราจักรชนิดก้นหอยที่อยู่ใกล้เรามากที่สุดและเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยที่ใหญ่ที่สุดที่รู้จัก ลำแสงส่องจากมันมายังโลก "เพียง" ประมาณสองล้านปีแสงเท่านั้น ดังนั้น หากเราต้องการทักทาย "ชาวแอนโดรเมดา" ด้วยการให้สัญญาณพวกเขาด้วยสปอตไลท์ที่สว่างไสว พวกเขาจะรู้ถึงความพยายามของเราในเกือบสองล้านปี! และคำตอบจากพวกเขาจะมาหาเราในเวลาเดียวกัน นั่นคือ กลับไปกลับมา - ประมาณสี่ล้านปี ตัวอย่างนี้ช่วยให้จินตนาการได้ว่าเนบิวลาแอนโดรเมดาอยู่ห่างจากโลกของเรามากเพียงใด

ในภาพถ่ายของ Andromeda Nebula ไม่เพียงแต่ตัวกาแล็กซี่เองเท่านั้น แต่ยังมองเห็นดาวเทียมบางดวงได้อย่างชัดเจนอีกด้วย แน่นอน ดาวเทียมของกาแล็กซี่นั้นไม่เหมือนกัน ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์ - บริวารของดวงอาทิตย์หรือดวงจันทร์ - บริวารของโลก ดาวเทียมของดาราจักรก็เป็นดาราจักรเช่นกัน มีเพียง "เล็ก" ที่ประกอบด้วยดาวนับล้านดวง

มีดาวเทียมอยู่ในกาแลคซีของเรา มีพวกมันหลายสิบตัว และสองตัวนี้สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าบนท้องฟ้าของซีกโลกใต้ ชาวยุโรปเห็นพวกเขาครั้งแรกระหว่างการเดินทางรอบเกาะมาเจลลัน พวกเขาคิดว่าพวกเขาเป็นเมฆชนิดหนึ่งและตั้งชื่อพวกเขาว่าเมฆแมคเจลแลนใหญ่และเมฆแมคเจลแลนเล็ก

แน่นอนว่าดาวเทียมของกาแล็กซี่ของเรานั้นอยู่ใกล้โลกมากกว่าเนบิวลาแอนโดรเมดา แสงจากเมฆแมเจลแลนใหญ่ใช้เวลาเพียง 170,000 ปีในการไปถึงเรา จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ ดาราจักรนี้ถือเป็นดาวบริวารที่ใกล้ที่สุดของทางช้างเผือก แต่เมื่อเร็ว ๆ นี้ นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบดาวเทียมและอยู่ใกล้กว่านั้น อย่างไรก็ตาม พวกมันมีขนาดเล็กกว่าเมฆแมคเจลแลนมาก และไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า

จากการตรวจสอบ "ภาพเหมือน" ของดาราจักรบางแห่ง นักดาราศาสตร์พบว่าในหมู่พวกเขา มีโครงสร้างและรูปร่างที่แตกต่างจากทางช้างเผือก นอกจากนี้ยังมีดาราจักรประเภทนี้อยู่มากมาย - เหล่านี้เป็นทั้งดาราจักรที่สวยงามและดาราจักรไร้รูปร่างอย่างสมบูรณ์ เช่น กับเมฆแมเจลแลน

น้อยกว่าร้อยปีแล้วที่นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบสิ่งมหัศจรรย์: ดาราจักรที่อยู่ห่างไกลกระจัดกระจายไปจากที่อื่นในทุกทิศทาง เพื่อให้เข้าใจว่าสิ่งนี้เกิดขึ้นได้อย่างไร คุณสามารถใช้บอลลูนและทำการทดลองที่ง่ายที่สุด

ใช้หมึก ปากกาสักหลาด หรือสีวาดวงกลมเล็กๆ หรือหยักศกเพื่อแสดงกาแล็กซีบนบอลลูน เมื่อคุณเริ่มขยายบอลลูน "กาแล็กซี" ที่วาดไว้จะแยกออกจากกันมากขึ้น นี่คือสิ่งที่เกิดขึ้นในจักรวาล

กาแล็กซีเร่งรีบ ดวงดาวถือกำเนิด อยู่และตายในนั้น และไม่เพียงแต่ดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงดาวเคราะห์ด้วย เพราะในจักรวาลอาจมีระบบดาวหลายระบบที่คล้ายคลึงกันและไม่เหมือนกับระบบสุริยะของเราที่เกิดในกาแล็กซีของเรา เมื่อเร็วๆ นี้ นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบดาวเคราะห์ประมาณ 300 ดวงที่เคลื่อนที่รอบดาวฤกษ์อื่น