Размер галактики – Размер нашей галактики оказался в 10 раз больше предполагаемого

Содержание

Размеры и строение нашей галактики

Основываясь на результатах своих подсчётов, Гершель предпринял попытку определить размеры Галактики. Он заключил, что наша звёздная система имеет конечные размеры и образует своего рода толстый диск: в плоскости Млечного Пути она простирается на расстояние не более 850 единиц, а в перпендикулярном направлении — на 200 единиц, если принять за единицу расстояние до Сириуса. По современной шкале расстояний это соответствует 7300 х 1700 световых лет.

Эта оценка в целом, верно, отражает структуру Млечного Пути, хотя она весьма неточна. Дело в том, что кроме звёзд в состав диска Галактики входят также многочисленные газопылевые облака, которые ослабляют свет удалённых звёзд. Первые исследователи Галактики не знали об этом поглощающем веществе и считали, что они видят все её звёзды.

Истинные размеры Галактики были установлены только в XX в. Оказалось, что она является значительно более плоским образованием, чем предполагали ранее. Диаметр галактического диска превышает 100 тыс. световых лет, а толщина — около 1000 световых лет. По внешнему виду Галактика напоминает чечевичное зерно с утолщением посередине.

Из-за того, что Солнечная система находится практически в плоскости Галактики, заполненной поглощающей материей, очень многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их можно изучать на примере других галактик, сходных с нашей. Так, в 40-е гг. XX столетия, наблюдая галактику М 31, больше известную как туманность Андромеды, немецкий астроном Вальтер Бааде (в те годы он работал в США) заметил, что плоский линза образный диск этой огромной галактики погружён в более разреженное звёздное облако сферической формы — гало. Поскольку туманность Андромеды очень похожа на нашу Галактику, Бааде предположил, что подобная структура имеется и у Млечного Пути. Звёзды галактического диска были названы населением I типа, а звёзды гало (или сферической составляющей) — населением II типа.

Как показывают современные исследования, два вида звёздного населения отличаются не только пространственным положением, но и характером движения, а также химическим составом. Эти особенности связаны в первую очередь с различным происхождением диска и сферической составляющей.

ГАЛО. Границы нашей Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска. Состоит гало в основном из очень старых, неярких мало массивных звёзд. Они встречаются как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, которые могут включать в себя более миллиона звёзд. Возраст населения сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд. лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики.

Характерной особенностью звёзд гало является чрезвычайно малая доля в них тяжёлых химических элементов. Звёзды, образующие шаровые скопления, содержат металлов в сотни раз меньше, чем Солнце.

Звёзды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж (в переводе с английского «утолщение»).

Звёзды и звёздные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Из-за того, что вращение отдельных звёзд происходит почти беспорядочно (т. е. скорости соседних звёзд могут иметь самые различные направления), гало в целом вращается очень медленно.

ДИСК. По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Скорость его вращения не одинакова на различных расстояниях от центра. Она быстро возрастает от нуля в центре до 200-240 км/с на расстоянии 2 тыс. световых лет от него, затем несколько уменьшается, снова возрастает примерно до того же значения и далее остаётся почти постоянной. Изучение особенностей вращения диска позволило оценить его массу. Оказалось, что она в 150 млрд. раз больше массы Солнца.

Население диска очень сильно отличается от населения гало. Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звёзды и звёздные скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет. Они образуют так называемую плоскую составляющую. Среди них очень много ярких и горячих звёзд.

Газ в диске Галактики также сосредоточен в основном вблизи его плоскости. Он распределён неравномерно, образуя многочисленные газовые облака — от гигантских неоднородных по структуре сверх облаков протяжённостью несколько тысяч световых лет до маленьких облачков размерами не больше парсека.

Основным химическим элементом в нашей Галактике является водород. Приблизительно на 1/4 она состоит из гелия. По сравнению с этими двумя элементами остальные присутствуют в очень небольших количествах. В среднем химический состав звёзд и газа в диске почти такой же, как у Солнца.

ЯДРО. Одной из самых интересных областей Галактики считается её центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Поэтому его начали изучать только после создания приёмников инфракрасного и радиоизлучения, которое поглощается в меньшей степени.

Для центральных областей Галактики характерна сильная концентрация звёзд: в каждом кубическом парсеке вблизи центра их содержатся многие тысячи. Расстояния между звёздами в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся вблизи ядра Галактики, то на небе были бы видны десятки звёзд, по яркости сопоставимых с Луной, и многие тысячи более ярких, чем самые яркие звёзды нашего неба.

Помимо большого количества звёзд в центральной области Галактики наблюдается околоядерный газовый диск, состоящий преимущественно из молекулярного водорода. Его радиус превышает 1000 световых лет. Ближе к центру отмечаются области ионизованного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта — чёрной дыры массой около миллиона масс Солнца. В центре находится также яркий радиоисточник Стрелец А, происхождение которого связывают с активностью ядра.

СПИРАЛЬНЫЕ ВЕТВИ. Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов — спиральные галактики. Спиральная структура в нашей Галактике очень хорошо развита. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звёзды, многие рассеянные звёздные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков меж звёздного газа, в которых продолжают образовываться звёзды. В спиральных ветвях находится большое количество переменных и вспыхивающих звёзд, в них чаще всего наблюдаются взрывы некоторых типов сверхновых. В отличие от гало, где какие-либо проявления звёздной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвёздного пространства в звёзды и обратно. Галактическое магнитное поле, пронизывающее весь газовый диск, также сосредоточено главным образом в спиралях.

Спиральные рукава Млечного Пути в значительной степени скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвёздного водорода, концентрирующегося вдоль Длинных спиралей. По современным представлениям, спиральные Рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звёзд из газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны. Над этой проблемой работают многие астрофизики.

mirznanii.com

Эволюция галактик

Галактики – гигантские гравитационно-связанные системы из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики. Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов.

Первым условием появления галактик во Вселенной стало появление случайных скоплений и сгущений вещества в однородной Вселенной. Впервые подобная мысль была высказана И. Ньютоном, который утверждал, что если бы вещество было равномерно рассеяно по бесконечному пространству, то оно никогда бы не собралось в единую массу.

Второе условие появления галактик — наличие малых возмущений, флуктуаций вещества, ведущих к отклонению от однородности и изотропности пространства. Именно флуктуации и стали теми «затравками», которые привели к появлению более крупных уплотнений вещества. Эти процессы можно представить по аналогии с процессами образования облаков в атмосфере Земли.

ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК (РАЗМЕР, СВЕТИМОСТЬ, МАССА, СОСТАВ)

Размер. Понятие размера не является строго определенным, т.к. галактики не имеют резких границ, их яркость постепенно спадает с удалением от центра наружу. Видимый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, имеющие низкую яркость, на фоне свечения ночного неба, которое никогда не бывает абсолютно черным. В его слабом свете «тонут» периферийные части галактик. Для объективной оценки размеров галактик за их границу условно принимается определенный уровень поверхностной яркости, или, как говорят, определенная изофота (так называют линию, вдоль которой поверхностная яркость имеет постоянное значение).

Светимость галактик (т.е. полная мощность излучения) меняется в еще больших пределах, чем их размер – от нескольких миллионов светимостей Солнца (Lc) у самых маленьких галактик до нескольких сотен миллиардов Lc для галактик-гигантов. Эта величина примерно соответствует общему количеству звезд в галактике или ее полной массе.

Массы галактик, как и их светимости, также могут различаться на несколько порядков – от миллиона масс Солнц до тысячи миллиардов масс Солнца у некоторых эллиптических галактиках.

Состав и строение. Составными частями Галактики являются звезды, разряженный газ, пыль (это межзвездная среда) и космические лучи. Галактики – это, прежде всего, звездные системы. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, как бы вложенных один в другой: быстро вращающийся звездный диск, и медленно вращающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую

. Внутренняя, наиболее яркая часть сферодального компонента называется балдж (от англ. bulge – вздутие), а внешняя часть низкой яркости – звездное гало. В центре большинства галактик можно выделить яркую область, называемую ядром. В центральной части массивных галактик часто выделяется небольшой и быстро вращающийся околоядерный диск который также состоит из звезд и газа. Вокруг галактического центра в качестве спутника обращается большое число звезд, тесно связанных между собой гравитацией – это – шаровое звездное скопление. Кроме шаровых звездных скоплений выделяют рассеянные звездные скопления. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало; они значительно старше, содержат гораздо больше звёзд, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования.

Звезды в рассеянных скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования.

Помимо звезд с разными массами, химическим составом и возрастом, каждая галактика содержит разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными частицами (космическими лучами). Относительная масса, приходящаяся на долю межзвездной среды, также относятся к важнейшим наблюдаемым характеристикам галактик. Полная масса межзвездного вещества сильно меняется от одной галактики к другой и обычно составляет от нескольких десятых долей процента до 50% суммарной массы звезд (в редких случаях газ может даже преобладать по массе над звездами). Содержание газа в галактике – это очень важная характеристика, от которой во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде всего, – процесс образования звезд. Межзвездный газ состоит, в основном, из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Эти тяжелые элементы образуются в звездах и вместе с газом, теряемым звездами, оказываются в межзвездном пространстве.

В газовой среде межзвездного пространства содержится и мелкодисперсный твердый компонент – межзвездная пыль. Она проявляет себя двояко. Во-первых, пыль поглощает видимый и ультрафиолетовый свет, вызывая общее ослабление яркости и покраснение галактики. Наиболее непрозрачные (из-за пыли) участки галактики видны как темные области на светлом ярком фоне. Особенно много непрозрачных областей вблизи плоскости звездного диска – именно там концентрируется холодная межзвездная среда. Во-вторых, пыль излучает сама, отдавая накопленную энергию света в форме далекого инфракрасного излучения.. Суммарная масса пыли сравнительно невелика: она в несколько сотен раз меньше, чем полная масса межзвездного газа.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т. д. Многообразие наблюдаемых форм галактик вызвало у астрономов желание объединить похожие объекты и разбить галактики на ряд классов по их внешнему виду (по морфологии). В основе наиболее часто используемой морфологической классификации галактик лежит схема, предложенная Э.Хабблом в 1925 и развитая им в 1936. Галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неправильные (Irr).

Эллиптические E-галактики выглядят как эллиптические или овальные пятна, не слишком сильно вытянутые, яркость внутри которых плавно уменьшается с расстоянием от центра. Внутренняя структура, как правило, отсутствует (Заметный диск в них отсутствует, хотя точные фотометрические измерения в некоторых случаях позволяют заподозрить его существование. Следы пыли или газа в них также редко встречаются)

Спиральные галактики (S) —самый распространенный тип (их около половины). Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей. Несмотря на многообразие форм, спиральные галактики имеют сходное строение. В них наблюдается три основных составляющих: звездный диск, сфероидальная составляющая, яркая внутренняя область котороя называется балдж, и плоская составляющая, которая по толщине в несколько раз меньше диска. К плоской составляющей относится межзвездный газ, пыль, молодые звезды, а также спиральные ветви. Подобную структуру имеет и наша Галактика.

Между типами Е и S находится тип линзовидных галактик (S0). Как и S-галактики, они обладают звездным диском и балджем, но в них нет спиральных ветвей. Считается, что это галактики, которые в далеком прошлом были спиральными, но к настоящему времени почти полностью «потеряли» или израсходовали межзвездный газ, а вместе с ним – и способность образовывать яркие спиральные ветви. Любая спиральная галактика, если ее лишить газа и молодых звезд, будет классифицирована как линзовидная.

Неправильные Irr-галактики не обладают упорядоченной структурой, в них нет спиральных ветвей, хотя они и содержат внутри себя яркие области различных размеров (как правило, это области интенсивного звездообразования). Балдж в этих галактиках очень мал или совсем отсутствует. Эти галактики, как правило, отличаются высоким содержанием межзвездного газа и молодых звезд.

Некоторые галактики имеют необычно яркое ядро. Галактики, обладающие активными ядрами, принято разделять на несколько типов. Различают галактики Сейферта, радиогалактики, квазары Сейфертовские галактики названы в честь американского астронома Карла Сейферта, который первым обратил на них внимание в 1943 г. В некоторых случаях ядра Сейфертовых галактик превышают Солнце в яркости в 100 миллиардов раз . С.г. — это, как правило, спиральные галактики. Наиболее вероятная гипотеза, объясняющая активность ядер, предполагает наличие чёрной дыры (массой в десятки или сотни миллионов масс Солнца) в центре галактики.

Самые необычные из всех — это объекты, называемые квазарами. Английский термин quasar дословно означает «похожий на звезду радиоисточник») — мощное и далёкое активное ядро галактики. Они излучают с области, диаметром меньше 1 св. года, столько же энергии, сколько излучали бы сотни нормальных галактик Несмотря на их необычную природу, квазары визуально не впечатляют, поэтому на них обратили внимание только после 1963 г.

На сегодняшний день наиболее распространена точка зрения, согласно которой квазар — это сверхмассивная черная дыра, втягивающая в себя окружающее вещество. По мере приближения к черной дыре заряженные частицы разгоняются, сталкиваются, и это приводит к сильному излучению света. Согласно другой точке зрения квазары — это первые молодые галактики, и мы просто наблюдаем процесс их зарождения. Впрочем, существует и промежуточный, хотя вернее было бы сказать «объединенный» вариант гипотезы, согласно которому квазар — это черная дыра, поглощающая вещество формирующейся галактики.

Радиогалактика — тип галактик, которые обладают намного большим радиоизлучением по сравнению с остальными галактиками. Источники излучения радиогалактик обычно состоят из нескольких компонентов (ядро, гало, радиовыбросы). Радиогалактики обычно имеют форму эллипсов и отличаются гигантскими размерами.

Несколько процентов наблюдаемых галактик не укладывается в описанную классификационную схему, их называют пекулярными. Обычно это галактики, форма которых искажена сильным взаимодействием с соседними галактиками (такие галактики называют взаимодействующими. Для этого термина не существует однозначного определения, отнесение галактик к этому типу может оспариваться. Иногда отнесение галактики к пекулярному типу оспаривалось. Так, например, Б.А. Воронцов-Вельяминов считал, что взаимодействующие галактики не являются пекулярными, поскольку видимые изменения их формы вызваны возмущениями близких соседей. Однако среди взаимодействующих систем встречаются объекты столь причудливой формы, что их трудно не назвать пекулярными.

Классическим примером пекулярной галактики является радиогалактика Centaurus A (NGC 5128).

В отдельную группу выделяются карликовые галактики – небольшие по размеру, светимость которых в тысячи раз меньше, чем у таких галактик как наша или туманность Андромеды. Это самый многочисленный класс галактик, но из-за низкой светимости их трудно обнаружить на большом расстоянии. Среди них также встречаются эллиптические dE, спиральные dS (очень редко), и неправильные (dIrr). Буква d (от английского dwarf – карлик) обозначает принадлежность к карликовым системам.

Наблюдаемое многообразие галактик — это следствие различных условий, в которых они возникли. Анализ спектров и звездного состава галактик показал, что абсолютное большинство из них имеет очень большой возраст и образовалось 10-15 млрд лет назад. По современным представлениям, образование галактик началось в раннюю эпоху расширения Вселенной, когда средняя плотность вещества во Вселенной была в сотни раз больше, чем в настоящее время. Галактики возникли из водородно-гелиевых газовых облаков, сжимающихся под действием собственной гравитации. На определенном этапе сжатия в протогалактиках началось интенсивное звездообразование. Массивные звезды, быстро эволюционируя и взрываясь как сверхновые, выбрасывали в окружающее пространство газ, обогащенный различными химическими элементами, возникающими при взрыве.

Образование диска в галактиках связано с диссипацией (Диссипация энергии — переход части энергии упорядоченных процессов (кинетической энергии движущегося тела, энергии электрического тока и т. д.) в энергию неупорядоченных процессов, в конечном итоге — в тепло.) энергии газа в сжимающейся протогалактике. Обладая определенным моментом вращения, газ, теряя свою механическую энергию, сжался в диск, который в результате образования звезд из газа постепенно становился звездным диском.

Большую роль в эволюции галактик сыграло поглощение крупными галактиками более мелких систем, которые разрушались приливными силами и пополняли массу формирующихся галактик.

СКОПЛЕНИЯ И СВЕРХСКОПЛЕНИЯ

На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного. Порядка 95% галактик образуют группы галактик.. Зачастую в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика, которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их.

Скоплением галактик называют объединения в несколько сотен галактик, которые могут содержать как отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно при наблюдении в таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик. Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образования и формирования структуры скопления.

Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик. В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в полосы и нити, окружающие обширные разрежённые пустоты. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, до стен, как великая стена Слоуна.

Местная группа галактик. Галактика млечный путь

Местная группа галактик – это совокупность ближайших галактик, расстояния до которых не превышают, примерно, 1 млн. пс (около 3 млн. световых лет). Состоит из двух больших групп и рассеянных среди них карликовых галактик — всего около 30 членов. В одной из групп по размеру, массе и силе света доминирует наша Галактика с близкими к ней Магеллановыми Облаками. В другой группе основное место занимает спиральная галактика (Андромеды туманность), ещё более мощная. К ней примыкают спиральная галактика поменьше — М 33 в Треугольнике, две небольшие эллипатические галактики и несколько карликовых. Галактики, входящие в М. г. г., вследствие их близости к нам доступны для наиболее детального изучения.

Члены Местной группы движутся друг относительно друга, но при этом связаны взаимным тяготением и поэтому длительное время занимают ограниченное пространство размером около 6 млн. световых лет и существуют отдельно от других подобных групп галактик. Считается, что все члены Местной группы имеют общее происхождение и эволюционируют совместно уже около 13 млрд. лет.

Наша Галактика — Млечный путь — имеет форму диска с выпуклостью в центре — ядром, от которого отходят спиралевидные рукава. Ее толщина — 1,5 тыс. световых лет, а диаметр — 100 тыс. световых лет. Возраст нашей Галактики составляет около 15 млрд. лет. Она вращается довольно сложным образом: значительная часть ее галактической материи вращается дифференциально, как планеты вращаются вокруг Солнца, не обращая внимания на то, по каким орбитам движутся другие, достаточно далекие космические тела, и скорость вращения этих тел уменьшается с увеличением их расстояния от центра. Другая часть диска нашей Галактики вращается твердотельно, как музыкальный диск, крутящийся на проигрывателе. Наше Солнце находится в таком участке Галактики, в котором скорости твердотельного и дифференциального вращения равны. Такое место называется коротационным кругом. В нем создаются особые, спокойные и стационарные условия для процессов звездообразования.

У нашей Галактики есть две маленькие галактики-спутника, называемые Магеллановыми Облаками. Выделяют Большое и Малое Магеллановы облака. Это богатые области для наблюдений с инструментами любых размеров и видны невооруженнм глазом в Южном полушарии. Магеллановы облака были знакомы мореходам южного полушария, и в XV веке их называли «Капскими облаками». Фернан Магеллан использовал их для навигации, как альтернативу Полярной звезде, во время своего кругосветного путешествия в 1519—1521 годах. Когда, после гибели Магеллана, его корабль вернулся в Европу, Антонио Пигафетта (спутник Магеллана и официальный летописец путешествия) предложил назвать Капские Облака Облаками Магеллана в качестве своеобразного увековечения его памяти

Оба Облака ранее считались неправильными галактиками, но впоследствии обнаружили особенности структуры спиральных галактик с перемычкой. Они располагаются относительно близко друг к другу и образуют гравитационно-связанную (двойную) систему. Оба Магеллановы Облака погружены в общую оболочку нейтрального водорода. Кроме того, они связаны между собой водородным мостом

В Магеллановых Облаках очень много звездных скоплений. Ученые зарегистрировали 1100 рассеянных скоплений в Большом Облаке и более 100 в Малом Облаке. В Большом Облаке открыто 35 шаровых скоплений, а в Малом Облаке — 5. В Магеллановых Облаках были обнаружены шаровые скопления, каких нет в нашей Галактике. Они содержат множество голубых и белых гигантов. Поэтому они имеют белый цвет. Обычные же шаровые скопления состоят из красных гигантов, поэтому их цвет желтый — оранжевый.

ЗВЕЗДЫ

План:

1). Звезда как объект изучения астрофизики.

2). Классификации звезд.

3). Рождение и эволюция звезд.

studfiles.net

Галактика – Журнал «Все о Космосе»

NGC 4414, спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники, диаметром около 17 килопарсек, расположенная на расстоянии около 20 мегапарсек от Земли.

Галактика (др.-греч. γᾰλαξίας «Млечный Путь» от др.-греч. γάλα, γάλακτος «молоко») — гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики (кроме галактики Млечный Путь, внутри которой находится Земля) — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z . Самой удалённой из известных по состоянию на декабрь 2012 года является галактика UDFj-39546284. Разглядеть на небе невооружённым глазом можно всего лишь три галактики: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном).

Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов. В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик , а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды).

Разрешить изображение галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число разрешённых галактик резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т. д. . Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 10⁷ до 10¹² масс Солнца, для сравнения — масса нашей галактики Млечный Путь равна 2·10¹¹ масс Солнца. Диаметр галактик — от 5 до 250 килопарсек (16—800 тысяч световых лет), для сравнения — диаметр нашей галактики около 30 килопарсек (100 тысяч световых лет). Самая большая известная (на 2012 год) галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек.

Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках.

Этимология

Слово «гала́ктика» (др.-греч. γαλαξίας) происходит от греческого названия нашей Галактики (κύκλος γαλαξίας означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе). Когда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звёздными островами». Но позже, когда стало понятно, что эти объекты похожи на нашу Галактику, оба термина перестали использоваться и были заменены на термин «галактика».

Наблюдения

Важнейшие интегральные характеристики галактик (экстремальные значения опущены):

Параметр	Основной метод измерения	Интервал значений	Примерное значение для нашей галактики
Диаметр D₂₅	Фотометрия	5—50 кпк	30 кпк
Радиальная шкала диска R₀	Фотометрия	1—7 кпк	3 кпк
Толщина звёздного диска	Фотометрия дисков, наблюдаемых «с ребра»	0,3—1 кпк	0,7 кпк
Светимость	Фотометрия	10⁷—10¹¹ L_ʘ	5·10¹⁰ L_ʘ
Масса М₂₅ в пределах D₂₅	Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера	10⁷—10¹² M_ʘ	2·10¹¹ M_ʘ
Относительная масса газа M_gas/M₂₅ в пределах D₂₅	Измерение интенсивностей линий нейтрального и молекулярного водорода	0,1—30 %	2 %
Скорость вращения V внешних областей галактик	Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера	50—300 км/с	220 км/с (для окрестности Солнца)
Период обращения внешних областей галактик	Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера	10⁸—10⁹ лет	2·10⁸ лет (для окрестности Солнца)
Масса центральной чёрной дыры	Измерение скоростей звёзд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной дисперсии звёзд	3·10⁵—3·10⁹M_ʘ	4·10⁶ M_ʘ

Расстояние

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:

где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние, измеряемое в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют:

Цефеиды, зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик.
Сверхновые типа Ia. Именно с помощью них в 90-х годах XX века открыли ускоренное расширение Вселенной.
Красные гиганты.
Сверхгиганты.

Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.

где H₀ — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.

Существует также ряд сильно моделезависимых способов:

по эффекту Сюняева — Зельдовича,
по шаровым скоплениям,
по зависимости Талли — Фишера,
по зависимости Фабер — Джексона.

Основные наблюдаемые составляющие галактик

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают:

Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.
Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.
Холодная газопылевая среда.
Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 10⁵—10⁶ К.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр.

Скорость вращения галактик

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V_c, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρ_g — плотность газа.

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости Vc, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V0) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (Vr), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от Vr к Vφ, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V0, углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:

где l — расстояние от центра галактики вдоль щели. Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри — Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике.

Масса и размер

Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера — D₂₅.

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности.

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны F_ν, то соответствующая масса равна:

где D — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H₂ не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (I_CO). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков.

Спектр галактики

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области.

Диапазон	Относительная светимость	Основные источники излучения
Гамма	<10⁻⁴	Активные ядра некоторых галактик; источники, дающие одиночные короткие всплески излучения (нейтронные звёзды, чёрные дыры)
Рентгеновский	10⁻³—10⁻⁴	Аккреционные диски тесных двойных систем; горячий газ; активные ядра
Оптический	1	Звёзды различной температуры; околозвёздные пылевые диски в ближней ИК области; эмиссионное излучение газа в областях H II от УФ до ИК.
Далёкий ИК	0,5—2	Межзвёздная пыль, нагретая светом звёзд; в некоторых галактиках активные ядра и пыль в околоядерных дисках, охваченных звёздообразованием
Радио	10⁻²—10⁻⁴	Синхротронное излучение релятивистских электронов из галактического диска или активного ядра галактики; остатки сверхновых, тепловое излучение областей H II, эмиссионные радиолинии H I и различных молекул межзвёздного газа

Проблема тёмного гало

Кривая вращения дисковой галактики. A — без учёта скрытой массы, B — наблюдаемая

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость. Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие.

Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой массы, если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска.

Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу.

Морфология

Схема спиральной галактики, вид в профиль

Ядро — крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Диск — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.

Полярное кольцо — редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна.

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звёзд.

Балдж (англ. bulge — вздутие) — наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало — внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300.

Бар (перемычка) — выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели — упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один. По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик:

Эллиптические галактики (E) — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
Спиральные галактики (S) — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.
Линзовидные галактики (S0) — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.
Неправильные галактики (Irr) — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.

Таблица характеристик основных видов галактик

E	S0	S	Irr
Сфероидальный компонент	Галактика целиком	Есть	Есть	Очень слаб
Звёздный диск	Нет или слабо выражен	Есть	Основной компонент	Основной компонент
Газопылевой диск	Нет	Нет или очень разрежен	Есть	Есть
Спиральные ветви	Нет или только вблизи ядра	Нет или слабо выражены	Есть	Нет
Активные ядра	Встречаются	Встречаются	Встречаются	Нет
Процент от общего числа галактик	20 %	20 %	55 %	5 %

S0: NGC 1316

Во многих случаях очень удобной оказывается несколько более подробная Хаббловская классификация галактик по подвидам. Хаббловское деление (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то одна и та же спиральная галактика может классифицироваться по-разному.

В 2003 году Майклом Дринкуотером (Michael Drinkwater) из университета Квинсленда (University of Queensland) был открыт новый вид галактик, классифицируемый как ультракомпактные карликовые галактики.

Крупномасштабные объединения галактик

Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300.

Таблица характеристик основных видов галактик

E	S0	S	Irr
Сфероидальный компонент	Галактика целиком	Есть	Есть	Очень слаб
Звёздный диск	Нет или слабо выражен	Есть	Основной компонент	Основной компонент
Газопылевой диск	Нет	Нет или очень разрежен	Есть	Есть
Спиральные ветви	Нет или только вблизи ядра	Нет или слабо выражены	Есть	Нет
Активные ядра	Встречаются	Встречаются	Встречаются	Нет
Процент от общего числа галактик	20 %	20 %	55 %	5 %

S0: NGC 1316

Крупномасштабные объединения галактик

Секстет Сейферта как пример группы галактик

На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного (так называемые галактики поля). Порядка 95 % галактик образуют группы галактик. В них, как и в обычных галактиках, предполагается присутствие тёмной материи, составляющей бо́льшую часть массы группы, 10—30 % — это межгалактический газ, а порядка 1 % составляет масса самих звёзд.

Самым маленьким по размеру и самым распространённым во Вселенной скоплением, включающим несколько десятков галактик, является группа галактик. Зачастую в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика, которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их. В таких скоплениях скорости разбегания галактик друг от друга, вызванные хаббловским расширением Вселенной, слабы и доминируют случайные пекулярные скорости. Из анализа этих случайных скоростей и теоремы вириала можно получить массу таких групп. Наша Галактика является одной из галактик Местной группы, доминируя в ней вместе с Андромедой. В Местной группе поперечником около 1 мегапарсека находятся более 40 галактик. Сама Местная группа является частью сверхскопления Девы, главную роль в котором играет скопление Девы, в которое наша Галактика не входит.

Скоплением галактик называют объединения в несколько сотен галактик, которые могут содержать как отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно при наблюдении в таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик. Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образования и формирования структуры скопления.

Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, до стен, как великая стена Слоуна. В больших масштабах Вселенная предстаёт изотропной и однородной.

В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в нити, окружающие обширные разрежённые пустоты (войды), и образующие плоские скопления (стены).

Процессы

Столкновение

Галактика Антенна — пара взаимодействующих галактик

Если среднее значение расстояния между галактиками не более чем на порядок больше их диаметра, то существенными становятся приливные воздействия галактик. На эти воздействия каждый компонент галактики в разных условиях откликается по-разному. Если расстояние относительно велико, но также велико и время пролёта двух галактик друг относительно друга, то более массивная галактика может перетянуть межгалактический горячий газ, окружающий соседнюю галактику, тем самым лишив её источника, пополняющего внутренние запасы м

aboutspacejornal.net

Размер галактики — Астрономия — Каталог статей

Размер галактики

Введение

В широком смысле слова, Вселенная это звезды и космическое пространство. Однако звезды не беспорядочно разбросаны в космосе, онн объединены в огромные «звездные острова», или галактики. Все звезды, которые мы видим ночью, и Солнце принадлежат к нашей галактике, известной под названием галактика, или Млечный Путь. Млечным путем такке называется бледная серебристая полоса, иигибающаяся на ночном небе. Сама галакика имеет форму диска с выпуклостью посредине. Эта выпуклость называется ядром. На карте звездного неба оно находится в направлении созвездия Стрельца, в самой плотной части Млечного Пути. Заглянуть в глубь ядра невозможно из-за плотных скоплений звездной пыли. В самом диске группы звезд располагаются вдоль изогнутых ветвей, спиралями отходящих от ядра. Наша Галактика одна из многочисленных спиральных галактик во Вселенной. Как и остальные галактики, она вращается в космическом пространстве. Путем изучения расположения звезд и направления их движения астрономам удалось обнаружить некоторые из спиральных ветвей Галактики. При помощи радиотелескопов они отслеживают скопления водорода в зтих ветвях. Три ближайших к Земле называются: ветвь «Ориона», ветвь «Персея» и ветвь «Стрельца». Ближе к ядру расположена ветвь Карины. Кроме того, есть основания полагать, что существет еще одна ветвь -ветвь»Кентавра. Все они были названы по созвездиям, в которых их можно наблюдать.

(Уильям Гершель (1738-1822), открыл планету Уран.)

Размер Галактики

Говоря о размерах галактик, следует отметиь, что наша Галактика несколько крупнее среднего. В ней находится порядка миллионов звезд, и в ширину ее размер достигает около 100 000 световых лет. Диаметр центральной выпуклости составляет примерно 15 000 световых лет, в то время как толщина диска — всего лишь 3000 световых лет. Солнце расположено в диске Галактики спирали «Ориона», примерно в 30000 световых лет от центра. Для того, чтобы один раз обогнугь Галактику, требуется 225 миллионов лет. Этот период называется космическим годом. Подобно тому, как звезды образуют галактики, галактики образуют скопления. Наша галактика входит в состав скопления под наванием Локальная Группа. Сюда же входят и наши ближайшие галактические соседи Большое и Малое Магеллановы облака, небольшие, неправильной формы галактики. Знаменитая туманность Андромеды тоже входит в Локальную Группу. Она представляет собой спиралевидную галактику чуть больше нашей. Процессы, происходящие в диске Галактики и в ее ядре, заметно отличаютсядруга. Звезды, расположенные в диск сравнительно молоды. Здесь много ярко-голубых и бело-голубых звезд. Некоторыеслились воедино и образуют открытыескопления, такие как, например, Плеяды или Семь Сестер, в созвездии Тельца. Между звездами в дисках находятся облака пыли и газа, которые называются туманностями. Именно из этих туманностей рождаются звезды. Считается,что почти одна десятая массы всей Галактики приходится на долю туманностей. Облака газа и пыли также содержат материю, разлетевшуюся в пространстве при разрыве гигантских умирающих звезд и рождении супернов. Часть этойматерии состоит из металлов. Поэтому звезды, рождающиеся в этих облаках, содержат частицы металлов. Таким образом, типичная звезда, расположенная в диске, — это молодая и горячая звезда, содержащая значительное количество различных металлов. В астрономии такие звезды называются звездами плоской составляющей.

(Шаровые скопления окружают центр нашей Галактики. В каждом из них-до миллиона старых красных звезд, но ни одной молодой.)

В ядре

Звезды, плотно населяющие ядро Галактики, принадлежат в основном к разряду старых красных гигантов. Большинство из них образовались при космическом взрыве, во время которого возникла и сама Галактика, примерно 12 000 миллионов лет назад. Звезды дисковой составляющей значительно моложе: Солнцу, например, всего 5 000 миллионов лет. Красные гиганты ядра называются звездами сферической составляющей. Они образовались из туманностей водорода и гелия до того, как туда попали тяжелые элементы после взрыва супернов, поэтому в них мало металлов. Красные гиганты таюке находятся и на некотором расстоянии от сферической выпуклости, где они образуют своеобразное сферическое кольцо вокруг всей Галактики. Тут и там разбросаны любопытные образования, состоящие из сотен тысяч таких звезд, по форме напоминающие перчатку, которые называются шароными скоплениями. Два самых ярких шаровых скопления, «Омегу» «Центавра «и «47 Тукана», можно увидеть невооруженным глазом в Южном полушарии. В общей сложности нам известно 200 шаровых скоплений. Как ни странно, шаровые скопления и другие звезды в кольце не вращаются вместе с остальной частью Галактики. Они движугся по своим орбитам вокруг галактического центра. Считается, что они до сих пор движутся по тем траекториям, которые прочертили в момент своего рождения одновременно с Галактикой.Из самого сердца Галактики исходят очень мощные радиосигналы: их источник известен под названием Стрелеца. Этот же участок излучает и рентгеновские лучи. Астрономы полагают, что только

«Камера Шмидта», с помощью которой совершались важные открытия. При помощи сферического зеркала с корректирующей линзой через этот телескоп можно увидеть сравнительно широкий участок звездного неба под углом.)

См. также:

ingenious.ucoz.ru

Размер галактики – Размер нашей галактики оказался в 10 раз больше предполагаемого — Naked Science

Размеры и строение нашей галактики

Эволюция галактик

Местная группа галактик. Галактика млечный путь

Галактика – Журнал «Все о Космосе»

Этимология

Наблюдения

Расстояние

Основные наблюдаемые составляющие галактик

Скорость вращения галактик

Масса и размер

Спектр галактики

Проблема тёмного гало

Морфология

Крупномасштабные объединения галактик

Крупномасштабные объединения галактик

Процессы

Столкновение

Размер галактики — Астрономия — Каталог статей

Добавить комментарий Отменить ответ