13.10.2019

Hvad er afstanden til den nærmeste galakse.

Astronomi er en utrolig fascinerende videnskab, der afslører for nysgerrige sind al mangfoldigheden af universet. Der er næppe nogen mennesker, der i barndommen aldrig ville have set stjernernes spredning på nattehimlen. Dette billede ser især smukt ud om sommeren, hvor stjernerne virker så tætte og utroligt lyse. I de senere år har astronomer verden over været særligt interesserede i Andromeda, den galakse, der er tættest på vores egen Mælkevej. Vi besluttede at finde ud af, hvad der præcist tiltrækker forskere i det, og om det kan ses med det blotte øje.

Andromeda: en kort beskrivelse

Andromedatågen, eller blot Andromeda, er en af de største galakser i galaksen. Det er større end vores Mælkevej, hvor solsystemet er placeret, cirka tre til fire gange. I den, ifølge foreløbige skøn, omkring en billion stjerner.

Andromeda er en spiralgalakse, den kan ses på nattehimlen selv uden specielle optiske enheder. Men husk på, at lyset fra denne stjernehob rejser til vores Jord i mere end to en halv million år! Astronomer siger, at vi nu ser Andromedatågen, som den var for to millioner år siden. Er det ikke et mirakel?

Andromeda-tågen: fra observationshistorien

Andromeda blev først set af en astronom fra Persien. Han katalogiserede den i 1946 og beskrev den som en diset glød. Syv århundreder senere blev galaksen beskrevet af en tysk astronom, som observerede den i lang tid med et teleskop.

I midten af det nittende århundrede fastslog astronomer, at Andromedas spektrum adskilte sig væsentligt fra tidligere kendte galakser, og foreslog, at det var sammensat af mange stjerner. Denne teori er fuldt ud berettiget.

Andromedagalaksen, som først blev fotograferet i slutningen af det nittende århundrede, har en spiralstruktur. Selvom det i de dage kun blev betragtet som en stor del af Mælkevejen.

Galaksens struktur

Ved hjælp af moderne teleskoper er det lykkedes astronomerne at analysere strukturen af Andromedatågen. Hubble-teleskopet gjorde det muligt at se omkring fire hundrede unge stjerner kredse om det sorte hul. Denne stjernehob er cirka 200 millioner år gammel. Denne struktur af galaksen var meget overraskende for videnskabsmænd, for indtil nu havde de ikke engang forestillet sig, at stjerner kunne dannes omkring et sort hul. Ifølge alle tidligere kendte love er processen med at kondensere gas for at danne en stjerne ud af den simpelthen umulig under betingelserne for et sort hul.

Andromeda-tågen har flere satellitdværggalakser, de er placeret i udkanten og kan være der som følge af absorption. Dette er dobbelt interessant i betragtning af, at astronomer forudsiger en kollision mellem Mælkevejen og Andromedagalaksen. Sandt nok vil denne fænomenale begivenhed ske meget snart.

Andromedagalaksen og Mælkevejen: bevæger sig mod hinanden

Forskere har længe lavet visse forudsigelser ved at observere bevægelsen af begge stjernesystemer. Faktum er, at Andromeda er en galakse, der konstant bevæger sig mod Solen. I begyndelsen af det tyvende århundrede var en amerikansk astronom i stand til at beregne den hastighed, hvormed denne bevægelse sker. Dette tal, som er tre hundrede kilometer i sekundet, bruges stadig af alle astronomer i verden i deres observationer og beregninger.

Deres beregninger adskiller sig dog væsentligt. Nogle forskere hævder, at galakserne først vil kollidere efter syv milliarder år, mens andre er sikre på, at Andromedas hastighed konstant vokser, og mødet kan forventes om fire milliarder år. Forskere udelukker ikke et sådant scenarie, hvor dette forudsagte tal om et par årtier igen vil falde betydeligt. I øjeblikket er det dog almindeligt accepteret, at kollisioner ikke skal forventes tidligere end om fire milliarder år. Hvad truer os Andromeda (galakse)?

Kollision: hvad vil der ske?

Da absorptionen af Mælkevejen af Andromeda er uundgåelig, forsøger astronomer at simulere situationen for i det mindste at have nogle oplysninger om denne proces. Ifølge computerdata vil solsystemet som et resultat af absorption være i udkanten af galaksen, det vil flyve over en afstand på hundrede og tres tusinde lysår. Sammenlignet med den nuværende position af vores solsystem mod centrum af galaksen, vil det bevæge sig væk fra det med seksogtyve tusinde lysår.

Den nye fremtidige galakse har allerede fået navnet - Milky Honey, og astronomer siger, at den på grund af fusionen vil blive forynget med mindst halvanden milliard år. I denne proces vil der blive dannet nye stjerner, som vil gøre vores galakse meget lysere og smukkere. Hun vil også ændre form. Nu er Andromedatågen i en eller anden vinkel i forhold til Mælkevejen, men i processen med at fusionere vil det resulterende system antage form af en ellipse og blive mere omfangsrig, så at sige.

Menneskehedens skæbne: vil vi overleve kollisionen?

Og hvad vil der ske med mennesker? Hvordan vil mødet mellem galakser påvirke vores jord? Overraskende nok siger videnskabsmænd, at absolut intet! Alle ændringer vil komme til udtryk i udseendet af nye stjerner og stjernebilleder. Himmelkortet vil ændre sig fuldstændig, fordi vi vil befinde os i et helt nyt og uudforsket hjørne af galaksen.

Selvfølgelig efterlader nogle astronomer en ekstremt lille procentdel af negative udviklinger. I dette scenarie kunne Jorden kollidere med Solen eller et andet stjernelegeme fra Andromeda-galaksen.

Er der planeter i Andromedatågen?

Forskere søger jævnligt efter planeter i galakser. De efterlader ikke forsøg på at finde i Mælkevejens vidder en planet, der i egenskaber er tæt på vores Jord. I øjeblikket er mere end tre hundrede objekter allerede blevet opdaget og beskrevet, men de er alle placeret i vores stjernesystem. I de senere år er astronomer begyndt at se mere og nærmere på Andromeda. Er der nogen planeter derude?

For 13 år siden antog en gruppe astronomer ved hjælp af den nyeste metode, at en af stjernerne i Andromedatågen har en planet. Dens anslåede masse er seks procent af den største planet i vores solsystem - Jupiter. Dens masse er tre hundrede gange Jordens masse.

I øjeblikket er denne antagelse ved at blive testet, men den har alle muligheder for at blive en sensation. Indtil nu har astronomer trods alt ikke opdaget planeter i andre galakser.

Forbereder sig på at søge efter en galakse på himlen

Som vi har sagt, kan du selv med det blotte øje se nabogalaksen på nattehimlen. Til dette skal du selvfølgelig have en vis viden inden for astronomi (i det mindste vide hvordan stjernebillederne ser ud og kunne finde dem).

Derudover er det næsten umuligt at se visse klynger af stjerner på byens nattehimmel – lysforurening vil forhindre observatører i at se i det mindste noget. Derfor, hvis du stadig vil se Andromeda-tågen med dine egne øjne, så tag til landsbyen sidst på sommeren, eller i det mindste til byparken, hvor der ikke er mange lanterner. Det bedste tidspunkt for observation er oktober, men fra august til september er det ret tydeligt synligt over horisonten.

Andromeda Nebula: søgeskema

Mange unge amatørastronomer drømmer om at vide, hvordan Andromeda virkelig ser ud. Galaksen på himlen ligner en lille lys plet, men du kan finde den takket være de klare stjerner, der er placeret i nærheden.

Den nemmeste måde er at finde Cassiopeia på efterårshimlen - den ligner bogstavet W, kun mere strakt, end det er sædvanligt at betegne det på skrift. Normalt er stjernebilledet tydeligt synligt på den nordlige halvkugle og er placeret på den østlige del af himlen. Andromedagalaksen ligger nedenfor. For at se det skal du finde et par flere vartegn.

De er tre klare stjerner under Cassiopeia, de er aflange i en linje og har en rød-orange nuance. Den midterste, Miraak, er den mest nøjagtige guide for begyndere astronomer. Hvis du tegner en lige linje opad fra den, vil du bemærke en lille lysende plet, der ligner en sky. Det er dette lys, der vil være Andromeda-galaksen. Desuden blev gløden, som du kan observere, sendt til Jorden, selv når der ikke var en eneste person på planeten. Forbløffende faktum, ikke?

GALAKSER, "extragalactic stjernetåger" eller "ø-universer," er gigantiske stjernesystemer, der også indeholder interstellar gas og støv. Solsystemet er en del af vores galakse – Mælkevejen. Hele det ydre rum, i det omfang de kraftigste teleskoper kan trænge igennem, er fyldt med galakser. Astronomer tæller mindst en milliard af dem. Den nærmeste galakse ligger i en afstand af omkring 1 million lysår fra os. år (10 19 km), og til de fjerneste galakser registreret af teleskoper - milliarder af lysår. Studiet af galakser er en af astronomiens mest ambitiøse opgaver.

Historisk reference. De lyseste og tætteste ydre galakser til os - de magellanske skyer - er synlige med det blotte øje på himlens sydlige halvkugle og var kendt af araberne allerede i det 11. århundrede, såvel som den lyseste galakse på den nordlige halvkugle - Den Store Nebula i Andromeda. Med genopdagelsen af denne tåge i 1612 ved hjælp af et teleskop af den tyske astronom S. Marius (1570-1624) begyndte den videnskabelige undersøgelse af galakser, tåger og stjernehobe. Mange tåger blev opdaget af forskellige astronomer i det 17. og 18. århundrede; så blev de betragtet som skyer af lysende gas.

Begrebet stjernesystemer hinsides Galaksen blev første gang diskuteret af filosoffer og astronomer fra det 18. århundrede: E. Swedenborg (1688–1772) i Sverige, T. Wright (1711–1786) i England, I. Kant (1724–1804) i Preussen, I. Lambert (1773) – Herchels1728 og W. 1728) (1773) (1773) og W. i England. Dog først i første fjerdedel af det 20. århundrede. eksistensen af "ø-universer" blev utvetydigt bevist, hovedsagelig på grund af de amerikanske astronomers arbejde G. Curtis (1872-1942) og E. Hubble (1889-1953). De beviste, at afstandene til de lyseste, og dermed de nærmeste "hvide tåger", er meget større end størrelsen af vores galakse. Mellem 1924 og 1936 skubbede Hubble grænsen for galakseudforskning fra nærliggende systemer til grænserne for det 2,5 meter lange teleskop ved Mount Wilson Observatory, dvs. op til flere hundrede millioner lysår.

I 1929 opdagede Hubble forholdet mellem afstanden til en galakse og dens hastighed. Dette forhold, Hubbles lov, er blevet observationsgrundlaget for moderne kosmologi. Efter afslutningen af Anden Verdenskrig begyndte en aktiv undersøgelse af galakser ved hjælp af nye store teleskoper med elektroniske lysforstærkere, automatiske målemaskiner og computere. Påvisningen af radioemission fra vores egen og andre galakser gav en ny mulighed for at studere universet og førte til opdagelsen af radiogalakser, kvasarer og andre manifestationer af aktivitet i galaksernes kerner. Ekstraatmosfæriske observationer fra geofysiske raketter og satellitter gjorde det muligt at detektere røntgenstråling fra kernerne i aktive galakser og galaksehobe.

Ris. 1. Klassificering af galakser ifølge Hubble

Det første katalog over "tåger" blev udgivet i 1782 af den franske astronom C. Messier (1730-1817). Denne liste omfatter både stjernehobe og gaståger i vores galakse, såvel som ekstragalaktiske objekter. Messier objektnumre er stadig i brug i dag; Messier 31 (M 31) er for eksempel den berømte Andromedatåge, den nærmeste store galakse, der er observeret i stjernebilledet Andromeda.

En systematisk undersøgelse af himlen, påbegyndt af W. Herschel i 1783, førte ham til opdagelsen af flere tusinde tåger på den nordlige himmel. Dette arbejde blev videreført af hans søn J. Herschel (1792-1871), som gjorde observationer på den sydlige halvkugle ved Kap det Gode Håb (1834-1838) og udgivet i 1864 Generel mappe 5 tusinde tåger og stjernehobe. I anden halvdel af 1800-tallet nyopdagede genstande blev føjet til disse genstande, og J. Dreyer (1852-1926) i 1888 udgav Ny delt mappe (Nyt generelt katalog - NGC), herunder 7814 objekter. Med udgivelsen i 1895 og 1908 af yderligere to bibliotek-indeks(IC) antallet af opdagede tåger og stjernehobe oversteg 13 tusind. Betegnelsen ifølge NGC- og IC-katalogerne er siden blevet generelt accepteret. Så Andromedatågen er betegnet enten M 31 eller NGC 224. En separat liste over 1249 galakser, der er lysere end den 13. størrelsesorden, baseret på en fotografisk undersøgelse af himlen, blev udarbejdet af H. Shapley og A. Ames fra Harvard Observatory i 1932.

Dette værk er blevet væsentligt udvidet med den første (1964), anden (1976) og tredje (1991) udgave. Referencekatalog over lyse galakser J. de Vaucouleurs med ansatte. Mere omfattende, men mindre detaljerede kataloger baseret på visning af fotografiske himmelundersøgelsesplader blev udgivet i 1960'erne af F. Zwicky (1898-1974) i USA og B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) i USSR. De indeholder ca. 30 tusinde galakser op til 15. størrelsesorden. En lignende undersøgelse af den sydlige himmel blev for nylig afsluttet ved hjælp af 1-meter Schmidt-kameraet fra European Southern Observatory i Chile og det britiske 1,2-meter Schmidt-kamera i Australien.

Der er for mange galakser, der er svagere end 15. størrelsesorden til at lave en liste over dem. I 1967 blev resultaterne af at tælle galakser lysere end størrelsesordenen 19 (nord for deklination 20) offentliggjort af C. Shein og K. Virtanen på pladerne af 50-cm astrografen fra Lick Observatory. Sådanne galakser viste sig at være ca. 2 millioner, ikke medregnet dem, der er skjult for os af Mælkevejens brede støvbane. Og tilbage i 1936 talte Hubble ved Mount Wilson Observatory antallet af galakser op til 21. størrelsesorden i flere små områder fordelt jævnt over himmelsfæren (nord for deklination 30). Ifølge disse data er der mere end 20 millioner galakser på hele himlen, der er lysere end den 21. størrelsesorden.

Klassifikation. Der er galakser af forskellige former, størrelser og lysstyrker; nogle af dem er isolerede, men de fleste har naboer eller satellitter, der udøver en gravitationspåvirkning på dem. Som regel er galakser stille, men aktive findes ofte. I 1925 foreslog Hubble en klassificering af galakser baseret på deres udseende. Det blev senere forfinet af Hubble og Shapley, derefter af Sandage og til sidst af Vaucouleur. Alle galakser i den er opdelt i 4 typer: elliptiske, linseformede, spiralformede og uregelmæssige.

Elliptisk(E) galakser har form som ellipser på fotografier uden skarpe grænser og klare detaljer. Deres lysstyrke øges mod midten. Disse er roterende ellipsoider, der består af gamle stjerner; deres tilsyneladende form afhænger af orienteringen til observatørens synslinje. Set fra kanten når forholdet mellem længderne af ellipsens korte og lange akser  5/10 (angivet E5).

Ris. 2 ellipseformet Galaxy ESO 325-G004

Linseformet(L eller S 0) galakser ligner elliptiske, men ud over den sfæroidale komponent har de en tynd, hurtigt roterende ækvatorialskive, nogle gange med ringlignende strukturer som Saturns ringe. Set på kanten ser linseformede galakser mere komprimerede ud end elliptiske: forholdet mellem deres akser når 2/10.

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

Spiralformet(S) galakser består også af to komponenter - kugleformede og flade, men med en mere eller mindre udviklet spiralstruktur i skiven. Langs rækken af undertyper Sa, Sb, sc, SD(fra "tidlige" til "sene" spiraler), spiralarmene bliver tykkere, mere komplekse og mindre snoede, og sfæroiden (central kondensation, eller bule) falder. Edge-on spiralgalakser har ikke spiralarme, men galaksetypen kan bestemmes ud fra den relative lysstyrke af bulen og skiven.

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

Forkert(jeg) galakser er af to hovedtyper: Magellansk type, dvs. type af de magellanske skyer, fortsætter sekvensen af spiraler fra sm Før Jeg er, og ikke-magellansk type jeg 0, som har kaotiske mørke støvbaner over en sfæroid- eller skivestruktur, såsom en linseformet eller tidlig spiralstruktur.

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

Typer L Og S er opdelt i to familier og to arter afhængigt af tilstedeværelsen eller fraværet af en lineær struktur, der passerer gennem midten og skærer skiven ( bar), samt en centralt symmetrisk ring.

Ris. 2. Computermodel af Mælkevejen.

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

Ris. 1. TRE-DIMENSIONEL KLASSIFIKATION AF GALAKSER. Hovedtyper: E, L, S, I er i serier fra E Før Jeg er; almindelige familier EN og krydsede B; venlig s Og r. De cirkulære diagrammer nedenfor er et tværsnit af hovedkonfigurationen i området for spiral- og linseformede galakser.

Ris. 2. GRUNDLÆGGENDE FAMILIER OG SPIRALTYPER på sektionen af hovedkonfigurationen i området Sb.

Der er andre klassifikationsskemaer for galakser baseret på finere morfologiske detaljer, men en objektiv klassificering baseret på fotometriske, kinematiske og radiomålinger er endnu ikke blevet udviklet.

Forbindelse. To strukturelle komponenter - en sfæroide og en skive - afspejler forskellen i stjernepopulationen af galakser, opdaget i 1944 af den tyske astronom W. Baade (1893-1960).

Befolkning I, til stede i uregelmæssige galakser og spiralarme, indeholder blå kæmper og supergiganter af spektraltyperne O og B, røde supergiganter af klasse K og M og interstellar gas og støv med lyse områder af ioniseret brint. Den indeholder også hovedsekvensstjerner med lav masse, der er synlige nær Solen, men som ikke kan skelnes i fjerne galakser.

Befolkning II, til stede i elliptiske og linseformede galakser, såvel som i de centrale områder af spiraler og i kuglehobe, indeholder røde kæmper fra G5 til K5-klassen, undergiganter og sandsynligvis underdværge; den indeholder planetariske tåger og udbrud af novaer (fig. 3). På fig. Figur 4 viser forholdet mellem stjernernes spektralklasser (eller farve) og deres lysstyrke i forskellige populationer.

Ris. 3. STJERNEBEFOLKNINGER. Et foto af spiralgalaksen Andromeda-tågen viser, at blå kæmper og supergiganter fra Population I er koncentreret i dens skive, og den centrale del består af røde stjerner fra Population II. Satellitterne i Andromedatågen er også synlige: galaksen NGC 205 ( på bunden) og M 32 ( øverst til venstre). De klareste stjerner på dette billede tilhører vores galakse.

Ris. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL DIAGRAM, som viser forholdet mellem spektraltypen (eller farven) og lysstyrken for stjerner af forskellige typer. I: Population I unge stjerner typiske for spiralarme. II: gamle stjerner Population I; III: Gamle Population II-stjerner, typiske for kuglehobe og elliptiske galakser.

I starten mente man, at elliptiske galakser kun indeholdt Population II, og irregulære galakser kun Population I. Det viste sig dog, at galakser normalt indeholder en blanding af to stjernepopulationer i forskellige proportioner. En detaljeret populationsanalyse er kun mulig for nogle få galakser i nærheden, men målinger af farve og spektrum af fjerne systemer viser, at forskellen i deres stjernepopulationer kan være mere signifikant, end Baade troede.

Afstand. Målingen af afstande til fjerne galakser er baseret på den absolutte afstandsskala til stjernerne i vores galakse. Det installeres på flere måder. Den mest fundamentale er metoden med trigonometriske parallakser, som fungerer op til afstande på 300 sv. flere år. Andre metoder er indirekte og statistiske; de er baseret på studiet af egenbevægelser, radiale hastigheder, lysstyrke, farve og stjerners spektrum. Baseret på dem er de absolutte værdier af New og variabler af typen RR Lyrae og  Cepheus, som bliver de primære indikatorer for afstanden til de nærmeste galakser, hvor de er synlige. Kuglehobe, de klareste stjerner og emissionståger fra disse galakser bliver sekundære indikatorer og gør det muligt at bestemme afstandene til fjernere galakser. Endelig bruges selve galaksernes diametre og lysstyrker som tertiære indikatorer. Som et mål for afstand bruger astronomer normalt forskellen mellem den tilsyneladende størrelse af et objekt m og dens absolutte størrelse M; denne værdi ( m-M) kaldes "tilsyneladende afstandsmodul". For at kende den sande afstand skal den korrigeres for lysabsorption af interstellart støv. I dette tilfælde når fejlen normalt 10–20 %.

Den ekstragalaktiske afstandsskala revideres fra tid til anden, hvilket betyder, at andre parametre for galakser, der afhænger af afstand, også ændres. I tabel. 1 viser de mest nøjagtige afstande til de nærmeste grupper af galakser i dag. Til fjernere galakser milliarder af lysår væk estimeres afstandene med lav nøjagtighed ved deres rødforskydning ( se nedenunder: Rødforskydningens karakter).

Tabel 1. AFSTANDE TIL DE NÆRMESTE GALAKSER, DERES GRUPPER OG KLUBER
galakse eller gruppe	Tilsyneladende afstandsmodul (m-M )	Afstand, mio. flere år
Stor Magellansk Sky
Lille Magellansk Sky
Andromeda Group (M 31)
Billedhuggergruppe
Gruppe B. Medveditsa (M 81)
Klynge i Jomfruen
Ophobning i Ovnen

Lysstyrke. Måling af overfladelysstyrken af en galakse giver den samlede lysstyrke af dens stjerner pr. arealenhed. Ændringen i overfladens lysstyrke med afstanden fra centrum karakteriserer galaksens struktur. Elliptiske systemer, som de mest regelmæssige og symmetriske, er blevet undersøgt mere detaljeret end andre; generelt er de beskrevet af en enkelt lysstyrkelov (fig. 5, EN):

Ris. 5. LYSFORDELING AF GALAKSER. EN– elliptiske galakser (vist er logaritmen af overfladens lysstyrke afhængig af den fjerde rod af den reducerede radius ( r/r e) 1/4, hvor r er afstanden fra centrum, og r e er den effektive radius, der indeholder halvdelen af galaksens samlede lysstyrke); b– linseformet galakse NGC 1553; V- tre normale spiralgalakser (den ydre del af hver af linjerne er lige, hvilket indikerer en eksponentiel afhængighed af lysstyrken af afstand).

Data om linseformede systemer er ikke så fuldstændige. Deres lysstyrkeprofiler (fig. 5, b) adskiller sig fra profilerne af elliptiske galakser og har tre hovedområder: kerne, linse og hylster. Disse systemer synes at være mellemliggende mellem elliptiske og spiralformede systemer.

Spiraler er meget forskellige, deres struktur er kompleks, og der er ingen enkelt lov for fordelingen af deres lysstyrke. Det ser dog ud til, at i simple spiraler langt fra kernen falder skivens overfladelysstyrke eksponentielt mod periferien. Målinger viser, at spiralarmenes lysstyrke ikke er så høj, som det ser ud til, når man ser på fotografier af galakser. Armene tilføjer ikke mere end 20 % til skivens lysstyrke i blå stråler og meget mindre i røde. Bidraget til lysstyrken fra bulen falder fra Sa Til SD(fig. 5, V).

Ved at måle den tilsyneladende størrelse af galaksen m og bestemme dens afstandsmodul ( m-M), udregn den absolutte værdi M. De lyseste galakser, undtagen kvasarer, M -22, dvs. deres lysstyrke er næsten 100 milliarder gange større end Solens. Og de mindste galakser M10, dvs. lysstyrke ca. 10 6 solenergi. Fordeling af antallet af galakser efter M, kaldet "luminositetsfunktionen", er et vigtigt kendetegn ved universets galaktiske befolkning, men det er ikke let at præcist bestemme det.

For galakser valgt op til en vis begrænsende synlig størrelse, lysstyrkefunktionen for hver type separat fra E Før sc næsten gaussisk (klokkeformet) med en gennemsnitlig absolut værdi i blå stråler M m= 18,5 og dispersion  0,8 (fig. 6). Men sen-type galakser fra SD Før Jeg er og elliptiske dværge er svagere.

For en komplet prøve af galakser i et givet rumvolumen, for eksempel i en klynge, vokser lysstyrkefunktionen stejlt med aftagende lysstyrke, dvs. Antallet af dværggalakser er mange gange større end antallet af gigantiske.

Ris. 6. GALAXY LUMINOSITY FUNKTION. EN– prøven er lysere end en vis begrænset synlig værdi; b er en fuld prøve på en vis stor mængde plads. Bemærk langt de fleste dværgsystemer med M B< -16.

Størrelse. Da galaksernes stjernetæthed og lysstyrke gradvist falder udad, hviler spørgsmålet om deres størrelse faktisk på teleskopets evner, på dets evne til at skelne den svage glød fra galaksens ydre områder på baggrund af nattehimlens skær. Moderne teknologi gør det muligt at registrere områder af galakser med en lysstyrke på mindre end 1% af himlens lysstyrke; dette er omkring en million gange lavere end lysstyrken af galaksernes kerner. Ifølge denne isofot (linjer med samme lysstyrke) varierer galaksernes diametre fra flere tusinde lysår i dværgsystemer til hundredtusindvis i gigantiske. Som regel korrelerer galaksernes diametre godt med deres absolutte lysstyrke.

Spektral klasse og farve. Galaksens første spektrogram - Andromeda-tågen, opnået ved Potsdam-observatoriet i 1899 af J. Scheiner (1858-1913), ligner Solens spektrum med dens absorptionslinjer. Massestudiet af galaksernes spektre begyndte med skabelsen af "hurtige" spektrografer med lav spredning (200-400 /mm); Senere gjorde brugen af elektroniske billedforstærkere det muligt at øge spredningen til 20-100/mm. Morgans observationer ved Yerkes Observatory viste, at på trods af den komplekse stjernesammensætning af galakser, er deres spektre normalt tæt på spektrene af stjerner af en bestemt klasse fra EN Før K, og der er en mærkbar sammenhæng mellem spektret og den morfologiske type af galaksen. Som regel klassespektret EN har uregelmæssige galakser Jeg er og spiraler sm Og SD. klassespektre A–F ved spiralerne SD Og sc. Overfør fra sc Til Sb ledsaget af en ændring i spektret fra F Til F-G, og spiralerne Sb Og Sa, linseformede og elliptiske systemer har spektre G Og K. Sandt nok, senere viste det sig, at strålingen af galakser af spektralklassen EN består faktisk af en blanding af lys fra kæmpestjerner af spektralklasser B Og K.

Ud over absorptionslinjer viser mange galakser emissionslinjer, ligesom Mælkevejens emissionståger. Normalt er disse brintlinjer i Balmer-serien, for eksempel H  på  6563, dubletter af ioniseret nitrogen (N II) på  6548 og 6583 og svovl (S II) på  6717 og 6731, ioniseret oxygen (O II) på  3726 og 3729 og dobbeltioniseret oxygen (O III) på  4959 og 5007. Emissionslinjernes intensitet korrelerer normalt med mængden af gas og supergigantiske stjerner i galaksernes skiver: disse linjer er fraværende eller meget svage i elliptiske og linseformede galakser, men stiger i spiralformede og uregelmæssige galakser - fra Sa Til Jeg er. Derudover falder intensiteten af emissionslinjerne for grundstoffer tungere end brint (N, O, S) og sandsynligvis den relative mængde af disse grundstoffer fra kernen til periferien af diskgalakser. Nogle galakser har usædvanligt stærke emissionslinjer i deres kerne. I 1943 opdagede K. Seifert en særlig type galakser med meget brede linjer af brint i deres kerner, hvilket indikerer deres høje aktivitet. Lysstyrken af disse kerner og deres spektre ændrer sig med tiden. Generelt ligner kernerne i Seyfert-galakser kvasarer, selvom de ikke er så kraftige.

Langs den morfologiske sekvens af galakser ændres det integrale indeks for deres farve ( B-V), dvs. forskellen mellem størrelsen af en galakse i blåt B og gul V stråler. Det gennemsnitlige farveindeks for hovedtyperne af galakser er som følger:

På denne skala er 0,0 hvid, 0,5 er gullig og 1,0 er rødlig.

Med detaljeret fotometri viser det sig normalt, at farven på galaksen skifter fra kernen til kanten, hvilket indikerer en ændring i stjernesammensætningen. De fleste galakser er mere blå i de ydre områder end i kernen; dette er meget mere mærkbart i spiraler end i elliptiske, da deres skiver indeholder mange unge blå stjerner. Uregelmæssige galakser, normalt blottet for en kerne, er ofte mere blå i midten end ved kanten.

Rotation og masse. Rotationen af galaksen omkring en akse, der går gennem midten, fører til en ændring i bølgelængden af linjerne i dens spektrum: linjerne fra de områder af galaksen, der nærmer sig os, forskydes til den violette del af spektret, og fra de vigende områder - til den røde (fig. 7). Ifølge Doppler-formlen er den relative ændring i linjens bølgelængde   / = V r /c, Hvor c er lysets hastighed, og V r er den radiale hastighed, dvs. kildehastighedskomponent langs sigtelinjen. Omdrejningsperioderne for stjerner omkring galaksernes centre er hundreder af millioner af år, og hastighederne for deres kredsløb når op på 300 km/s. Normalt når diskens rotationshastighed sin maksimale værdi ( V M) i nogen afstand fra centrum ( r M), og falder derefter (fig. 8). Vores galakse V M= 230 km/s på afstand r M= 40 tusind St. år fra centrum:

Ris. 7. GALAKSIENS SPEKTRALE LINIER, roterer rundt om aksen N, når spektrografspalten er orienteret langs aksen ab. En linje fra den vigende kant af galaksen ( b) afbøjes til den røde side (R), og fra den nærmer sig ( -en) til ultraviolet (UV).

Ris. 8. GALAKSE ROTATIONSKURVE. Rotationshastighed V r når sin maksimale værdi V M i det fjerne R M fra centrum af galaksen og falder derefter langsomt.

Absorptionslinjerne og emissionslinjerne i galaksernes spektre har samme form, derfor roterer stjerner og gas i skiven med samme hastighed i samme retning. Når det ved placeringen af mørke støvbaner i skiven er muligt at forstå, hvilken kant af galaksen der er tættere på os, kan vi finde ud af, hvilken retning spiralarmene drejer: i alle de undersøgte galakser halter de bagud, dvs. bevæger sig væk fra midten, bøjer armen i modsat retning af rotationsretningen.

En analyse af rotationskurven gør det muligt at bestemme galaksens masse. I det enkleste tilfælde, ved at sidestille gravitationskraften med centrifugalkraften, får vi massen af galaksen inde i stjernens bane: M = rV r 2 /G, Hvor G er gravitationskonstanten. En analyse af perifere stjerners bevægelse gør det muligt at estimere den samlede masse. Vores galakse har en masse på ca. 210 11 solmasser, for Andromedatågen 410 11, for den store magellanske sky - 1510 9 . Masserne af diskgalakser er omtrent proportionale med deres lysstyrke ( L), så forholdet M/L de har næsten det samme og for lysstyrken i blå stråler er ens M/L 5 i enheder af Solens masse og lysstyrke.

Massen af en sfæroid galakse kan estimeres på samme måde, idet man i stedet for diskens rotationshastighed tager hastigheden af den kaotiske bevægelse af stjerner i galaksen (  v), som måles ved bredden af spektrallinjerne og kaldes hastighedsspredningen: M  R v 2 /G, Hvor R er galaksens radius (virial sætning). Hastighedens spredning af stjerner i elliptiske galakser er normalt fra 50 til 300 km/s, og masserne er fra 10 9 solmasser i dværgsystemer til 10 12 i gigantiske.

radioemission Mælkevejen blev opdaget af K. Jansky i 1931. Det første radiokort over Mælkevejen blev modtaget af G. Reber i 1945. Denne stråling kommer i en lang række bølgelængder  eller frekvenser  = c/ , fra flere megahertz (   100 m) op til snesevis af gigahertz (   1 cm), og kaldes "kontinuerlig". Flere fysiske processer er ansvarlige for det, hvoraf den vigtigste er synkrotronstrålingen fra interstellare elektroner, der bevæger sig næsten med lysets hastighed i et svagt interstellar magnetfelt. I 1950 blev kontinuerlig stråling ved en bølgelængde på 1,9 m opdaget af R. Brown og C. Hazard (Jodrell Bank, England) fra Andromeda-tågen og derefter fra mange andre galakser. Normale galakser, som vores eller M 31, er svage kilder til radiobølger. De udstråler i radioområdet knap en milliontedel af deres optiske effekt. Men i nogle usædvanlige galakser er denne stråling meget stærkere. De nærmeste "radiogalakser" Jomfru A (M 87), Centaur A (NGC 5128) og Perseus A (NGC 1275) har en radiolysstyrke på 10–4 10–3 af den optiske. Og for sjældne objekter, såsom Cygnus A-radiogalaksen, er dette forhold tæt på enhed. Kun få år efter opdagelsen af denne kraftfulde radiokilde var det muligt at finde en svag galakse forbundet med den. Mange svage radiokilder, sandsynligvis forbundet med fjerne galakser, er endnu ikke blevet identificeret med optiske objekter.

Stor encyklopædisk ordbog

Ekstragalaktiske tåger eller ø-universer, gigantiske stjernesystemer, der også indeholder interstellar gas og støv. Solsystemet er en del af vores Mælkevejsgalakse. Hele det ydre rum til det yderste, hvor de kan trænge ind ... ... Collier Encyclopedia

Kæmpe (op til hundreder af milliarder af stjerner) stjernesystemer; disse omfatter især vores Galaxy. Galakser er opdelt i elliptiske (E), spiralformede (S) og uregelmæssige (Ir). De nærmeste galakser til os er de magellanske skyer (Ir) og tågen ... ... encyklopædisk ordbog

Kæmpestjernesystemer, der ligner vores stjernesystem, Galaksen (Se Galaksen), som omfatter Solsystemet. (Udtrykket "galakser", i modsætning til udtrykket "Galakse", er skrevet med et lille bogstav.) Forældet navn G. ... ...

galakser- gigantiske stjernesystemer med antallet af stjerner fra ti til hundrede af milliarder i hver. Moderne skøn giver omkring 150 millioner galakser i den kendte Metagalaxy. Galakser er opdelt i elliptiske (angivet i astronomi med bogstavet E), ... ... Begyndelsen af moderne naturvidenskab

Kæmpe (op til hundreder af milliarder af stjerner) stjernesystemer; disse omfatter især vores Galaxy. G. er underopdelt i elliptiske. (E), spiral (S) og uregelmæssig (Ir). De nærmeste på os G. Magellanske Skyer (Ir) og Andromedatågen (S). G.… … Naturvidenskab. encyklopædisk ordbog

Whirlpool Galaxy (M51) og dens satellit NGC 5195. Foto fra Kitt Peak Observatory. Interagerende galakser galakser tæt nok i rummet til, at gensidig tyngdekraft er vigtig i ... Wikipedia

Stjernesystemer, der adskiller sig i form fra spiral- og elliptiske systemer ved tilfældighed, ujævnhed. Nogle gange er der N. g., som ikke har en klar form, amorfe. De består af stjerner med en blanding af støv, mens de fleste N. g. ... ... Store sovjetiske encyklopædi

- ... Wikipedia

Bøger

Galaxies, Avedisova Veta Sergeevna, Surdin Vladimir Georgievich, Vibe Dmitry Zigfridovich. Den fjerde bog i serien "Astronomi og astrofysik" indeholder en oversigt over moderne ideer om kæmpestjernesystemer - galakser. Det fortælles om historien om opdagelsen af galakser, om deres ...
Galakser, Surdin VG. Den fjerde bog fra serien "Astronomi og astrofysik" indeholder en oversigt over moderne ideer om kæmpestjernesystemer - galakser. Det fortælles om historien om opdagelsen af galakser, om deres ...

Hvad er afstanden til den nærmeste galakse? 12. marts 2013

Forskere var for første gang i stand til at måle den nøjagtige afstand til den nærmeste galakse fra os. Denne dværggalakse er kendt som Stor Magellansk Sky. Det er placeret i en afstand af 163 tusind lysår fra os, eller 49,97 kiloparsecs, for at være præcis.

Galaxy Large Magellanic Cloud svæver langsomt i det ydre rum og går uden om vores galakse Mælkevejen rundt som månen kredser om jorden.

Kæmpe gasskyer omkring galaksen forsvinder langsomt, hvilket resulterer i dannelsen af nye stjerner, der oplyser det interstellare rum med deres lys og skaber lyse farverige kosmiske landskaber. Disse landskaber blev fotograferet af et rumteleskop Hubble.

Den lille galakse Stor Magellansk Sky omfatter Taranteltågen - den lyseste stjernevugge i rummet i vores nabolag - den har set tegn på dannelsen af nye stjerner.

Forskere var i stand til at udføre beregningerne ved at observere sjældne, tætte par stjerner kendt som formørkende binære stjerner. Disse par stjerner er gravitationsmæssigt bundet sammen, og når en af stjernerne overstråler den anden, set af en observatør fra Jorden, falder systemets samlede lysstyrke.

Hvis du sammenligner stjernernes lysstyrke, kan du på denne måde beregne den nøjagtige afstand til dem med en utrolig nøjagtighed.

At bestemme den nøjagtige afstand til rumobjekter er meget vigtig for at forstå størrelsen og alderen af vores univers. Indtil videre er spørgsmålet stadig åbent: Hvad er størrelsen af vores univers, kan ingen af forskerne sige med sikkerhed endnu.

Når først astronomer har været i stand til at opnå en sådan nøjagtighed ved at bestemme afstande i rummet, vil de være i stand til at se på fjernere objekter og i sidste ende være i stand til at beregne størrelsen af universet.

Nye funktioner vil også give os mulighed for mere præcist at bestemme udvidelseshastigheden af vores univers, samt mere præcist beregne Hubble konstant. Denne koefficient blev opkaldt efter Edwin P. Hubble, den amerikanske astronom, der beviste i 1929, at vores univers har været konstant udvidet siden begyndelsen af dets eksistens.

afstand mellem galakser

Den store magellanske skygalakse er den nærmeste dværggalakse fra os, men den største galakse i størrelse anses for at være vores nabo Andromeda spiralgalakse, som ligger i en afstand af omkring 2,52 millioner lysår fra os.

Afstanden mellem vores galakse og Andromeda-galaksen bliver gradvist mindre. De nærmer sig hinanden med en hastighed på omkring 100-140 kilometer i sekundet, selvom de vil mødes meget snart, eller rettere sagt, om 3-4 milliarder år.

Måske er det sådan, nattehimlen vil se ud for en jordisk observatør om et par milliarder år.

Afstandene mellem galakser kan derfor være meget forskellige på forskellige tidspunkter, da de konstant er i dynamik.

Universets skala

Det synlige univers har en utrolig diameter, som er milliarder og måske titusinder af lysår. Mange af de objekter, som vi kan se med teleskoper, er der ikke længere eller ser helt anderledes ud, fordi lyset rejste foran dem i utrolig lang tid.

Den foreslåede serie af illustrationer vil hjælpe dig med at forestille dig i det mindste generelt omfanget af vores univers.

Solsystemet med dets største objekter (planeter og dværgplaneter)

Sol (i midten) og nærmeste stjerner

Mælkevejsgalaksen viser gruppen af stjernesystemer tættest på solsystemet

En gruppe af nærliggende galakser, herunder mere end 50 galakser, hvoraf antallet konstant stiger, efterhånden som nye opdages.

Lokal superhob af galakser (Virgo Supercluster). Størrelse - omkring 200 millioner lysår

Gruppe af superhobe af galakser

Synligt univers

Videnskaben

Forskere var for første gang i stand til at måle den nøjagtige afstand til vores nærmeste galakse. Denne dværggalakse er kendt som Stor Magellansk Sky. Det ligger i en afstand fra os 163 tusind lysår eller 49,97 kiloparsecs for at være præcis.

Galaxy Large Magellanic Cloud svæver langsomt i det ydre rum og går uden om vores galakse Mælkevejen rundt ligesom Månen drejer rundt om jorden.

Store gasskyer i galaksens område forsvinder langsomt, hvilket resulterer i dannelsen af nye stjerner, som oplyser det interstellare rum med deres lys og skaber lyse farverige rumlandskaber. Disse landskaber blev fotograferet af et rumteleskop Hubble.

Lille galakse Stor Magellansk sky omfatter taranteltågen- den lyseste stjernevugge i rummet i vores nabolag - tegn på dannelsen af nye stjerner.

Forskere var i stand til at udføre beregningerne ved at observere sjældne, tætte par stjerner kendt som formørkende binære stjerner. Disse par stjerner er gravitationsmæssigt forbundet med hinanden, og når en af stjernerne overstråler den anden, set af en observatør fra Jorden, falder systemets samlede lysstyrke.

Hvis du sammenligner stjernernes lysstyrke, kan du på denne måde beregne den nøjagtige afstand til dem med en utrolig nøjagtighed.

At bestemme den nøjagtige afstand til rumobjekter er meget vigtig for at forstå størrelsen og alderen af vores univers. Mens spørgsmålet forbliver åbent: hvor stort er vores univers Ingen videnskabsmand kan sige med sikkerhed endnu.

Efter at det lykkedes astronomer at opnå en sådan nøjagtighed ved bestemmelse af afstande i rummet, har de vil være i stand til at håndtere fjernere objekter og til sidst være i stand til at beregne universets størrelse.

Nye funktioner vil også give os mulighed for mere præcist at bestemme udvidelseshastigheden af vores univers, samt mere præcist beregne Hubble konstant. Dette forhold blev opkaldt efter Edwin P. Hubble, en amerikansk astronom, der i 1929 beviste, at vores Universet har konstant udvidet sig siden begyndelsen af dets eksistens..

afstand mellem galakser

Den Store Magellanske Sky er den galakse, der er tættest på os. dværg galakse, men en stor galakse - vores nabo betragtes Andromeda spiralgalakse, som ligger i en afstand af ca 2,52 millioner lysår.

Afstanden mellem vores galakse og Andromeda galaksen er gradvist aftagende. De nærmer sig hinanden med en hastighed på ca 100-140 kilometer i sekundet, selvom de vil mødes meget snart, eller rettere, igennem 3-4 milliarder år.

Måske er det sådan, nattehimlen vil se ud for en jordisk observatør om et par milliarder år.

Afstandene mellem galakser er således kan være meget forskellige på forskellige tidspunkter, da de konstant er i dynamik.

Universets skala

Det synlige univers har utrolig diameter, hvilket er milliarder og måske titusinder af lysår. Mange af de objekter, som vi kan se med teleskoper, er der ikke længere eller ser helt anderledes ud, fordi lyset rejste foran dem i utrolig lang tid.

Den foreslåede serie af illustrationer vil hjælpe dig med at forestille dig i det mindste i generelle vendinger omfanget af vores univers.