Galaksien luokittelu niiden lomakkeisiin ja ulkonäköönsä. Mitkä ovat galaksit

Nykyaikaisessa astronomiassa laajimmin käytettiin Edwin Powell Hubble ehdottamia Galaxiesia vuonna 1926 ja vangittiin myöhemmin ja sitten Gerarri deobuler ja Alan Sendidhem.

Tämä luokitus perustuu kuuluisan galaksin muodossa. Hänen mukaan kaikki galaksit on jaettu 5 päätyyppiin:

Elliptinen (e);

Spiral (t);

Spiral Galaxies, jossa on jumper - baari (SB);

Virheellinen (IRR);

Galaksit ovat liian tylsää, jotta ne voidaan luokitella, Hubble tunnistaa symbolin Q.

Lisäksi tässä luokituksessa olevien galaksien merkinnässä käytetään lukuja, mikä osoittaa, kuinka paljon elliptinen galaksi ja kirjaimet osoittavat, kuinka tiukasti spiraalin galaksin hihat ovat ytimen vieressä.

Graafisesti tämä luokitus on esitetty sarjana, jota kutsutaan holbble-sekvenssiksi (tai Camerton-hubble, joka johtuu järjestelmän samankaltaisuuden tämän työkalun kanssa).

Elliptiset galaksit (tyyppi E) määrä 13% kaikki yhteensä Galaxies. Ne näyttävät ympyrän tai ellipsin, jonka kirkkaus laskee nopeasti keskeltä kehälle. Elliptisten galaksien muodossa ovat hyvin erilaisia: ne ovat kuin pallo ja erittäin taistelijat. Tältä osin ne on jaettu 8 alaluokkaan - E0: stä (pallon muoto, ei pakkausta) E7: een (suurin pakkaus).

Elliptiset galaksit ovat yksinkertaisin rakenne. Ne koostuvat pääasiassa vanhoista punaisista ja keltaista jättiläisistä, punaisista, keltaista ja valkoisista kääpiöistä. Heillä ei ole pölyä. Tähdet muodostavat tähteä tämäntyyppisissä galaksissa ei ole jo useita miljardia vuotta. Ei ole melkein kylmä kaasua ja kosmista pölyä. Kierto havaitaan vain kaikkein pakattuna elliptisten galaksista.

Spiral Galaxies- Useimmat tyypin: ne muodostavat noin 50% kaikista havaituista galaksista. Suurin osa spiraalisen galaksin tähdistä sijaitsee galaktisen levyn sisällä. Spiraalikuvio on havaittavissa galaktisella levyllä kahdesta tai useammasta kierrosta tai hihat, jotka lähtevät galaksin keskustasta.

On olemassa kahdenlaisia \u200b\u200bspiraaleja. SA: n tai S ilmoitti ensimmäisessä tyypissä, kierre-oksat tulevat suoraan keskustiivisteestä. Toiseksi ne alkavat pitkänomainen koulutuksen päissä, jonka keskellä on soikea sinetti. Näyttää siltä, \u200b\u200bettä kaksi kierre-oksaa on kytketty hyppääjä, minkä vuoksi tällaisia \u200b\u200bgalaksija kutsutaan risteyksiksi; Ne on merkitty SB-symbolilla.

Spiral Galaxies vaihtelevat spiraalirakenteensa kehittämisen kannalta, joka luokittelussa huomautetaan lisäämällä symboleihin S (tai SA) ja SB-kirjaimet A, B, s.

Spiraalien galaksien hihoissa on sinertävä väri, sillä heillä on monia nuoria jättiläisiä tähtiä. Kaikki spiraaliset galaksit pyörivät merkittäviä nopeuksia, joten tähdet, pöly ja kaasut keskittyvät niihin kapeassa levyllä ("väestön I") tähdet. Kierto ylivoimaisessa enemmistössä tapahtuu spiraalin oksat.

Jokaisella spiraalilla galaksilla on keskeinen kondensaatio. Spiraxiesin paksuuntumisen väri - punertava keltainen, mikä osoittaa, että ne koostuvat pääasiassa spektristen luokkien G, K ja m tähdistä (eli pienin ja kylmä).

Kaasun ja pölypilvien runsaasti ja kirkkaiden sinisten jättiläisten läsnäolo spektrikouluista O ja B ilmaisee tähtien aktiiviset prosessit, jotka esiintyvät näiden galaksien spiraaliholkkeihin.

Spiral Galaxiesin taajuusmuuttaja lähetetään harrastettuun heikkoon tähtien pilvi - Halo. Galo koostuu nuorista tähdistä "väestön II" muodostavat lukuisia palloja.

Joissakin galaksissa keski-osassa on pallomainen muoto ja kirkkaasti hehkuu. Tätä osaa kutsutaan Baljaksi (englanniksi. Lumppu - paksuuntuminen, turvotus). Balja koostuu vanhoista tähdistä "väestön II" ja usein Supermassive Black Hole keskustassa. Muissa galaksissa keskusyksikössä on "Star Jumper" -baari.

Tunnetuimmat spiraali galaksit ovat meidän maitomainen tapa Galaxy ja Andromeda Nebula.

Lenzoid Galaxy (Tyyppi S0) on välityyppi spiraalin ja elliptisten galaksien välillä. Tämäntyyppisessä galaksissa kirkas keskuskondensaatio (BALJ) on voimakkaasti pakattu ja samanlainen kuin linssi, eikä ole sivuliikkeitä tai hyvin huonosti jälkiä.

Vanhasta tähdistä on lenzide-galaksia, joten väri on punertava. Kaksi kolmasosaa lentsoidien galaksista, kuten elliptisistä, eivät sisällä kaasua, kolmasosa kaasupitoisuudesta on sama kuin spiraaleissa. Siksi tähti muodostusprosessit ovat hyvin hidas tahti. Pöly Lenzidin galaksissa on keskittynyt lähelle Galaktista ytimiä. Noin 10% kuuluisista galaksista liittyy Lenzoid Galaxiesiin.

Varten virheelliset tai epäsäännölliset galaksit (IR) Tunnetaan väärä, koputteinen muoto. Vääriä galakseja on ominaista keskuseristeiden ja symmetrisen rakenteen puuttuminen sekä alhainen valaistus. Tällaiset galaksit sisältävät paljon kaasua (pääasiassa neutraali vetyä) - jopa 50% niistä yhteensä massa. Noin 25% kaikista Star Systems kuuluu tähän tyyppiin.

Virheelliset galaksit on jaettu 2 suureen ryhmään. Ensimmäinen näistä, jotka on merkitty IR IR I, sisältää galaksit, joissa on vihje tietyllä rakenteella. IR IRR I ei ole lopullinen: Joten, jos spiraaliholkkien sirblace löytyy tutkituista galaksista (tyypin ominaisuus Galaxies of Type S), Galaxy saa nimityksen SM: n tai SBM: n (on jumpperi sen rakenteessa); jos samanlainen ilmiö Ei havaittu - nimitys im.

Toinen virheellinen galaksin ryhmä (IRR II) sisältää kaikki muut galaksit, joilla on kaoottinen rakenne.

Myös kolmas ryhmä virheellisiä galakseja - kääpiö, joka on merkitty di tai Dirrs. Uskotaan, että Dwarfish Galaxit ovat samankaltaisia \u200b\u200bkuin maailmankaikkeudessa olemassa olevia aikaisimpia galaktisia muodostumia. Jotkut niistä ovat pieniä spiraaleja, jotka tuhoavat massiivisempien kumppanien vuorovesivoimien.

Tällaisten galaksien tyypilliset edustajat ovat suuria ja pieniä Magtels-pilviä. Aiemmin uskottiin, että suuret ja pienet Magtels-pilvet kuuluvat väärään galaksiin. Kuitenkin myöhemmin havaittiin, että niillä on kierre rakenne baarilla. Siksi nämä galaksit vedettiin sisään SBM: ssä, neljäs spiraalin galaksin tyyppi baarilla.

Galaxies, joilla on ne tai muut yksittäiset ominaisuudet, jotka eivät salli niitä ottaa ne yhteen edellä luetelluista luokista, joita kutsutaan pekulaarinen.

Esimerkki erikoista galaksista - Centauruksen A (NGC 5128) radioaktiivisuus.

Hubble luokitus on päällä tämä hetki Yleisin, mutta ei ainoa. Erityisesti Devokoloir-järjestelmää käytetään laajalti, mikä on edistyksellisempi ja kierrätysversio Hubble-luokituksesta ja jerk-järjestelmä, jossa galaksit on ryhmitelty sen spektrien, muotojen ja keskittymän asteesta.

Galaksit, "Extragalactic Nebulae" tai "Island Universes" - Nämä ovat jättimäisiä tähtijärjestelmiä, jotka sisältävät interstellar kaasua ja pölyä. Aurinkokunta siirtyy galaksimme - maitomme. Kaikki ulkotilat rajoihin, joissa tehokkaimmat teleskoopit voivat tunkeutua, täynnä galaksia. Tähtitieteilijät ovat vähintään miljardia. Lähin Galaxy on meistä noin miljoonalla St. vuotta (10 19 km) ja teleskooppien rekisteröimät syrjäisimmät galaksit - miljardeja valovuosia. Galaksien tutkimus on yksi astronomian kunnianhimoisimmista tehtävistä.

Historiallinen viittaus. Kirkkain ja eniten tulevat ulkoiset galaksit - Magellanovy-pilvet näkyvät paljaalla silmällä taivaan eteläisellä pallonpuoliskolla ja olivat tiedossa arabien 11. vuosisadalla sekä pohjoisen pallonpuoliskoon kirkkain galaksi - suuri sumu an andromed . Tämän sumujen talteenotto vuonna 1612 teleskoopin avulla saksalainen tähtitieteilijä S.Marius (1570-1624) alkoi tieteellisen tutkimuksen galaksista, sumuista ja tähtiklustereista. Useat tähtitieteilijät löysivät monia nebulaeja 17. ja 1800-luvuilla; Sitten heidät pidettiin hehkukaasun pilvistä.

Filosofit ja tähtitieteilijät keskustelivat ensimmäistä kertaa ensimmäistä kertaa ensimmäistä kertaa ensimmäistä kertaa, 18 W.: E.SEDENBORG (1688-1772) Ruotsissa, Tryt (1711-1786) Englannissa, I. Kant (1724-1804) Preussiassa ja .lubert (1728-1777) Alsacessa ja V.Germanissa (1738-1822) Englannissa. Kuitenkin vain 1900-luvun ensimmäisellä neljänneksellä. "Island Universes" olemassaolo oli yksiselitteisesti todistettu lähinnä Järtisin (1872-1942) ja e.habblan (1889-1953) ansiosta. He osoittivat, että etäisyydet ovat kirkkaimpia, ja siksi lähimmät "valkoiset sumut" ylittävät merkittävästi galaksimme kokoa. Vuosina 1924-1936 Hubble kehottaa Galaxiesin tutkimuksen rajaa lähimmästä järjestelmästä Mount Wilson Observatorion 2,5 metrin teleskooppi 2,5 metrin teleskooppi, ts. jopa useita satoja miljoonia valovuosia.

Vuonna 1929 tobble avasi välisen suhteen galaksin ja sen liikkeen nopeuden välillä. Tämä riippuvuus, hubblen laki, tuli modernin kosmologian havainnointiperusta. Toisen maailmansodan päättymisen jälkeen Galaxiesin aktiivinen tutkimus alkoi uusia suuria teleskooppeja sähköisten valovahvistimien, automaattisten mittauskoneiden ja tietokoneiden kanssa. Radiopäästöjen ja muiden galaksien havaitseminen antoi uusi mahdollisuus Tutki maailmankaikkeutta ja johti radio-belaxien, kvasaareiden ja muiden toimintamuotojen avaamiseen Galaxies-ytimessä. Geofysisisten ohjusten ja satelliittien ulkoiset havainnot mahdollistivat röntgensäteilyn havaitsemisen aktiivisten galaksien ja galaksien klustereiden ytimistä.

Kuva. 1. Hubble Galaksien luokittelu

Ranskan tähtitieteilijä S.mamesa (1730-1817) julkaistiin vuonna 1782 "Nebulae". Tämä luettelo putosi Star Clusters ja Galaxy- ja ekstragalaktisten esineiden kaasukykyt. Messier-luettelon esineitä käytetään edelleen; Esimerkiksi Messier 31 (M 31) on kuuluisa Andromeda Nebula, lähin tärkein Galaxy, joka havaittiin Constellation Andromeda.

Taivaan järjestelmällinen katsaus, jonka V. HercheLem alkoi vuonna 1783, johti hänet usean tuhannen nebulaan löytöön Pohjois-taivaalla. Tätä työtä jatkettiin poikansa J. Gerchelem (1792-1871), joka teki huomautuksia eteläisellä pallonpuoliskolla Cape of Good Hope (1834-1838) ja julkaistiin vuonna 1864 Yleinen luettelo 5 tuhatta sumuista ja tähtiklustereita. 1800-luvun toisella puoliskolla. Nämä esineet lisättiin jälleen auki ja Y.renel (1852-1926) vuonna 1888 julkaistiin Uusi yleinen luettelo (Uusi yleinen luettelo - NGC), mukaan lukien 7814 kohdetta. Julkaisu 1895 ja 1908 kahdesta ylimääräisestä Indeksin luettelot (IC) havaittujen sumujen ja tähtiklustereiden määrä ylitti 13 tuhatta. Luetteloiden ngc ja IC: n nimi on yleisesti hyväksytty. Niinpä Andromedan sumu on merkitty joko M 31 tai NGC 224. Erillinen luettelo 1249 galaksista kirkkaampi kuin 13. tähden suuruus, joka perustuu taivaan valokuvausarvioinnille, oli H. Schepley ja A.AJS Harvardilta Observatorio vuonna 1932.

Tätä työtä laajennettiin merkittävästi ensimmäiseksi (1964), toinen (1976) ja kolmas (1991) julkaisut Tyhjennä kirkkaiden galaksien J. Deobuler työntekijöiden kanssa. Laajempaa, mutta vähemmän yksityiskohtaisia \u200b\u200bhakemistoja, jotka perustuvat valokuvauskyselyn katseluun taivaalla julkaistiin 1960-luvulla F. TSvikki (1898-1974) Yhdysvalloissa ja B.A. Velontsov-Veljaminovissa (1904-1994) NSSR: ssä. Ne sisältävät noin. 30 tuhatta Galaxies jopa 15. tähden pahoillani. Samankaltainen katsaus Etelä-taivas valmistui 1 metrin Schmidt-kameran avulla Chilessä ja Ison-Britannian 1,2 metrin Schmidt-kammiossa Australiassa.

Galaxies heikompi kuin 15. tähti suuruusluoka liikaa laatimaan luettelonsa. Vuonna 1967 19. tähden suuruuden kirkkaamman galaksien laskemisen tulokset (kruunun pohjoispuolella 20), joka teki kirkko ja K.Vitannen levyssä 50 cm: n astrafiasta nuolla Observatorio julkaistaan. Tällaiset galaksit osoittautuivat okiksi. 2 miljoonaa, ei lasketa meiltä piilotettuja meiltä laaja pölysuoja. Ja vuonna 1936, Hubble Observatorion Mount Wilson laskettu määrä galakseja 21. tähti suuruus useita pieniä sivustoja, jaetaan tasaisesti kautta taivaallinen alalla (pohjoiseen lasku 30). Näiden tietojen mukaan yli 20 miljoonaa, kirkkaimman 21. tähden suuruuden galaksit.

Luokitus. On olemassa erilaisia \u200b\u200bmuotoja, kokoja ja valaistuksia; Jotkut niistä eristetään, mutta useimmilla on naapureita tai satelliitteja, joilla on gravitaatiovaikutus niihin. Pääsääntöisesti galaksit ovat rauhallisia, mutta ne ovat usein aktiivisia. Vuonna 1925 toutble tarjosi galaksiluokitusta niiden ulkonäön perusteella. Hän myöhemmin kirkasi hubble ja kuiskasi, sitten Sandage ja lopulta volulaler. Kaikki Galaxies on jaettu neljään tyyppiin: elliptinen, lentisuuntainen, kierre ja virheellinen.

Elliptinen(E.) Galaksissa on valokuvia muotoa ellipses ilman äkillisiä rajoja ja selkeitä osia. Heidän kirkkaudensa kasvaa keskukseen. Nämä pyörivät ellipsoidit, jotka koostuvat vanhoista tähdistä; Niiden näkyvä lomake riippuu osien näkökulmasta tarkkailijan näkökulmasta. Kun tarkkailet kylkiä, ellipsin lyhyiden ja pitkien akseleiden pituudet saavuttavat  5/10 (ilmoitettu E5).

Kuva. 2. Elliptinen Galaxy ESO 325-G004

Lentsidi(L. tai S.0) Galaxies ovat samanlaisia \u200b\u200bkuin elliptinen, mutta paitsi pallomaisen komponentin kanssa on ohut nopeasti pyörivä päähineellinen levy, joskus Sormus-muotoiset rakenteet, kuten Saturn-renkaat. Lentsoidien galaksit, jotka on havaittu kylkiluut näyttävät enemmän pakattuna kuin elliptinen: niiden akselien suhde saavuttaa 2/10.

Kuva. 2. Galaxy-kara (NGC 5866), linssin kaltainen galaksi konstellaation lohikäärmeen.

Kierre(S.) Myös galaksit koostuvat myös kahdesta komponenteesta - sferoidisesta ja tasaisesta, mutta levyllä on enemmän tai vähemmän kehitetty spiraalirakenne levyllä. Pitkin alatyyppejä SA, SB., Sc, SD. ("varhaisista" spiraaleista "myöhään") kierre hihat muuttuvat paksummaksi, vaikeammaksi ja vähemmän kierretty ja sferoidi (keskeinen kondensaatio tai balja) vähenee. Riudista havaitut spiraaligalaksissa kierrelliset hihat eivät ole näkyvissä, mutta galaksin tyyppi voidaan asentaa Balzin ja levyn suhteelliseen kirkkaudelle.

Kuva. 2.Esimerkki spiraalista galaksista, "pinwheel" Galaxy (Massa List Object 101 tai NGC 5457)

Väärä(I.) Galaxies ovat kaksi päätyyppiä: Magellan tyyppi, ts. Magtellane-pilvien tyyppi, jatkuva kierrosten sekvenssi Sm. ennen OLEN.ja ei-gellane-tyyppi I.0, jolla on kaoottiset tummat pölynauhat pallosta tai levyrakenteesta, kuten lensidistä tai aikaisemmasta spiraalista.

Kuva. 2.NGC 1427A, esimerkki virheellisestä galaksista.

Tyypit L. ja S. hajoaa kahteen perheeseen ja kaksi tyyppiä riippuen keskuksen ja leikkaamisen kautta kulkevasta läsnäolosta tai poissaolosta lineaarinen rakenne (baari), sekä keskitetty symmetrinen rengas.

Kuva. 2.Galaxy Milky Wayin tietokonemalli.

Kuva. 1. NGC 1300, esimerkki spiraalista galaksista, jossa on jumpperi.

Kuva. 1. Galaxiesin kolmiulotteinen luokittelu. Tärkeimmät tyypit: E, l, s, i Sijaitsee peräkkäin OT. E. ennen OLEN.; Perheperhe A. ja ristissä B.; Näkymä s. ja r.. Pyöreitä kaavioita alapuolella - Pääkokoonpanon poikkileikkaus kierre- ja lensidien galaksien alalla.

Kuva. 2. Pääperheet ja spiraalit Alueen pääkonfiguraation osassa SB..

Myös muita luokittelujärjestelmiä galakseille, jotka perustuvat ohuempiin morfologisiin yksityiskohtiin, mutta fotometriseen, kinemaatiseen ja radiopalveluihin ei ole vieläkään objektiivista luokitusta.

Rakenne. Kaksi rakenteelliset komponentit - Sferoidi ja levy - heijastavat Galaksien tähtipopulaation eroa, joka avattiin vuonna 1944 saksalaisella tähtitieteellä V. Baade (1893-1960).

Väestö I.Läsnä väärissä galaksissa ja kierrellisissä hihoissa sisältää spektrikoulujen O- ja B sinisiä jättiläisiä ja supergitateja, luokkien K ja m punaiset superdgignantit sekä interstellar kaasu ja pöly kirkkaalla ionisoidulla vetyllä. Se on myös läsnä ja pienikokoiset tähdet pääryhmän, jotka näkyvät auringon lähellä, mutta erottavat kaukaisissa galaksissa.

Väestö II.läsnä elliptisissä ja lensidien galaksissa sekä kierteiden keski-alueilla ja palloklustereissa, sisältää punaisia \u200b\u200bjättiläisiä G5-K5: n, Subgiganista ja luultavasti subcarliki; Siinä on planeettavuutta, ja siellä on uusia (kuvio 3). Kuviossa 1 Kuvio 4 esittää spektristen luokkien (tai värin) tähtien ja niiden kirkkauden välistä yhteyttä eri populaatioissa.

Kuva. 3. Star väestö. Nebulaan Andromedan spiraalin galaksin kuvat osoittavat, että väestön siniset jättiläiset ja super-syvättimet keskittyvät sen levylle, ja keskeinen osa koostuu väestön punaisista tähdistä. Andromeda Nebulae-satelliitit näkyvät myös: NGC 205 Galaxy ( alhaalla) ja M 32 ( vasemman yläosassa). Kirkkaimmat tähdet tässä kuvassa kuuluvat galaksimme.

Kuva. 4. HerzshPrung Diagrang - Resseljossa spektriluokan (tai värin) ja tähtien kirkkauden välinen suhde on näkyvissä. eri tyyppejä. I: Nuoret tähteä väestön I, tyypilliset spiraalihihnat. II: Aged väestö tähdet I; III: Vanha väestö Stars II, tyypilliset pallot ja elliptiset galaksit.

Alun perin uskottiin, että elliptiset galaksit sisältävät vain väestöä II ja väärä väestö I. On kuitenkin osoittautunut, että yleensä galaksit sisältävät kahden tähden populaation seoksen eri mittasuhteissa. Yksityiskohtainen analyysi väestöryhmistä on mahdollista vain useille läheisille galaksille, mutta värimittaukset ja etäisten järjestelmien valikoima osoittavat, että niiden tähtipopulaatioiden välinen ero voi olla huomattavasti enemmän kuin Baad ajatteli.

Etäisyys. Etäisyydet kaukaisille galaksille perustuvat etäisyyksien absoluuttiseen asteikkoon galaksimme tähdille. Se on asennettu useisiin menetelmiin. Perustavaisuus on trigonometristen parallavalkojen menetelmä, joka toimii etäisyydelle 300 s. vuotta. Jäljellä olevat menetelmät ovat epäsuoria ja tilastollisia; Ne perustuvat omiin liikkeisiinsä, säteittäisten nopeuksien, loistojen, väreihin ja tähtien väreihin ja spektriin. Niiden perusteella määrittää uusien ja muuttujien absoluuttiset arvot RR LIRA: n ja  Cepheva, joka tullut ensisijaiset etäisyysindikaattorit lähimpään galaksiin, joissa ne näkyvät. Palliklusterit, kirkkaimmat tähdet ja näiden galaksien päästömemula muuttuvat toissijaisiksi indikaattoreiksi ja mahdollistavat etäisyydet kaukaisemmille galaksille. Lopuksi, läpimittareita ja piminositeettiä käytetään tertiääristen indikaattoreina. Tähtitieteisen etäisyyden mittana käytetään tavallisesti objektin näkyvän tähti-suuruuden välistä eroa m. ja sen absoluuttinen tähti suuruus M. ; Tämä suuruus ( m - M.) Soita "näkyvä etämoduuli". True etäisyyden selvittäminen, se on korjattava, kun otetaan huomioon valon imeytyminen interstellar-pölyllä. Tällöin virhe saavuttaa yleensä 10-20%.

Ekstragalaktista etäisyyttä aika ajoin on tarkistettu, ja siksi muut galaksien parametrit riippuvat etäisyydestä, muuttuvat myös. Tab. Kuvio 1 esittää tarkimmat etäisyydet lähimpään galaksiryhmiin. Ennen kaukaisempia Galaxies kaukoja miljardeja valovuosina, etäisyys arvioidaan alhaisella punaisella siirtymätarkkuudella ( katso alempaa: Punaisen siirtymän luonne).

Kirkkaus.Galaksin pintavirtaisen kirkkauden mittaus antaa täydellisen kirkkauden sen tähden yksikköalueelle. Pintavalaistuksen muutos, jossa on etäisyys keskustasta, luonnehtii galaksin rakennetta. Elliptiset järjestelmät, jotka ovat oikeat ja symmetriset, tutkivat enemmän kuin toiset; Yleensä niitä kuvataan yhtenäisen valon laki (kuvio 5, mutta):

Kuva. 5. Luminoosi jakelu galaksissa. mutta - elliptiset galaksit (kuvattu pinnan kirkkauden logaritmilla riippuen neljännen asteen juuresta alennetusta säteestä ( r / R. e) 1/4, missä r. - etäisyys keskustasta ja r. E on tehokas säde, jonka sisällä puolet galaksin täysikasvuisesta on suljettu); b. - Lenzoid Galaxy NGC 1553; sisään - kolme normaalia spiraalista galaksia (kunkin ulkoinen osa linjat ovat suoratKuten valaistuksen eksponentiaalinen riippuvuus on osoittanut etäisyydestä).

Leinzoidijärjestelmien tiedot eivät ole yhtä täynnä. Niiden valaistusprofiilit (kuvio 5, b.) Ne eroavat elliptisten galaksien profiileista ja niillä on kolme pääaluetta: ydin, linssi ja kuori. Nämä järjestelmät näyttävät elliptisen ja spiraalin välituotteelta.

Spiraalit ovat hyvin monimuotoisia, rakenne on monimutkainen, eikä ole olemassa yhtenä lainsäädäntöä niiden valaistuksen jakamiseksi. Näyttää kuitenkin siltä, \u200b\u200bettä lähellä yksinkertaisia \u200b\u200bspiraaleja poispäin ydin levyn pinnan valaistus poistuu periferiaan eksponentiaalisesti. Mittaukset osoittavat, että spiraaliholkkien kirkkaus ei ole niin korkea, koska näyttää siltä, \u200b\u200bkun katsot Galaxiesin valokuvia. Hihat lisäävät enintään 20% levyn kirkkaudelle sinisissä säteissä ja huomattavasti vähemmän punaisina. Palkkio baldingin kirkkaudelle laskee SA jllek SD. (Kuva 5, sisään).

Mittaus galaksin näkyvän stellarin suuruuden mittaaminen m. ja määrittämällä etämoduulinsa ( m - M.), laske absoluuttinen arvo M.. Kirkkaimmissa galaksissa, lukuun ottamatta kvasaareja, M.  22, ts. Heidän valaistuksensa on lähes 100 miljardia kertaa enemmän kuin aurinko. Ja pienimmät galaksit M. 10, ts. Luminoosi on noin. 10 6 Solar. Galaksien määrän jakelu M., kutsutaan "valaistustoiminto", on maailmankaikkeuden galaktisen väestön tärkeä ominaisuus, mutta määrittää sen varovasti sen kova.

Galaxies, jotka on valittu tiettyyn raja-arvoon, kunkin tyypin kirkkauden funktio on erikseen E. ennen Sc Lähes Gaussian (Bell-muotoinen), jonka keskimääräinen absoluuttinen arvo sinisellä säteillä M. m. \u003d 18.5 ja dispersio  0,8 (kuvio 6). Mutta myöhästyneiden lajit SD. ennen OLEN. Ja elliptiset kääpiöt ovat heikompi.

Täydellisessä näytteessä, esimerkiksi tiettyyn tilavuuteen, esimerkiksi klusterissa, valaistusfunktio kasvaa luminositeetin vähenemisellä, ts. Dwarf Galaxiesin määrä on monta kertaa suurempi kuin Giganttinen määrä

Kuva. 6. Galaxy Lumkinosity -toiminto. mutta - näyte kirkkaampi joillakin raja-arvolla; b. - Täydellinen näyte tiettyyn määrään tilaa. Kiinnitä huomiota kääpiöjärjestelmien ylivoimaiseen määrään M. B.< -16.

Koko. Koska tähtimeen tiheys ja galaksien valaistus vähitellen putoavat, heidän koonsa kysymys on tosiasiallisesti teleskoopin mahdollisuus kykyyn korostaa galaksien ulkoisten alueiden heikkoa luminesenssiä yötaivaan taustalla. Moderni koneet Voit rekisteröidä galaksien alueet, joiden kirkkaus on alle 1% taivaan kirkkaudesta; Se on noin miljoona kertaa pienempi kuin Galaxies-ytimien kirkkaus. Tämän Isofopen (saman kirkkauden linja) mukaan galaksien halkaisijat ovat useista tuhannesta valovuosesta kääpiöjärjestelmissä sadoille tuhansille - jättimäisille. Pääsääntöisesti galaksien halkaisijat korreloivat hyvin niiden absoluuttisen valaistuksen kanssa.

Spektrinen luokka ja väri.Galaksin ensimmäinen spektrogrammi - sumutus Andromeda, saatu Potsdamin observatoriossa 1899 yu.shirner (1858-1913), muistuttaa sen absorptiolinjoja. Galaksien spektrien massatutkimus alkoi luoda "nopeita" spektreja alhaisella dispersiolla (200-400 / mm); Myöhemmin kuvan sähköisten kirkkausvahvistimien käyttö mahdollisti dispersion lisäämisen jopa 20-100 / mm. Morganin havainnot jerk-observatoriosta osoittivat, että Galaksien monimutkaisesta tähden koostumuksesta huolimatta niiden spektrit ovat yleensä lähellä tiettyyn luokan tähtien spektrejä A. ennen K., ja spektrin ja galaksin morfologisen tyypin välillä on huomattava korrelaatio. Pääsääntöisesti luokan spektri A. On väärä galaksit OLEN. Ja spiraalit Sm. ja SD.. Luokan spektrit A-f. Spiraaleissa SD. ja Sc. Siirto jstk Sc jllek SB. liitetään muuttamalla spektriä F. jllek F-g.ja spiraalit SB. ja SA, Lenzidin ja elliptisten järjestelmien spektrit G. ja K.. Totta, se ilmoitti myöhemmin, että spektriluokan galaksien säteily A. Itse asiassa koostuu spektristen luokkien jättiläisten valon seoksesta B. ja K..

Absorptiolinjojen lisäksi monet galaksit näkyvät säteilylinjat, kuten maitomainen tapa. Yleensä se on esimerkiksi balmer-sarjan vetyviiva, esimerkiksi h  jssk  6563, ionisoidun typen kauhat (N II)  6548 ja 6583 ja rikki (S II)  6717 ja 6731, ionisoitu happi (Oi II) päällä  3726 ja 3729 ja kaksi kertaa ionisoitu happi (O III) päällä  4959 ja 5007. Päästölinjojen intensiteetti korreloi tavallisesti levyjen kaasun ja super-nightant-tähtien kanssa: nämä rivit puuttuvat tai ovat hyvin heikkoja elliptisissä ja lensidilla galaksissa, mutta tehostetaan spiraalista ja väärästä SA jllek OLEN.. Lisäksi elementtien päästölinjojen intensiteetti on raskaampi kuin vety (N, O, S) ja todennäköisesti näiden elementtien suhteellinen pitoisuus pienenee ytimen levyn galaksien kehään. Joissakin galaksissa päästölinjat ytimessä ovat epätavallisen vahvoja. Vuonna 1943 K.SEFERT avasi erityisen galaksien tyypin, jossa on hyvin laaja vetylinjoja ytimessä, mikä osoitti korkean aktiivisuuden. Näiden ytimien ja niiden spektrien kirkkaus muuttuvat ajan myötä. Yleensä Seyfertin galaksien ytimen näyttää kvasaareja, vaikkakaan ei niin voimakas.

Galaksien morfologisen sekvenssin varrella muutetaan niiden värien integroitu indikaattori ( B - V.), ts. Ero galaksin tähtien suuruuden välillä sinisenä B. ja keltainen V. säteet. Päätyyppien keskimääräinen väri on:

Tässä mittakaavassa 0,0 vastaa valkoista väriä, 0,5 - kellertävää, 1,0 - punertavaa.

Yksityiskohtaisella fotometryssä tavallisesti osoittautuu, että galaksin väri vaihtelee ytimen reunaan, mikä osoittaa Star-koostumuksen muutoksen. Useimmat galaksit ovat sinisiä ulkoisille alueille kuin ytimessä; Spiraaleissa tämä ilmenee paljon havaittavissa kuin elliptinen, koska niissä on monia nuoria sinisiä tähtiä. Virheelliset galaksit, joita yleensä puuttuu ytimiä, ovat usein sinisen keskellä kuin reunalla.

Kierto ja paino.Keskuksen läpi kulkevan akselin ympärillä kulkevan akselin kiertäminen johtaa tekkoonsa viivojen aallonpituuden muutokseen: viivat galaksien lähestyttävien alueiden alueista siirretään spektrin violetti osaan ja Irrotettava - punaisella (kuva 7). Doppler-kaavan mukaan linjan aallonpituuden suhteellinen muutos on   / = V. r. / C.missä c. - valon nopeus ja V. r. - säteilynopeus, ts. Lähdeopeuskomponentti näköpiirissä. Stars of tähti galaksien keskuksissa muodostavat satoja miljoonia vuosia, ja niiden orbitaaliset liikkeen nopeudet ovat 300 km / s. Yleensä levyn pyörimisnopeus saavuttaa maksimiarvon ( V. M.) Joitakin etäisyyksiä keskeltä ( r. M.) ja sitten pienenee (kuvio 8). Meidän galaksimme V. M. \u003d 230 km / s etäisyydellä r. M. \u003d 40 tuhatta Sv. Vuosia keskustasta:

Kuva. 7. Galaxyn spektriviivatpyöritetään akselin ympäri N., kun se suuntautuu spektripukin akselin varrella ab. Linja galaksin irrotettavasta reunasta ( b.) hylättiin punaisella osapuolella (R) ja lähestymisreunasta ( a.) - Ultravioletissa (UV).

Kuva. 8. Galaxy-kiertokäyrä. Pyörimisnopeus V. R saavuttaa maksimiarvon V. M etäisyydellä R. M Galaksin keskustasta ja sitten vähenee hitaasti.

Imeytymislinjat ja galaksien spektriesten säteilyviivat ovat samat, joten levyn tähdet ja kaasut pyörivät samalla nopeudella yhteen suuntaan. Kun levyn tummien pölykaistojen sijainti on mahdollista ymmärtää, mikä galaksin alue on lähempänä meitä, voimme selvittää spiraaliholkkien kierretty suunnan: kaikissa tutkittuvissa galaksissa ne ovat jäljessä , Eli irrotetaan keskeltä, holkki taipuu sivulle, taaksepäin suuntautuva pyöriminen.

Kiertokäyrän analyysi mahdollistaa galaksien massan määrittämisen. Yksinkertaisimmassa tapauksessa on vahvistettu painovoiman voiman keskipakoutumislujuuteen, saamme galaksin massan Starin kiertoradan sisällä: M. = rv r. 2 /G.missä G. - pysyvä painovoima. Perifeeristen tähtien liikkumisen analysointi mahdollistaa täyden massan arvioinnin. Galaxy on OK. 210 11 aurinkomassasta, Andromeda 410 11: n sumuisesta Big Magellan Clouds - 15.110 9. Massalevyn galaksit ovat suunnilleen verrannollisia heidän kirkkaudensa ( L.), joten asenne M / L. Ne ovat melkein samat kirkkaudelle sinisissä säteissä M / L. 5 Sun massan ja luminosuuden yksiköissä.

Sferoidisen galaksin massa voidaan arvioida samalla tavoin, jolloin kaoottinen liikkeen nopeus galaksissa levyn pyörimisnopeuden sijasta (  v.), joka mitataan spektriviivojen leveydellä ja kutsutaan nopeusdispersioiksi: M.  R. v. 2 /G.missä R. - Galaksin säde (virute lause). Elliptisten galaksien tähtien hintojen leviäminen on tavallisesti 50 - 300 km / s ja massa 10 9 aurinkomassasta kääpiöjärjestelmissä 10 12 Gigantilla.

RadiopäästöLinnullinen tapa oli avoinna K.Yanskylle vuonna 1931. Kaupunki sai ensimmäisen maantieteellisen matkan ensimmäistä radiokardia vuonna 1945. Tämä säteily on laaja aallonpituusalue  tai taajuudet  \u003d c./ , useista megahertzistä (   100 m) kymmeniä gigahertzia (   1 cm) ja kutsutaan "jatkuvaksi". Useat fyysiset prosessit ovat vastuussa siitä, mikä tärkeintä on InterStellar-elektronien synkrotronin säteily, joka liikkuu melkein valon nopeudella heikossa keskipitkällä magneettikentällä. Vuonna 1950 jatkuvaa säteilyä 1,9 metrin aallossa havaittiin R. Brun ja K. Khazard (Jodrell-Bank, Englanti) Andromeda Nebulasta ja sitten monista muista galaksista. Normaalit galaksit, kuten meidän tai M 31, ovat heikkoja radioaaltoja. Ne lähtivät Radio Parasone tuskin miljoona optisesta voimastaan. Mutta jotkut epätavalliset galaksit joissakin epätavallisissa galaksissa ovat paljon vahvempia. Lähimmälle radiogalaksille, Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) ja PerSeus A (NGC 1275) radiokirjasto on 10-4 10 -3 optisesta. Ja harvinaisia \u200b\u200besineitä, kuten Swan Radiogalaxy, on suhde lähellä yhtä. Vain muutaman vuoden kuluttua tämän voimakkaan radiolähteen avaamisesta oli mahdollista löytää heikko galaksi. Monet heikot radiolähteet liittyvät todennäköisesti kaukaisiin galaksiin, ei ole vielä tunnistettu optisella esineillä.

Sidottu painovoima vuorovaikutus. Galaksien tähteiden ja mitat voivat olla erilaisia. Pääsääntöisesti galaksit sisältävät useita miljoonia muutaman biljoonaan (1 000 000 000 000) tähteä. Tavallisten tähtien ja interstellar-median lisäksi Galaxy sisältää myös erilaisia \u200b\u200bsummaa. Mitat galaksien useista tuhannesta sadasta tuhannesta valovuodesta. Ja galaksien välinen etäisyys saavuttaa miljoonia valovuosia.

Noin 90 prosenttia galaksien massasta kuuluu pimeän aineen ja energian osuuteen. Näiden näkymättömien komponenttien luonnetta ei ole vielä tutkittu. On näyttöä siitä, että monien galaksien keskuksessa ovat supermassiivisia. Galaksien välinen tila käytännössä ei sisällä aineita ja sen keskimääräinen tiheys on alle yksi atomi kuutiometri. Oletettavasti noin 100 miljardia galaksia ovat maailmankaikkeuden näkyvässä osassa.

Astronomeri Edwin Hubble ehdottaman luokituksen mukaan vuonna 1925 on useita galaksia:

• elliptinen (e),
• linssin kaltainen (S0),
• tavalliset spiraalit,
• ristit spiraalit (SB),
• väärä (IR).

Elliptinen Galaxies - Galaxies-luokka, jossa on selvästi voimakas pallomainen rakenne ja heikentää kirkkautta reunoihin. Ne suhteellisen hitaasti pyörivät, havaittavaa pyörimistä havaitaan vain galaksissa, joilla on merkittävä puristus. Tällaisissa galaksissa ei ole pölyä, joka niissä galaksissa, joissa se on käytettävissä, näkyy tummilla raidoilla jatkuvalla taustalla Galaxy Stars. Siksi ulkoisesti elliptiset galaksit eroavat pääasiassa toisistaan \u200b\u200byhdellä rivillä - suurella tai pienemmällä puristuksella.

Elliptisten galaksien osuus Galaxiesin kokonaismäärästä maailmankaikkeudesta on noin 25 prosenttia.

Kierre Galaksit on nimetty siten, koska niillä on kirkkaat hihat levyllä, jotka ovat melkein logaritmisesti ulottuvat Balzha (lähes pallomainen paksuuntuminen galaksin keskellä). Spiral Galaxilla on keskeinen kondensaatio ja useita kierre-oksat tai hihat, joilla on sinertävä väri, sillä heissä on monia nuoria jättiläisiä tähtiä. Nämä tähdet herättävät hajautettujen kaasukeskuksen hehkuja yhdessä pölypilvien kanssa kierre-oksat pitkin. Spiral Galaxy -levyä ympäröi yleensä suuri sferoidinen halogeeni (valoisa rengas kohteen ympärillä; optinen ilmiö), joka koostuu vanhoista toisen sukupolven tähdistä. Kaikki spiraaliset galaksit pyörivät merkittäviä nopeuksia, joten tähdet, pöly ja kaasut keskittyvät niihin kapeassa levyllä. Kaasun ja pölypilvien runsaus ja kirkkaiden sinisten jättiläisten läsnäolo puhuu näiden galaksien spiraalihihnoissa esiintyvien tähtien muodostumisen aktiivisista prosesseista.

Monilla spiraaleilla on jumpperi keskellä (baari), josta kierre hihat lähtevät. Meidän galaksimme liittyy myös spiraaleihin galaksiin, joissa on hyppyjä.

Linssi Galaxies ovat välityyppiä spiraalin ja elliptisen välillä. Heillä on balje, halo ja levy, mutta ei kierre hihoja. Ne ovat noin 20% kaikkien tähtijärjestelmien kesken. Näissä galaksissa kirkas pääkappale on linssi, jota ympäröi heikko halo. Joskus objektiivilla on rengas hänen ympärillään.

Väärä Galaxies ovat galakseja, jotka eivät tunnista spiraalista tai elliptistä rakennetta. Useimmiten tällaisilla galaksiilla on kaoottinen muoto ilman voimakkaita ytimiä ja kierre-oksat. Prosenttiosuus vastaa neljäsosa kaikista galaksista. Suurin osa virheellisistä galaksista menneisyydessä oli spiraali tai elliptinen, mutta ne olivat epämuodostuneet gravitaatiovoimat.

Galaktikin kehitys

Galaksien muodostuminen katso luonnollisena evoluution vaiheessa, esiintyy toiminnassa gravitaatiovoimat. Tutkijat ehdottavat noin 14 miljardia vuotta sitten suuren räjähdyksen, jonka jälkeen maailmankaikkeus oli sama kaikkialla. Sitten pöly- ja kaasupartikkelit alkoivat ryhmitellä, yhdistyä, kasvot ja siten esiintyivät nippuja, jotka myöhemmin muuttuivat galaksiksi. Galaksien monimuotoista liittyy erilaisia \u200b\u200balkuperäisiä olosuhteita galaksien muodostumiseen. Kaasumaisen vedyn kertyminen tällaisissa hyytyneissä on tullut ensimmäiset tähdet.

Syntymähetkestä Galaxy alkaa kutistua. Galaksin puristus kestää noin 3 miljardia vuotta. Tänä aikana kaasun pilvi on muunnettu STAR-järjestelmässä. Tähdet muodostuvat kaasupilvien painovoiman puristuksella. Kun tiheys ja lämpötila saavutetaan pakattujen pilvien keskellä, riittävä tehokkaasti vuotamiseksi Thermonukleaariset reaktiot, tähti syntyy. Massiivisten tähtien syvyydessä Thermonukleaarinen synteesi ilmenee kemialliset elementit Heavy Helium. Nämä elementit putoavat ensisijaiseen vetyhelium-ympäristöön tähtien räjähdyksen aikana tai aineen rauhallisen päättymisen tähden kanssa. Elementit ovat raskaampia kuin supernovae-räjähdyksen aikana muodostettu rauta. Tällä tavalla, ensimmäisen sukupolven tähdet Rikastuttava ensisijainen kaasu kemiallisilla elementeillä, raskaampi helium. Nämä tähdet ovat vanhimmat ja ne koostuvat vedystä, heliumista ja hyvin pienistä epäpuhtauksista raskaiden elementtien. SISÄÄN toisen sukupolven tähdet Raskaiden elementtien seos on havaittavissa, koska ne muodostetaan ensisijaisesta kaasusta, joka on jo rikastettu raskaiden elementtien kanssa.

Tähtien syntymän prosessi on galaksin jatkuvaa puristusta, joten tähtien muodostuminen tapahtuu lähemmäksi järjestelmän keskustaa ja lähemmäksi keskustaa, sitä suurempi olisi raskas elementtien tähdissä. Tämä johtopäätös on hyvin johdonmukainen kemiallisten elementtien sisällön kanssa galaksimme ja elliptisten galaksimme riveissä. Pyörivällä galaksissa tulevaisuuden halogeeni on muodostettu aikaisemmalla puristusvaiheessa, kun kierto ei ole vielä vaikuttanut galaksin yleiseen muotoon. Todisteet tästä aikakaudesta galaksissamme ovat Ball Star Clusters.

Kun proglaktinen puristus pysähtyy, muodostuneiden levyn tähtien kineettinen energia on yhtä suuri kuin kollektiivisen gravitaation vuorovaikutuksen energia. Tällä hetkellä olosuhteet luodaan spiraalirakenteen muodostamiseksi, ja tähtien syntyminen tapahtuu jo spiraalialueilla, joissa kaasu on melko tiheä. se kolmannen sukupolven tähdet. Nämä koskevat meidän.

Interstal-kaasuvarastot vähitellen köyhdytetyt, tähtien syntyminen muuttuu vähemmän voimakkaammaksi. Muutaman miljardin vuoden aikana, kun kaikki kaasutarjonot ovat loppuneet, kierre galaksi muuttuu lentson muotoiseksi, joka koostuu heikoista punaisista tähdistä. Elliptiset galaksit ovat jo tässä vaiheessa: koko kaasu niihin käytetään 10-15 miljardia vuotta sitten.

Galaksien ikä on noin maailmankaikkeuden ikä. Yksi tähtitieteen salaisuuksista on edelleen, että Galaxies-ydin ovat. Erittäin tärkeä löytö Se oli se, että jotkut Galaxies-ytimet ovat aktiivisia. Tämä löytö oli odottamaton. Se oli uskottu, että galaksin ydin ei ole enempää kuin satoja miljoonia tähtiä. Osoitti, että joidenkin galaktisten ytimien optinen ja radio päästöt voivat vaihdella useiden kuukausien aikana. Tämä tarkoittaa sitä, että lyhyessä ajassa valtava määrä energiaa vapautuu ytimistä, satoja kertoja suurempi kuin se, joka vapautuu SuperNovan puhkeamisen aikana. Tällaisia \u200b\u200bytimiä kutsuttiin "aktiiviseksi" ja niissä esiintyvät prosessit, "toiminta".

Vuonna 1963 uuden tyyppisten esineiden löydettiin Galaxy-hyökkäyksistä. Näillä esineillä on tähti kaltainen ulkonäkö. Ajan myötä he huomasivat, että heidän kirkkaudensa monissa kymmeniä aikoja ylittää galaksien kirkkauden! Kaikkein hämmästyttävä asia on, että niiden kirkkauden muuttuu. Säteilyn voima on tuhansia kertoja suurempi kuin aktiivisten ytimien säteilyvoima. Näitä esineitä kutsuttiin. Nyt uskotaan, että joidenkin galaksien nuklei ovat kvasaareja.

Luokittelu Hubble

Galaksissa on kolme päätyyppiä: elliptinen, kierre ja epäsäännöllinen (virheellinen). Kaksi näistä kolmesta tyypeistä jaetaan ja jaetaan järjestelmiin, ja yleinen luokittelu Nyt tunnetaan nimellä Camerton Hubble. Kun Hubble ensin loi tämän järjestelmän, hän uskoi, että tämä on evoluutiojärjestys sekä niiden luokittelu.

Nykyään tiedemiehet noudattavat kuitenkin seuraavaa morfologista luokitusta, yksityiskohtaisesti heijastuu taulukkoon

Moderni galaksien luokittelu infrapunan teleskooppien Herschel ja Spitzerin mukaan.

Tässä kaaviossa 61 Sulje Telescopes Herschel ja Spitzer ammuttiin. Ne sijaitsevat noin 10-100 miljoonaa valovuosia maapallolla ja kuvattiin osana tutkimusohjelmia.

Galaksin kuvissa tähtien sijasta keskipitkän pöly on näkyvissä, mikä lämmittää kuumia nuoria tähtiä, näkyvissä vain infrapunatelauskoteloilla, kuten Herschel ja Spitzer.

Jokainen erillinen kuva on kolmivärinen ja näyttää lämpimän pölyn ( sininen väri), Spitzerin löydetty aallonpituudella 24 μm ja jäähdytin pöly poisti Herschemin alueella 100 mikronia (vihreä) ja 250 mikronia (punainen).

Elliptisillä - sinulla on pallo tai pitkänomainen pallo. Taivaalla, jossa voimme vain nähdä kaksi kolmesta ulottuvuudesta, nämä tähti-saaret soikeat ja niillä on levyt. Niiden pinnan kirkkaus laskee keskukseen. Mitä suurempi määrä elliptisten galaksien luokittelussa, sitä suurempi ellipsin muoto on. Joten esimerkiksi luokittelun mukaan E0 on ihanteellinen pyöreä ja E7 soikea muodossa. Elliptinen asteikko vaihtelee E0: stä E7: een.

Kierre

Spiraali koostuu kolmesta pääkomponentista: balje, levy ja halo. Baldh (pullistuma) sijaitsee Galaxyn keskustassa. Se sisältää enimmäkseen vanhoja tähtiä. Levy koostuu pölystä, kaasusta ja nuorista tähdistä. Levy muodostaa useita rakenteita. Esimerkiksi aurinko on Orionin kädessä. Galoton, pallomaiset rakenteet, jotka sijaitsevat Balzhan ympärillä. Galo sisältää vanhoja stellar-klustereita, joita kutsutaan palloklustereiksi.

Kirjoita S0.

S0 on välityyppi E7: n ja Spiraal SA: n välillä. Ne eroavat elliptisestä, koska niillä on pullistumat ja ohut levy, mutta eroavat SA: sta, koska niillä ei ole spiraalirakennetta. S0 Galaxies tunnetaan myös lentisarina.

Väärä

Erilaisia \u200b\u200bgalaktisia

Galaxies ovat suuria tähtijärjestelmiä, joissa tähdet liittyvät toisiinsa painovoimaan. On galaksia, jotka sisältävät triljoonat tähtiä. Galaxy - Linnullinen tapa on myös tarpeeksi suuri: sillä on yli 200 miljardia tähteä. Pienimmät galaksit sisältävät tähtiä miljoona kertaa vähemmän ja melko muistuttavat maitotuotteita, jotka ovat vain paljon enemmän. Tavallisten galaksien tähden lisäksi interstellar kaasu, pöly sekä erilaiset "eksoottiset" esineet: valkoiset kääpiöt, neutroniset tähdet, mustat reiät. Kaasu galaksissa ei vain hajallaan tähtien välillä, mutta myös muodostaa valtavia pilviä, kirkkaita sumuja kuumien tähtien, tiheän ja kylmän kaasun pöly-sumu. Suurilla tähtijärjestelmillä on massat satoja miljardeja aurinkoa. Pienin kääpiö galaksit "painaa" vain 100 tuhatta kertaa enemmän kuin aurinko. Siten galaksien massaväli on paljon laajempi kuin tähdet: eniten "raskas" ja eniten "kevyt" tähdet eroavat alle 1000 kertaa.

Star Islands - Galaktikin monimuotoisuus

Stellar-järjestelmien ulkonäkö ja rakenne ovat hyvin erilaisia \u200b\u200bja tämän mukaisesti jaetaan Morfologiset tyypit.

Magelane Clouds lähimpänä meitä ja taivaan kirkkaimpia galaksia. Taivaan tutkimuksessa nykyaikaisten teleskoopien avulla löytyy erilaisia \u200b\u200bgalaksia, samanlainen kuin Magelane Clouds. Sille on ominaista virheellinen, koputteinen muoto. Tällaisissa galaksissa paljon kaasua sisältää jopa 50% niiden kokonaismassaan. Tätä tyyppiä kutsutaan virheelliset galaksit Ja osoittavat ir (englannista. Epäsäännöllinen - "väärä").

Elliptiset galaksit On tavallista merkitä kirjain E (englanniksi. Elliptinen - "elliptinen"), johon luku lisätään 0 - 6, mikä vastaa tasoitusjärjestelmän astetta (E0 - "pallo" Galaxies, E6 - eniten "joustava"). Elliptisten galaksien väri on punertava, koska ne koostuvat pääosin vanhoista tähdistä. Tällaisissa järjestelmissä ei ole melkein kylmä kaasua, mutta niistä massiivisin niistä on täynnä yli miljoonan asteen kuumaa kaasun lämpötilaa.

Spiral Galaxies Spiraalikuvio kahden tai useamman (enintään kymmenen) kierrettiin sivukonttoreiden toiselle puolelle tai galaksin keskustasta tulevat hihat, on havaittavissa galaktisella levyllä. Levy on upotettu rarefiinin heikkoon tähtien pilvi - Halo. LISÄÄ LISÄÄ LISÄÄN KIRJALLISEN SY: n spiraalien galaksin uudelleen. Spiraalin oksat ja yleinen muoto on jaettu tyyppeihin, joita kutsutaan Hubble-tyypiksi - Amerikan tähtitieteilijän Edwina Hubble nimellä, joka ehdotti Galaksien luokittelu. Järjestelmät, joilla on sileät, tiukasti kierretyt spiraalin haarat, viittaavat SA-tyyppiin. Niissä keskeinen pallomainen osa (BALJ) on valoisa ja laajennettu, ja hihat ovat sumeita, hämärtynyt. Jos spiraali on tehokkaampi ja selkeä ja keskeinen osa on vähemmän erottua, niin tällaiset galaksit kuuluvat SB-tyyppiin. Galaxies, jolla on kehittynyt pudotettu spiraalirakenne, jonka kalju on heikosti näkyvissä yleisellä taustalla, kuuluu SC-tyyppiin.

Joissakin kierrejärjestelmissä keskusosassa on lähes suora tähti hyppääjä - baari.

Leo A on Dwarfish virheellinen Galaxy - yksi maailmankaikkeuden lukuisimmista galaksista, jotka voivat olla massiivisten galaksien rakentamislohkoja.

NGC 205 on yksi Dwarf Elliptisten galaksien perheen edustajista. NGC 205 on yksi Andromeda Galaxy-satelliitit.

Tällöin se lisätään niiden nimitykseen kirjaimen S (esimerkiksi SBC) jälkeen.
Lenzoidin galaksit - Tämä on välityyppi spiraalin ja elliptisen välillä. Heillä on balje, halo ja levy, mutta ei kierre hihoja. Tällaiset galaksit merkitsevät niin.

Tavata galaksien ja dWARCSjotka eivät sovi hubblen luokitteluun. Näiden tähtien järjestelmien henkipolku on niin epätodennäköistä, että se asettaa jälkimaailman tähtien ominaisuuksiin galaksien sisällä ja Galaxiesin ominaisuudet yleensä. Kääpiöiden galaksien perheen avaaminen alkoi 30-luvulla. XX vuosisadalla Näinä päivinä amerikkalainen tähtitieteilijä Harlou Shepley löysi kaksi heikkoa, tuskin havaittavia tähtien klustereita kuvanveistäjän ja uunin tähtikuvioissa. Luonto pysyi epäselväksi, kunnes etäisyydet mitattiin heille. Tähtien heikkoja kertymiä osoittautui ekstradaktiseksi esineiksi, itsenäiset kääpiöjärjestelmät, joilla on erittäin pieni tiheys. Se aiheutti kiinnostuksen heikot galaksit, joilla oli alhainen pinta kirkkaus, ja jonkin aikaa oli jo monia kääpiögalaksia. Dwarf Galaxies merkitsee kirjeen D (englanninkielisestä kääpiöstä - "kääpiö"). Ne voidaan jakaa kääpiön elliptiseen de, kääpiöfheroidisen DSPH: n (SPH - leikattu englanniksi. Sphere - "pallo"), Dwarfish virheellinen Dir ja Dwarf Blue Compact DBCG Galaxies (täällä BCG - Blue Compact Galaxies).

Kääpiöpuu eroavat normaaleista elliptisistä galaksista lähinnä mitat ja massa. Tämä on itse asiassa samat elliptiset galaksit, vain pienempi määrä tähtiä. Ne ovat pääasiassa pienen massan vanhoja tähtiä, sisältävät hyvin vähän kaasua ja pölyä. Dwarf sferoidiset galaksit ovat suurelta osin samankaltaisia \u200b\u200bkuin kääpiö elliptinen, mutta paljon enemmän pelastettuja. Ne muodostuu vanhoista vetyhelium-tähdistä, joilla on erittäin alhainen raskas kemiallinen elementti. Jälkimmäinen seikka asettaa näiden tähtien fysikaaliset ominaisuudet: ne ovat kuumempia, sinisiä ja niiden kehitys etenee jonkin verran eri tavalla kuin tähdet, joilla on "aurinko" kemiallinen koostumus.

Muut kääpiötyypit Galaxies - DIR ja DBCG ovat pienikokoisia muotoiltuja järjestelmiä, jotka ovat runsaasti kaasua. Tärkein ero niiden välillä on, että DBCG: ssä on usein intensiivinen tähti muodostuminen ja suuri määrä sinisiä massiivisia tähtiä syntyy. Tämän ansiosta galaksit näyttävät kirkkaammilta, kompakteiksi ja maalattu sininen. Galaxies, joilla on hyvin kehittyneitä kierrealueita kääpiöiden keskuudessa. Todennäköisesti muodostavat spiraaleja, tarvitaan massiivinen tähtilevy.

Myös suurten spiraalisten tähtijärjestelmien luokka, jonka pinta kirkkaus on paljon pienempi kuin normaali. Epätavallinen niissä on pieni tiheys Star-levyn. Niitä kutsutaan pieniksi kirkkauksille anemiksi tai spiraaliksi.

Osajärjestelmät galaksissa (BALJ, levy, Galo) vuorovaikutuksessa gravitationalisesti keskenään, jolloin yksi kokonaisluku. Tähän asti galaksit ovat "täyttämällä" itsesi sisäpuolelta, muodostavat tähdet ja tähti klusterit. "Ruoka" tähän on kaasu. Elliptiset galaksit ovat pitkään käyttäneet kaasun tarjontaa, eikä niissä ole nuori tähtiä. Muissa galaksissa, joissa kaasu on vielä jäljellä, tähdet edelleen syntyvät. Ne syntyvät suurissa ryhmissä - Star-muodostuminen On olemassa valtavia alueita, joiden mitat ovat jopa useita tuhansia valovuotta. Massiivisin tähdet, nopeasti läpäissyt sen elämänpolku, räjähtää supernovana. Supermanialiset räjähdykset aiheuttavat voimakkaita pakkausalkkuja ympäröivässä interstellarin väliaineessa, ja tämä puolestaan \u200b\u200bstimuloi galaksin naapurialueiden "epidemiaa".

Galaksin "sosiaalinen tilanne" riippuu sen massasta. Massiivinen, suuri, jota ympäröi lukuisia retkeitään galaksista pienempi. Pienet galaksit, kun ne kulkevat suuren ", maksun kunnianosoitus", antaen heille osittain tai täysin rakennusmateriaaliensa. Jos kaksi galaksia toteutetaan tarpeeksi lähelle toisistaan, niiden painovoima vaikuttaa aktiivisesti tähtien ja kaasun liikkumiseen näissä järjestelmissä. Tämän seurauksena galaksien ulkonäkö voi tapahtua huomattavia muutoksia.

Spiral Galaxies

Vuonna 1845 Englanti tähtitieteilijä Lord Ross (William Parsons), jonka teleskooppi 180-senttimetrin metallimaa, löysi koko luokan "spiraalikamulat", joista eniten silmiinpistävä esimerkki oli kilpa-pingsin tähdistö (M 51 S. Messier Catalogin mukaan). Näiden sumujen luonne perustettiin vain XX-vuosisatan alkupuoliskolla. Tuolloin tutkimuksia tehtiin intensiivisesti galaksin koko - Linnunradan - ja eräiden sumujen etäisyydet, jotka onnistuivat hajottamaan tähdet. Päätelmät olivat ristiriitaisia \u200b\u200bkuin summa-matkojen arviot ja mittakaavan määrittämisessä. Kaikki putosi paikalleen, kun 20s. Lähimmässä spiraalivirastoissa löydettiin CEFEIDS: stä, mikä sai arvioida etäisyyden niihin. Jo 1908, tähtitieteilijä Harry Observatory Henrietta Livitti löysi suhdetta vaihtuvan vaihtelevan Cefeide-luokan tähden ja heidän kirkkauksensa vaihtamisen välisen suhteen. Se antoi mahdollisuuden oppia tähtien kirkkauden ajanjakson suuruus - etäisyys siihen ja siten Star-järjestelmään, jossa se tulee. Tämä menetelmä antoi mahdollisuuden määrittää etäisyyden Andromedan summa 900 tuhatta valovuosina. Tällainen arviointi oli aliarvioitu. Näin ollen viimeisimmät todisteet saatiin, että spiraalivuosi ovat valtavia tähtijärjestelmiä,

Suuri kaunis kierre galaksi, jossa jumpper NGC 1300 sijaitsee noin 70 miljoonan valovuoden etäisyydellä tähdistö Eridanissa. Koko NGC 1300 - Yli 100 tuhatta valovuosia.

M66-kierre Galaxy, joka on esitetty kuviossa, on 100 tuhatta valovuotta, ja se sijaitsee 35 miljoonan valovuoden etäisyydellä auringosta. Tämä on suurin galaksi Lion Tripletissä.

verrattavissa galaksimme kanssa. Siitä lähtien he alkoivat soittaa galaksiin.

Spiral Galaxies ovat tasainen, disco-muotoinen muoto, joka selitetään pyörimällä. Galaksin muodostumisen aikana keskipakoisvoimat estävät proglaktisen pilven tai kaasupilvijärjestelmien puristuksen pyörimisakseliin nähden kohtisuorassa suunnassa. Tämän seurauksena kaasu konsentroitiin joihinkin tasoptaan - kierrätyslevyt, jotka on muodostettu spiraalien galaksit. Levy pyörii ei yhtenä kiinteä (Esimerkiksi pyörä): Tähdet levyn reunojen ympärillä on paljon suurempi kuin sisäosissa.

Paljon vaivaa oli kiinnitettävä tähtitieteilijät ymmärtämään muiden spiraalipohjaisten havaittujen ominaisuuksien syy. Huomattava panos heidän luonteensa tutkimukseen otti käyttöön kotitaloustiede. Näin galaksien spiraalin sivukonttoreiden luonne päivämme. Kaikki tähdet, joissa asuvat galaksit, gravitaatiomainen vuorovaikutus, mikä johtaa galaksin yleiseen gravitaatiokenttään.

On olemassa useita syitä, miksi massiivisen levyn pyörittäessä säännöllisiä tiivisteitä syntyy, että lisätään aaltoja veden pinnalla. Galaksissa heillä on spiraalien muoto, joka liittyy levyn pyörimisen luonteeseen. Spiraaliokonaisuuksissa kasvaa sekä tähtien että interstellar-aineiden tiheys - pöly ja kaasu. Lisääntynyt kaasun tiheys nopeuttaa kaasupilvien muodostumista ja myöhempää puristumista ja stimuloi siten uusien tähtien syntymistä. Siksi spiraalin oksat ovat intensiivisen tähtien muodostumisen paikka.

Spiral-oksat ovat tiheysalkkuja, jotka kulkevat pyörivällä levyllä. Siksi jonkin ajan kuluttua kierteessä syntynyt tähti osoittautuu siitä. Kirkkaimmat ja massiiviset tähdet ovat hyvin lyhytaikainen Elämä, he polttavat, eivät ole aikaa lähteä kierre haara. Vähemmän massiivisia tähtiä elää pitkään ja elää vuosisadansa interoral levytilassa. Malmisissive keltaiset ja punaiset tähdet muodostavat Baldhi (pallomainen "turvotus" Galaxyin keskustassa), paljon vanhemmat tähdet keskittyvät spiraaliokonaisuuksiin. Nämä tähdet syntyivät jopa ennen kuin galaktinen levy muodostettiin. Proglact-pilven keskelle saapuminen ne eivät enää voineet olla mukana pakkauksessa galaksin tasoon ja muodostaa siksi pallomaisen rakenteen.

Harkitse spiraali galaksia esimerkissä M 51, jota kutsutaan Whirlpooliksi. Tässä galaksissa yhden kierre-oksan lopussa on pieni satelliittigalaksi. Hän piirtää äidin galaksin ympärille. Tämän järjestelmän muodostumiseen oli mahdollista rakentaa tietokonemalli. Oletetaan, että pieni galaksi, fluttering lähellä suurta, johti siihen, että levy on vahva gravitaatio häiriö. Tämän seurauksena Spiral-muotoinen tiheys aalto luodaan korkealla galaksilevyllä. Tähdet, syntyneet kierre oksat, tekevät nämä oksat kirkkaiksi ja selkeiksi.

Balja ja Galaxy-levy lähetetään massiiviseen haloon. Jotkut tutkijat viittaavat siihen, että halogeenin päämasassa ei ole tähdissä, vaan kohtuuttomalla (piilotetulla), joka koostuu molemmista elimistä, joilla on massa, välittäjät tähtien ja planeettojen massojen välillä tai peruspartikkeleista, joiden olemassaolo Ennustaa teoreetikkoja, mutta joita on vielä löydettävä. Tämän aineen luonteen ongelma on piilotettu massa - nyt on monien tutkijoiden mielet, ja sen päätös voi antaa avain aineen luonteeseen maailmankaikkeudessa kokonaisuutena.

Galaxies, joilla on aktiivisia ytimiä

Kaikissa galaksissa, paitsi pienin, kirkas keskusosa erottaa, kutsutaan ytimen. Normissa galaksissa, kuten meidän, ytimen suuri kirkkaus selitetään tähtien suurella pitoisuudella. Mutta kernel-tähtien kokonaismäärä on vain muutama prosentti niiden kokonaismäärästä galaksissa.

On galaksia, jotka ovat erityisen kirkkaita. Lisäksi näissä ytimessä tähden lisäksi kirkkaan tähtilaista lähdettä havaitaan keskuksessa ja hehkuva kaasu, joka liikkuu valtavilla nopeuksilla - tuhansia kilometriä sekunnissa. Amerikkalaiset tähtitieteilijät Karl Seyfert avasivat galaksit aktiivisilla ytimillä vuonna 1943 ja sai sen jälkeen Seyfertin galaksin nimen. Tuhannet samanlaiset kohteet ovat nyt tiedossa. Seyfertti Galaxies (tai yksinkertaisesti Seerps) kuuluvat jättimäisiin

Aktiivinen Galaxy Centaur A keskustassa virtaavat nuorten sinisen tähden klustereita, jättiläisiä hehkuva kaasupilviä ja päihtyneitä tummia pölylaitteita.

Taiteellinen kuva suihkukoneista noin mustaa reikää akrelaatiolevyllä. Jets - Jeta-aineet.

spiral Star Systems. Niistä ristiriitaisten spiraalien osuus lisääntyy, ts. Galaxies, jossa on baari (SB). Seyparhers ovat useammin kuin tavalliset galaksit, muodostavat parit tai ryhmät, mutta vältä suuria klustereita. Seyfert löysi 12 galaksia, joilla oli aktiivisia ytimiä, mutta 15 vuotta he eivät ole käytännössä tutkittu. Vuonna 1958 Neuvostoliitto Astrophysicik Viktor Amazasovich Ambarcumian houkutteli tähtitieteen huomion.

Useiden galaksien epätasa-arvoisten ytimien aktiivisuuden ilmenemisen muodot. Tämä voi olla erittäin korkea säteilyvoima optisessa, röntgensäteissä tai infrapunaspektrialueessa ja kuukausittain muuttuva kuukausi tai jopa päiviä. Joissakin tapauksissa kaasun nopea liikkuminen ytimessä - nopeudella tuhansia kilometrejä sekunnissa. Joskus kaasu muodostaa pitkän suoraviivaiset päästöt. Joissakin galaksissa ytimet ovat korkean energian elementaarisen hiukkasten lähteitä. Nämä hiukkasvirrat usein jättävät ikuisesti galaksin radioasemien tai radioasioiden muodossa. Kaiken tyyppisten aktiivisten ytimien on tunnusomaista erittäin suuri valaistus koko sähkömagneettisen spektrin alueella. Seyfertin galaksien säteilyvoima saavuttaa joskus 10 35 W, mikä on hieman huonompi kuin koko galaksin kirkkaus. Mutta tämä valtava energia korostuu alueella, jonka halkaisija on noin 1 kpl - vähemmän kuin etäisyys auringosta lähimpään tähden! Kevyt säteilyvoima (optinen valaisin) on huomattavasti pienempi. Suurin osa energiasta säteilee yleensä infrapuna-alueella.

Mikä on energianlähde tällaiselle turbulentille toiminnalle? Millainen "reaktori", miehittää alle 1 kpl, tuottaa niin paljon energiaa? Kukaan ei tiedä lopullista vastausta vielä, mutta teoreetikkojen ja tarkkailijoiden pitkän työn seurauksena on kehitetty useita todennäköisimpiä malleja. Ensimmäinen esitettiin hypoteesi, joka galaksin keskellä on tiheä massiivinen kertyminen nuorten tähtien. Tällaisessa klusterissa SuperNova-räjähdyksiä on usein tapahduttava. Nämä räjähdykset voivat selittää aineen havaitut päästöt ytimestä ja säteilyn vaihtelusta. Toinen malli ehdotettiin 60-luvun lopulla. Osittain analogisesti vain avoimen pulssin kanssa. Tämän version mukaan ytimen toiminnan lähde on Supermassitive Star-kaltainen esine, jolla on voimakas magneettikenttä - ns. Magnetoid. Kolmas malli liittyy tällaiseen salaperäiseen esineeseen mustana reikään. Sen oletetaan olevan musta reikä massan kymmeniä tai satoja miljoonia auringon massaa galaksin keskellä. Aineen kertymisen (syksyn) seurauksena mustalla reiässä on korostettu valtava määrä energiaa. Kun putoat mustan reiän gravitaatiokenttään, aine kiihtyy nopeuksille lähelle valon nopeutta. Sitten kun törmäys kaasut Lähellä Musta reikää, liike-energia muunnetaan sähkömagneettisten aaltojen säteilyksi.

Spekkiset havainnot Hubblovsk Cosmicin teleskooppi ja suuret maaplukeskoopit vahvistivat suuria massoja kohtuuttomasta aineesta useiden galaksien ytimessä. Se sopii hyvin olettamuksella, että ytimien aktiivisuuden syy on massiivinen musta reikiä. Musta reikiä, joiden paino on yli miljoona aurinkoa, voi olla merkittävässä osassa galaksista. On havainnollista todisteita mustien reikien olemassaolosta galaksimme ja nebula Andromedan ytimessä. Mutta koska niiden massa on suhteellisen pieni, ytimen aktiivisuus on heikko.

Vuorovaikutus Galaxies

1900-luvun puolivälissä suuret teleskoopit antoivat tähtitieteilijöitä tutkimaan kymmeniä tuhansia heikkoja galakseja. Oli huomionarvoista, että osa galaksista (5-10%) on hyvin outo, vääristynyt ulkonäkö, jotta heitä on joskus vaikea määrittää jonkin morfologisen tyyppiin. Jotkut niistä näyttävät erittäin epäsymmetriseltä, ikään kuin heität. Joskus kaksi galaksia ympäröi yhteinen valoisa tähti sumu tai sidottu tähti tai kaasu hyppääjä. Ja joissakin tapauksissa galaksit lähtevät pitkät hännät, laajennettiin satoja tuhansia kevyitä vuosia intergalaktisessa tilassa. Jotkin järjestelmät erotetaan sisätilojen sisäisten liikkeiden luonteesta, joita ei vähennetä aineen yksinkertaiseen vetoomukseen keskuksen ympärillä. Tällaiset Necrow-liikkeet eivät voi jatkaa kauan, niiden on häivyttävä yhdelle tai kahdelle levylle. 3at, ne syntyivät suhteellisen äskettäin. Ehkä katsomme nuoria, ei vielä d0 koskaan muodostunut Galaxies? Ei, tähtikekoostumuksen analyysi osoitti, että ne ovat yhtä vanhoja kuin useimmat muut.

Useimmiten nämä epätavalliset tähtijärjestelmät ovat pariskuntien tai läheisten ryhmien jäseniä, ja tämä viittaa siihen, että kaikki luetellut piirteet ovat seurausta galaksien vaikutuksesta toisiinsa. Kuuluisa Neuvostoliiton tähtitieteilijä Boris Aleksandrovich Vorontsov-Veljaminov, joka aloittaa tällaisten esineiden tutkimuksen, antoi heille nimen "vuorovaikutteiset galaksit". Hän kuvaili ja listattu luettelossa tuhansia vuorovaikutuksessa järjestelmiä, mukaan lukien harvinainen rakenteessa ja muodossa

ARP 230-kohteen tutkimukset osoittivat, että näköinen yksinäinen tämä spiraali Galaxy, itse asiassa on seurausta viimeaikaisesta kahdesta spiraalin galaksista.

Centaurus A näyttää olevan kahden galaksin törmäys, joiden roskat ovat edelleen estäneet musta reikä.

galaxies, joiden epätavallinen ulkonäkö on edelleen hämmentävää tähtitieteilijät. Tilastotutkimukset johti siihen johtopäätökseen, että suurin osa vuorovaikutusta koskevista galaksista ei vahingossa havaita vaeltajia maailmankaikkeudessa ja sukulaiset, jotka liittyvät yleiseen alkuperään. Siirtymän rakentamisessa ne ovat lähempänä, ne poistetaan toisistaan. Gravitational Fields Sulje Stellar-järjestelmät luovat vuorovesivoimat riittävät vääristämään galaksien muotoa tai muuttamaan sisäistä rakennettaan. Teoriassa kuvaile tätä prosessia on melko vaikeaa. Erittäin suuri rooli hänen tutkimuksessaan pelattiin rakentamalla tietokonemalleja. Ne prosessit, jotka luonteeltaan satoja miljoonia vuosia, monitorin näytöllä, joka avautuu kirjaimellisesti silmämme. Star-järjestelmien lähentymisen yhteydessä niiden muoto on vääristynyt, voimakas spiraali-oksat syntyvät galaksien väliset hyppyjä. Myöhemmin kun galaksit alkavat poistettava toisistaan, pitkät hännät kaasusta ja tähdistä heitetään pois yhdestä tai molemmista. Vahva vuorovaikutus, mitat, muoto ja jopa morfologinen tyyppi Galaxies muuttavat peruuttamattomasti.

Vuorovaikutuksen luonne riippuu monista tekijöistä. Esimerkiksi, onko Galaxy on Star Disk, on olemassa monia interstellar-kaasua, kuinka paljon naapurimaiden galaksi lähestyy sitä, mihin suuntaan ja millä nopeudella se liikkuu sen kiertoradalla. Siksi vuorovaikutteisten järjestelmien muodot ovat niin erilaisia. Mutta voit tehdä yhden yleisen ennustamisen: jos galaksit eivät vahingossa tavata avaruudessa, vaan muodostavat järjestelmän, niiden vuorovaikutus aikaisemmin tai myöhemmin johtavat läheiseen lähentymiseen ja myöhempään sulautumiseen. Tämä prosessi voi kestää yli miljardi vuotta. Tällaiset sulautumisjärjestelmät löydettiin todella tunnetuista galaksista. Heillä on kaksinkertaiset, harvemmin useimmat ytimet, kevyet suihkut kerran heitetään aineen intergalaktiseen tilaan tai epätavallisen laajennetun tähden "kruunun".

Vuorovaikutus on erittäin suuri rooli tähtijärjestelmien kehityksessä. Monilla galaksilla oli kokea vahva vuorovaikutus, joka on valmis sulautumalla kaukaiselta menneisyydestä. Nyt niiden ulkonäkö voi olla täysin normaalia, ja vain erityinen tutkimus mahdollistaa epäillä nopeita prosesseja, joita he ovat kokeneet. Joten lähin radiogalaksin tarkistus A katsotaan olevan tuloksena elliptisen järjestelmän sulautumisen seurauksena levyllä, jonka interstellarikaasu on muodostettu jättiläinen kaasupeitetyssä levyllä. Se sijaitsee reunamme ja siten näkyvissä valokuvissa pimeänä nauhana, joka ylittää galaksin. Voidaan olettaa, että miljardeja vuosia sitten galaksien vuorovaikutus ja sulautuminen tapahtuu paljon useammin - loppujen lopuksi monet galaksit ovat jo onnistuneet yhdistämään yhtenäiset järjestelmät. Ja todellakin, viettää kaukaisten ja heikkojen galaksien valvonnan Hubblovsk-teleskooppi, joka lensi meille miljardeja vuosina, on osoittanut, että heistä on vääristynyt, vuorovaikutteisia järjestelmiä on parannettu.

Galaksien vuorovaikutus ei rajoitu yksinkertaiseen muutokseen niiden rakenteeseen tai tyyppiin. Jotta toistensa vaikutus jopa suhteellisen kaukana galaksit johtavat usein tähtien muodostumisen puhkeamiseen yhdessä niistä tai molemmissa. Galaksien vuorovaikutus edistää massiivisten kaasupilvien muodostumista. Lisäksi pilvien suhteelliset määrät kasvavat, ja ne kohtaavat usein toisiaan. Nämä prosessit määräytyvät suurelta osin tähtien syntymän voimakkuudesta. Lopuksi vuorovaikutteisten galaksien keskuudessa melkoiset järjestelmät aktiivisilla ytimillä. Nykyaikaisten ideoiden mukaan ydinaktiivisuus edellyttää massiivista kompaktia esine galaksin ja kaasun keskellä, joka voi vapaasti pudota siihen.