Galaktikų klasifikacija pagal jų formas ir išvaizdą. Kas yra galaktikos

Šiuolaikinėje astronomijoje plačiausiai naudojama pati pirmoji galaktikų klasifikacija, kurią 1926 m. pasiūlė Edwinas Powellas Hablas ir vėliau patobulino jis, o vėliau Gerardas de Vaucouleuras ir Alanas Sandage'as.

Ši klasifikacija pagrįsta žinomų galaktikų forma. Pagal jį visos galaktikos skirstomos į 5 pagrindinius tipus:

Elipsinis (E);

Spiralė (S);

Barred spiral galaktikos (SB);

Neteisingai (Irr);

Galaktikos per silpnos, kad jas būtų galima klasifikuoti, Hablas pažymėtas simboliu Q.

Be to, galaktikų žymėjimuose šioje klasifikacijoje naudojami skaičiai, nurodantys, kiek išlenkta elipsės formos galaktika, ir raidės, nurodančios, kaip tvirtai spiralinių galaktikų rankos ribojasi su šerdimi.

Grafiškai ši klasifikacija pateikiama kaip serija, kuri vadinama Hablo seka (arba Hablo kamertonu dėl schemos panašumo su šiuo instrumentu).

Elipsinės galaktikos (E tipas) sudaro 13 proc iš viso galaktikos. Jie atrodo kaip apskritimas arba elipsė, kurių ryškumas sparčiai mažėja nuo centro iki periferijos. Elipsinės galaktikos skiriasi savo forma – nuo ​​sferinės iki labai pailgos. Šiuo atžvilgiu jie skirstomi į 8 poklasius – nuo ​​E0 (sferinė forma, be suspaudimo) iki E7 (didžiausias suspaudimas).

Elipsinės galaktikos yra paprasčiausios struktūros. Jas daugiausia sudaro seni raudoni ir geltoni milžinai, raudonos, geltonos ir baltosios nykštukės. Juose nėra dulkių. Žvaigždžių formavimasis tokio tipo galaktikose nevyksta kelis milijardus metų. Juose beveik nėra šaltų dujų ir kosminių dulkių. Rotacija randama tik labiausiai išsipūtusiose elipsės formos galaktikų.

spiralinės galaktikos- gausiausias tipas: jie sudaro apie 50% visų stebimų galaktikų. Dauguma spiralinės galaktikos žvaigždžių yra galaktikos diske. Galaktikos diske pastebimas dviejų ar daugiau viena kryptimi susuktų šakų ar rankų spiralinis raštas, kylantis iš galaktikos centro.

Yra dviejų tipų spiralės. Pirmojo tipo, pažymėto SA arba S, sraigtinės šakos atsiranda tiesiai iš centrinio sandariklio. Antrajame jie prasideda pailgos formacijos galuose, kurių centre yra ovalus antspaudas. Atrodo, kad dvi spiralės atšakas yra sujungtos tiltu, todėl tokios galaktikos vadinamos sukryžiuotomis spiralėmis; jie žymimi simboliu SB.

Spiralinės galaktikos skiriasi savo spiralinės struktūros išsivystymo laipsniu, kuris pažymimas klasifikacijoje prie simbolių S (arba SA) ir SB pridedant raides a, b, c.

Spiralinių galaktikų rankos yra melsvos spalvos, nes jose yra daug jaunų milžiniškų žvaigždžių. Visos spiralinės galaktikos sukasi dideliu greičiu, todėl žvaigždės, dulkės ir dujos susitelkusios siaurame diske (I populiacijos žvaigždės). Daugeliu atvejų sukimasis vyksta spiralinių rankų sukimosi kryptimi.

Kiekviena spiralinė galaktika turi centrinį spiečius. Spiralinių galaktikų spiečių spalva yra rausvai gelsva, o tai rodo, kad juos daugiausia sudaro G, K ir M spektrinių klasių žvaigždės (ty mažiausios ir šalčiausios).

Dujų ir dulkių debesų gausa bei ryškiai mėlyni O ir B spektrinių klasių milžinai rodo aktyvius žvaigždžių formavimosi procesus, vykstančius šių galaktikų spiralinėse atšakose.

Spiralinių galaktikų diskas yra panardintas į retą silpnai šviečiantį žvaigždžių debesį – aureolę. Aureolė susideda iš jaunų II populiacijos žvaigždžių, kurios sudaro daugybę rutulinių spiečių.

Kai kuriose galaktikose centrinė dalis yra sferinė ir ryškiai šviečia. Ši dalis vadinama bulge (iš anglų kalbos bulge – sustorėjimas, patinimas). Iškilimą sudaro senos II populiacijos žvaigždės ir dažnai supermasyvi juodoji skylė centre. Kitos galaktikos turi „žvaigždžių juostą“ centrinėje dalyje – juostą.

Žinomiausios spiralinės galaktikos yra mūsų Paukščių Tako galaktika ir Andromedos ūkas.

lęšinė galaktika(S0 tipas) yra tarpinis tipas tarp spiralinių ir elipsinių galaktikų. Šio tipo galaktikose ryškus centrinis gumulas (išsipūtimas) yra stipriai suspaustas ir atrodo kaip lęšis, o šakų nėra arba jos labai silpnai atsektos.

Lęšinės galaktikos susideda iš senų milžiniškų žvaigždžių, todėl jų spalva yra rausva. Dviejuose trečdaliuose lęšinių galaktikų, kaip ir elipsinėse galaktikų, nėra dujų, trečdalyje dujų kiekis yra toks pat kaip ir spiralinėse galaktikų. Todėl žvaigždžių formavimosi procesai yra labai lėtai. Dulkės lęšinėse galaktikose susitelkusios netoli galaktikos šerdies. Apie 10% žinomų galaktikų yra lęšinės galaktikų formos.

Dėl netaisyklingos arba netaisyklingos galaktikos (Ir) būdinga netaisyklinga, nuskurusi forma. Netaisyklingoms galaktikoms būdingas centrinio tankio ir simetriškos struktūros nebuvimas, taip pat mažas šviesumas. Tokiose galaktikose yra daug dujų (daugiausia neutralaus vandenilio) – iki 50% jų Bendras svoris. Šiam tipui priklauso apie 25% visų žvaigždžių sistemų.

Netaisyklingos galaktikos skirstomos į 2 dideles grupes. Pirmoji iš jų, pavadinta Irr I, apima galaktikas, turinčias tam tikros struktūros užuominą. Irr I padalijimas nėra galutinis: pavyzdžiui, jei tiriamoje galaktikoje randamas spiralinių strypų panašumas (būdingas S tipo galaktikoms), galaktika gauna žymėjimą Sm arba SBm (savo struktūroje yra trumpiklis). ; jeigu panašus reiškinys nepastebėta – žymėjimas Im.

Antrajai netaisyklingų galaktikų grupei (Irr II) priklauso visos kitos chaotiškos struktūros galaktikos.

Taip pat yra trečioji netaisyklingų galaktikų grupė – nykštukinės galaktikos, žymimos dI arba dIrrs. Manoma, kad nykštukinės netaisyklingos galaktikos yra panašios į ankstyviausias visatoje egzistavusias galaktikos formacijas. Kai kurios iš jų yra mažos spiralinės galaktikos, kurias suplėšė jų masyvesnių palydovų potvynio jėgos.

Būdingi tokių galaktikų atstovai yra Didieji ir Mažieji Magelano debesys. Anksčiau buvo manoma, kad Didieji ir Mažieji Magelano debesys yra netaisyklingos galaktikos. Tačiau vėliau buvo nustatyta, kad jie turi sraigtinę struktūrą su strypu. Todėl šios galaktikos buvo perklasifikuotos į SBm, ketvirtąjį spiralinės galaktikos tipą.

Vadinamos galaktikos, turinčios tam tikrų individualių savybių, kurios neleidžia jų priskirti nė vienai iš aukščiau paminėtų klasių savitas.

Savotiškos galaktikos pavyzdys yra radijo galaktika Centaurus A (NGC 5128).

Hablo klasifikacija įjungta Šis momentas dažniausias, bet ne vienintelis. Visų pirma plačiai naudojama de Vaucouleurs sistema, kuri yra labiau išplėsta ir pataisyta Hablo klasifikacijos versija, ir Yerkes sistema, kurioje galaktikos grupuojamos link centro, atsižvelgiant į jų spektrą, formą ir koncentracijos laipsnį.

GALAKTIKOS, „ekstragalaktiniai ūkai“ arba „salų visatos“, yra milžiniškos žvaigždžių sistemos, kuriose taip pat yra tarpžvaigždinių dujų ir dulkių. Saulės sistema yra mūsų galaktikos – Paukščių Tako – dalis. Visa kosminė erdvė, tiek, kiek gali prasiskverbti galingiausi teleskopai, yra užpildyta galaktikų. Astronomai jų turi mažiausiai milijardą. Artimiausia galaktika yra maždaug 1 milijono šviesmečių atstumu nuo mūsų. metų (10 19 km), o iki tolimiausių galaktikų, užregistruotų teleskopais – milijardus šviesmečių. Galaktikų tyrimas yra vienas ambicingiausių astronomijos uždavinių.

Istorijos nuoroda. Ryškiausios ir artimiausios mums išorinės galaktikos – Magelano debesys – plika akimi matomos pietiniame dangaus pusrutulyje ir buvo žinomos arabams jau XI amžiuje, taip pat ryškiausia galaktika šiauriniame pusrutulyje – Didysis ūkas Andromedoje. Vokiečių astronomo S. Mariaus (1570–1624) teleskopo pagalba 1612 metais iš naujo atradus šį ūką, prasidėjo moksliniai galaktikų, ūkų ir žvaigždžių spiečių tyrimai. Daugelis ūkų buvo aptikti įvairių astronomų XVII ir XVIII amžiuje; tada jie buvo laikomi šviečiančių dujų debesimis.

Žvaigždžių sistemų anapus galaktikos idėją pirmieji aptarė XVIII amžiaus filosofai ir astronomai: E. Swedenborgas (1688–1772) Švedijoje, T. Wrightas (1711–1786) Anglijoje, I. Kantas (1724–1724). 1804) Prūsijoje ir .Lambertas (1728–1777) Elzase ir W. Herschelis (1738–1822) Anglijoje. Tačiau tik pirmajame XX a. „salų visatų“ egzistavimas buvo vienareikšmiškai įrodytas daugiausia dėl amerikiečių astronomų G. Curtiso (1872–1942) ir E. Hablo (1889–1953) darbų. Jie įrodė, kad atstumai iki ryškiausių, taigi ir artimiausių „baltųjų ūkų“ yra daug didesni nei mūsų galaktikos dydis. 1924–1936 metais Hablas perkėlė galaktikų tyrinėjimo ribą nuo netoliese esančių sistemų iki 2,5 metro teleskopo, esančio Vilsono kalno observatorijoje, t.y. iki kelių šimtų milijonų šviesmečių.

1929 m. Hablas atrado ryšį tarp atstumo iki galaktikos ir jos greičio. Šis santykis, Hablo dėsnis, tapo šiuolaikinės kosmologijos stebėjimo pagrindu. Pasibaigus Antrajam pasauliniam karui, pradėtas aktyvus galaktikų tyrimas, pasitelkiant naujus didelius teleskopus su elektroniniais šviesos stiprintuvais, automatines matavimo mašinas ir kompiuterius. Radijo spinduliuotės iš mūsų ir kitų galaktikų aptikimas davė nauja galimybė tyrinėti Visatą ir paskatino atrasti radijo galaktikas, kvazarus ir kitas aktyvumo apraiškas galaktikų branduoliuose. Neatmosferiniai stebėjimai iš geofizinių raketų ir palydovų leido aptikti rentgeno spinduliuotę iš aktyvių galaktikų branduolių ir galaktikų grupių.

Ryžiai. 1. Galaktikų klasifikacija pagal Hablą

Pirmąjį „ūkų“ katalogą 1782 metais išleido prancūzų astronomas C. Messier (1730–1817). Į šį sąrašą įtrauktos ir žvaigždžių spiečiai, ir dujiniai ūkai mūsų galaktikoje, taip pat ekstragalaktiniai objektai. Messier objektų numeriai vis dar naudojami ir šiandien; Pavyzdžiui, Mesjė 31 (M 31) yra garsusis Andromedos ūkas, artimiausia didelė galaktika, stebima Andromedos žvaigždyne.

Sistemingas dangaus tyrinėjimas, kurį W. Herschelis pradėjo 1783 m., paskatino jį aptikti kelis tūkstančius ūkų šiauriniame danguje. Šį darbą tęsė jo sūnus J. Herschelis (1792-1871), atlikęs stebėjimus pietiniame pusrutulyje prie Gerosios Vilties kyšulio (1834-1838) ir paskelbęs 1864 m. Bendrasis katalogas 5 tūkstančiai ūkų ir žvaigždžių spiečių. antroje pusėje XIX a prie šių objektų buvo pridėti naujai atrasti objektai, o J. Dreyeris (1852–1926) 1888 m. Naujas bendrinamas katalogas (Naujas bendrasis katalogas – NGC), įskaitant 7814 objektų. 1895 ir 1908 m. paskelbus du papildomus katalogo rodyklė(IC) aptiktų ūkų ir žvaigždžių spiečių skaičius viršijo 13 tūkst.. Pavadinimas pagal NGC ir IC katalogus tapo visuotinai priimtas. Taigi, Andromedos ūkas žymimas arba M 31, arba NGC 224. Atskirą 1249 galaktikų, ryškesnių už 13-ąjį dydį, sąrašą, pagrįstą fotografiniu dangaus tyrimu, sudarė H. Shapley ir A. Ames iš Harvardo observatorijos m. 1932 m.

Šis darbas buvo gerokai išplėstas pirmuoju (1964), antruoju (1976) ir trečiuoju (1991) leidimais. Ryškių galaktikų katalogas J. de Vaucouleurs su darbuotojais. Išsamesni, bet ne tokie išsamūs katalogai, pagrįsti fotografinių dangaus tyrimo plokštelių peržiūra, septintajame dešimtmetyje buvo išleisti F. Zwicky (1898-1974) JAV ir B. A. Vorontsovas-Velyaminovas (1904-1994) SSRS. Juose yra apie. 30 tūkstančių galaktikų iki 15 dydžio. Neseniai buvo atliktas panašus pietinio dangaus tyrimas naudojant 1 metro Schmidto kamerą Europos pietinėje observatorijoje Čilėje ir britų 1,2 metro Schmidt kamerą Australijoje.

Yra per daug galaktikų, blyškesnių nei 15 dydžio, kad būtų galima sudaryti jų sąrašą. 1967 metais ryškesnių nei 19 (į šiaurę nuo deklinacijos 20) galaktikų skaičiavimo rezultatus Licko observatorijos 50 cm astrografo plokštelėse paskelbė C. Shein ir K. Virtanen. Tokios galaktikos pasirodė maždaug. 2 mln., neskaitant tų, kuriuos nuo mūsų slepia plati Paukščių Tako dulkių juosta. O dar 1936 m. Hablas Vilsono kalno observatorijoje suskaičiavo galaktikų skaičių iki 21 dydžio keliose nedidelėse dangaus sferoje tolygiai paskirstytose srityse (į šiaurę nuo deklinacijos 30). Remiantis šiais duomenimis, visame danguje yra daugiau nei 20 milijonų galaktikų, šviesesnių nei 21-asis dydis.

Klasifikacija. Yra įvairių formų, dydžių ir šviesumo galaktikų; kai kurie iš jų yra izoliuoti, tačiau dauguma turi kaimynus arba palydovus, kurie daro jiems gravitacinį poveikį. Paprastai galaktikos yra tylios, tačiau dažnai randamos aktyvios. 1925 m. Hablas pasiūlė galaktikų klasifikaciją pagal jų išvaizdą. Vėliau jį patobulino Hablas ir Shapley, paskui Sandage ir galiausiai Vaucouleur. Visos joje esančios galaktikos skirstomos į 4 tipus: elipsinę, lęšinę, spiralinę ir netaisyklingą.

Elipsės formos(E) galaktikos nuotraukose turi elipsės formą be ryškių ribų ir aiškių detalių. Jų ryškumas didėja link centro. Tai besisukantys elipsoidai, sudaryti iš senų žvaigždžių; regimoji jų forma priklauso nuo orientacijos į stebėtojo matymo liniją. Žiūrint iš krašto, elipsės trumposios ir ilgosios ašių ilgių santykis siekia  5/10 (žymima E5).

Ryžiai. 2 Elipsinė galaktika ESO 325-G004

Lęšinis(L arba S 0) galaktikos yra panašios į elipsines, tačiau, be sferoidinio komponento, jos turi ploną, greitai besisukantį pusiaujo diską, kartais su žiedinėmis struktūromis, tokiomis kaip Saturno žiedai. Žiūrint iš krašto, lęšinės galaktikos atrodo labiau suspaustos nei elipsės: jų ašių santykis siekia 2/10.

Ryžiai. 2. Verpstės galaktika (NGC 5866), lęšinė galaktika Drako žvaigždyne.

Spiralė(S) galaktikos taip pat susideda iš dviejų komponentų – sferoidinės ir plokščiosios, tačiau turinčios daugiau ar mažiau išvystytą spiralinę struktūrą diske. Išilgai potipių sekos Sa, Sb, sc, SD(nuo „ankstyvųjų“ iki „vėlyvų“ spiralių), spiralės petys tampa storesnės, sudėtingesnės ir mažiau susisukusios, o sferoidas (centrinis kondensatas arba išsipūtimas) mažėja. Kraštinės spiralinės galaktikos neturi spiralinių pečių, tačiau galaktikos tipą galima nustatyti pagal santykinį iškilumo ir disko ryškumą.

Ryžiai. 2. Spiralinės galaktikos pavyzdys – Spygliuko galaktika (Mesjė sąrašas 101 arba NGC 5457)

Neteisingai(aš) galaktikos yra dviejų pagrindinių tipų: Magelano tipo, t.y. Magelano debesų tipo, tęsiant spiralių seką nuo sm prieš Aš, ir nemagelano tipo aš 0, kurie turi chaotiškas tamsias dulkių juostas virš sferoidinės arba disko struktūros, tokios kaip lęšinė arba ankstyva spiralinė struktūra.

Ryžiai. 2. NGC 1427A, netaisyklingos galaktikos pavyzdys.

Tipai L ir S yra suskirstyti į dvi šeimas ir dvi rūšis, atsižvelgiant į tai, ar yra ar nėra praėjimo per centrą ir kertant diską linijinė struktūra (baras), taip pat centre esantis simetriškas žiedas.

Ryžiai. 2. Paukščių tako galaktikos kompiuterinis modelis.

Ryžiai. 1. NGC 1300, skersinės spiralinės galaktikos pavyzdys.

Ryžiai. 1. TRIMATĖ GALAKTIKŲ KLASIFIKACIJA. Pagrindiniai tipai: E, L, S, I yra serijoje nuo E prieš Aš; paprastų šeimų A ir kirto B; malonus s ir r. Žemiau pateiktos apskritos diagramos yra pagrindinės konfigūracijos spiralinių ir lęšinių galaktikų srityje skerspjūvis.

Ryžiai. 2. PAGRINDINĖS ŠEIMOS IR SPIRALŲ RŪŠYS pagrindinės konfigūracijos skyriuje Sb.

Yra ir kitų galaktikų klasifikavimo schemų, pagrįstų smulkesnėmis morfologinėmis detalėmis, tačiau objektyvi klasifikacija, pagrįsta fotometriniais, kinematikais ir radijo matavimais, dar nėra sukurta.

Junginys. Du konstrukciniai komponentai– sferoidas ir diskas – atspindi galaktikų žvaigždžių populiacijos skirtumą, kurį 1944 m. atrado vokiečių astronomas W. Baade (1893–1960).

I populiacija, esantis netaisyklingose ​​galaktikose ir spiralinėse rankose, turi O ir B spektrinių tipų mėlynųjų milžinų ir supergigantų, K ir M klasių raudonųjų supergigantų bei tarpžvaigždinių dujų ir dulkių su ryškiomis jonizuoto vandenilio sritimis. Jame taip pat yra mažos masės pagrindinės sekos žvaigždžių, kurios matomos netoli Saulės, bet neatskiriamos tolimose galaktikose.

II populiacija, esantis elipsinėse ir lęšinėse galaktikose, taip pat centriniuose spiralių regionuose ir rutulinėse spiečių, turi raudonųjų milžinų nuo G5 iki K5 klasės, submilžinų ir tikriausiai subnykštukų; jame yra planetinių ūkų ir novų protrūkių (3 pav.). Ant pav. 4 paveiksle parodytas ryšys tarp žvaigždžių spektrinių klasių (arba spalvos) ir jų šviesumo skirtingose ​​populiacijose.

Ryžiai. 3. ŽVAIGŽDŽIŲ POPULIACIJAS. Spiralinės galaktikos Andromedos ūko nuotraukoje matyti, kad jo diske susitelkę I populiacijos mėlynieji milžinai ir supergigantai, o centrinę dalį sudaro raudonos II populiacijos žvaigždės. Taip pat matomi Andromedos ūko palydovai: galaktika NGC 205 ( apačioje) ir M 32 ( viršuje kairėje). Ryškiausios žvaigždės šioje nuotraukoje priklauso mūsų galaktikai.

Ryžiai. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL SCHEMA, kuris parodo spektrinės klasės (arba spalvos) ir žvaigždžių šviesumo ryšį skirtingo tipo. I: I populiacija jaunos žvaigždės, būdingos spiralinėms rankoms. II: senos žvaigždės I populiacija; III: Senosios II populiacijos žvaigždės, būdingos rutulinėms grupėms ir elipsinėms galaktikoms.

Iš pradžių buvo manoma, kad elipsinėse galaktikose yra tik II populiacija, o netaisyklingose ​​– tik I populiacija. Tačiau paaiškėjo, kad galaktikose dažniausiai yra dviejų žvaigždžių populiacijų mišinys skirtingomis proporcijomis. Išsami populiacijos analizė įmanoma tik keliose netoliese esančiose galaktikose, tačiau tolimų sistemų spalvų ir spektro matavimai rodo, kad jų žvaigždžių populiacijų skirtumas gali būti reikšmingesnis, nei manė Baade.

Atstumas. Atstumai iki tolimų galaktikų matuojami remiantis absoliutaus atstumo skale iki mūsų galaktikos žvaigždžių. Jis montuojamas keliais būdais. Pagrindinis yra trigonometrinių paralaksų metodas, kuris veikia iki 300 sv atstumų. metų. Kiti metodai yra netiesioginiai ir statistiniai; jie pagrįsti tinkamų žvaigždžių judesių, radialinių greičių, ryškumo, spalvų ir spektro tyrimais. Remiantis jais, absoliučios vertės Naujasis ir RR Lyrae tipo kintamieji ir  Cepheus, kurie tampa pagrindiniais atstumo iki artimiausių galaktikų, kur jie yra matomi, rodikliais. Rutuliniai spiečiai, ryškiausios šių galaktikų žvaigždės ir emisijos ūkai tampa antriniais rodikliais ir leidžia nustatyti atstumus iki tolimesnių galaktikų. Galiausiai, kaip tretiniai rodikliai naudojami pačių galaktikų skersmenys ir šviesumas. Kaip atstumo matą astronomai dažniausiai naudoja skirtumą tarp matomo objekto dydžio m ir jos absoliutus dydis M; ši vertė ( m-M) vadinamas „tariamu atstumo moduliu“. Norint sužinoti tikrąjį atstumą, jis turi būti pakoreguotas, atsižvelgiant į tarpžvaigždinių dulkių šviesos sugertį. Tokiu atveju paklaida paprastai siekia 10–20%.

Ekstragalaktinio atstumo skalė karts nuo karto peržiūrima, o tai reiškia, kad keičiasi ir kiti nuo atstumo priklausomi galaktikų parametrai. Lentelėje. 1 rodo tiksliausius atstumus iki artimiausių galaktikų grupių šiandien. Iki tolimesnių galaktikų, esančių už milijardų šviesmečių, atstumai yra mažai tiksliai įvertinti pagal jų raudonąjį poslinkį ( žr. žemiau: Raudonojo poslinkio pobūdis).

Šviesumas. Matuojant galaktikos paviršiaus ryškumą, gaunamas bendras jos žvaigždžių šviesumas ploto vienete. Paviršiaus šviesumo pokytis atsižvelgiant į atstumą nuo centro apibūdina galaktikos struktūrą. Elipsinės sistemos, kaip taisyklingiausios ir simetriškiausios, buvo ištirtos išsamiau nei kitos; apskritai jie apibūdinami vienu šviesumo dėsniu (5 pav., a):

Ryžiai. 5. GALAKTIKŲ ŠVIESČIO PASKIRSTYMAS. a– elipsinės galaktikos (parodytas paviršiaus ryškumo logaritmas, priklausantis nuo ketvirtosios sumažinto spindulio šaknies ( r/r e) 1/4, kur r yra atstumas nuo centro ir r e – efektyvusis spindulys, apimantis pusę viso galaktikos šviesumo); b– lęšinė galaktika NGC 1553; in- trys normalios spiralinės galaktikos (kiekvienos išorinė dalis tiesios linijos, rodantis eksponentinę šviesumo priklausomybę nuo atstumo).

Duomenys apie lęšių sistemas nėra tokie išsamūs. Jų šviesumo profiliai (5 pav., b) skiriasi nuo elipsinių galaktikų profilių ir turi tris pagrindines sritis: šerdį, lęšį ir apvalkalą. Šios sistemos atrodo tarpinės tarp elipsinių ir spiralinių sistemų.

Spiralės yra labai įvairios, jų struktūra sudėtinga, o jų šviesumo pasiskirstymui nėra vieno dėsnio. Tačiau atrodo, kad paprastose spiralėse, esančiose toli nuo šerdies, disko paviršiaus šviesumas mažėja eksponentiškai link periferijos. Matavimai rodo, kad spiralinių strypų šviesumas nėra toks didelis, kaip atrodo žiūrint į galaktikų nuotraukas. Rankos padidina disko šviesumą mėlynais spinduliais ne daugiau kaip 20%, o raudonuose - daug mažiau. Indėlis į šviesumą iš iškilimo mažėja nuo Saį SD(5 pav., in).

Matuojant tariamąjį galaktikos dydį m ir jo atstumo modulio nustatymas ( m-M), apskaičiuokite absoliučią vertę M. Ryškiausios galaktikos, išskyrus kvazarus, M -22, t.y. jų šviesumas yra beveik 100 milijardų kartų didesnis nei Saulės. Ir mažiausios galaktikos M10, t.y. šviesumas apytiksl. 10 6 saulės. Galaktikų skaičiaus pasiskirstymas pagal M, vadinama „šviesumo funkcija“, yra svarbi visatos galaktikos populiacijos savybė, tačiau ją tiksliai nustatyti nėra lengva.

Galaktikų, pasirinktų iki tam tikro ribinio matomo dydžio, kiekvieno tipo šviesumo funkcija atskirai nuo E prieš sc beveik Gauso (varpo formos) su vidutine absoliučia verte mėlynais spinduliais M m= 18,5 ir dispersija  0,8 (6 pav.). Tačiau vėlyvojo tipo galaktikos iš SD prieš Aš o elipsės nykštukai yra silpnesni.

Visam galaktikų pavyzdžiui tam tikrame erdvės tūryje, pavyzdžiui, klasteryje, šviesumo funkcija staigiai auga mažėjant šviesumui, t.y. Nykštukinių galaktikų skaičius yra daug kartų didesnis nei milžiniškų.

Ryžiai. 6. GALAKTIKOS ŠVIETIMO FUNKCIJA. a– mėginys yra ryškesnis už kokią nors ribinę matomą reikšmę; b yra pilnas pavyzdys tam tikrame dideliame plote. Atkreipkite dėmesį į didžiąją daugumą nykštukų sistemų su M B< -16.

Dydis. Kadangi galaktikų žvaigždžių tankis ir šviesumas palaipsniui krenta į išorę, jų dydžio klausimas iš tikrųjų priklauso nuo teleskopo galimybių, nuo jo gebėjimo atskirti silpną išorinių galaktikos sričių švytėjimą nakties švytėjimo fone. dangus. Moderni technologija leidžia registruoti galaktikų sritis, kurių šviesumas mažesnis nei 1% dangaus šviesumo; tai maždaug milijoną kartų mažesnis už galaktikų branduolių šviesumą. Pagal šį izofotą (vienodo ryškumo linijas) galaktikų skersmenys svyruoja nuo kelių tūkstančių šviesmečių nykštukinėse sistemose iki šimtų tūkstančių milžiniškose. Paprastai galaktikų skersmenys gerai koreliuoja su jų absoliučiu šviesumu.

Spektrinė klasė ir spalva. Pirmoji galaktikos spektrograma – Andromedos ūkai, kurią 1899 metais Potsdamo observatorijoje gavo J. Scheineris (1858–1913), sugerties linijomis primena Saulės spektrą. Masinis galaktikų spektrų tyrimas prasidėjo sukūrus „greitus“ mažos dispersijos (200–400 /mm) spektrografus; Vėliau panaudojus elektroninius vaizdo stiprintuvus dispersiją pavyko padidinti iki 20–100/mm. Morgano stebėjimai Yerkes observatorijoje parodė, kad nepaisant sudėtingos galaktikų žvaigždžių sudėties, jų spektrai paprastai yra artimi tam tikros klasės žvaigždžių spektrams A prieš K, ir yra pastebima koreliacija tarp spektro ir morfologinio galaktikos tipo. Kaip taisyklė, klasių spektras A turi netaisyklingas galaktikas Aš ir spiralės sm ir SD. klasės spektrai A–F prie spiralių SD ir sc. Pervežimas iš scį Sb kartu su spektro pasikeitimu nuo Fį F–G, ir spiralės Sb ir Sa, lęšinės ir elipsinės sistemos turi spektrus G ir K. Tiesa, vėliau paaiškėjo, kad spektrinio tipo galaktikų spinduliuotė A iš tikrųjų susideda iš milžiniškų spektrinių žvaigždžių šviesos mišinio B ir K.

Be sugerties linijų, daugelis galaktikų rodo emisijos linijas, pavyzdžiui, Paukščių Tako emisijos ūkus. Paprastai tai yra Balmer serijos vandenilio linijos, pavyzdžiui, H  ant  6563, jonizuoto azoto dubletai (N II) įjungti  6548 ir 6583 ir sieros (S II) ant  6717 ir 6731, jonizuotas deguonis (O II) įjungtas  3726 ir 3729 ir dvigubai jonizuotas deguonis (O III) įjungtas  4959 ir 5007. Emisijos linijų intensyvumas dažniausiai koreliuoja su dujų ir supermilžinių žvaigždžių kiekiu galaktikų diskuose: elipsinėse ir lęšinėse galaktikose šių linijų nėra arba jos yra labai silpnos, tačiau didėja spiralinėse ir netaisyklingose ​​– nuo Saį Aš. Be to, sunkesnių už vandenilį elementų (N, O, S) emisijos linijų intensyvumas ir, tikėtina, santykinė šių elementų gausa mažėja nuo diskinių galaktikų šerdies iki periferijos. Kai kurių galaktikų šerdyje yra neįprastai stiprios emisijos linijos. 1943 metais K. Seifertas atrado ypatingą galaktikų tipą, kurių branduoliuose yra labai plačios vandenilio linijos, o tai rodo didelį jų aktyvumą. Šių branduolių šviesumas ir jų spektrai laikui bėgant kinta. Apskritai Seyferto galaktikų branduoliai yra panašūs į kvazarus, nors ir nėra tokie galingi.

Išilgai galaktikų morfologinės sekos keičiasi integralus jų spalvos indeksas ( B-V), t.y. skirtumas tarp galaktikos dydžio mėlynos spalvos B ir geltona V spinduliai. Vidutinis pagrindinių galaktikų tipų spalvų indeksas yra toks:

Šioje skalėje 0,0 yra balta, 0,5 - gelsva, o 1,0 - rausva.

Atlikus išsamią fotometriją, dažniausiai paaiškėja, kad galaktikos spalva keičiasi nuo šerdies iki krašto, o tai rodo žvaigždžių sudėties pasikeitimą. Dauguma galaktikų yra mėlynesnės išoriniuose regionuose nei šerdyje; tai daug labiau pastebima spiralėse nei elipsėse, nes jų diskuose yra daug jaunų mėlynų žvaigždžių. Netaisyklingos galaktikos, dažniausiai neturinčios branduolio, centre dažnai būna mėlynesnės nei pakraštyje.

Sukimasis ir masė. Galaktikos sukimasis aplink ašį, einantį per centrą, lemia jos spektro linijų bangos ilgio pasikeitimą: linijos iš galaktikos sričių, kurios artėja prie mūsų, pasislenka į violetinę spektro dalį, o iš tolimo. regionai – į raudoną (7 pav.). Pagal Doplerio formulę santykinis linijos bangos ilgio pokytis yra   / = V r /c, kur c yra šviesos greitis ir V r yra radialinis greitis, t.y. šaltinio greičio komponentas išilgai regėjimo linijos. Žvaigždžių apsisukimų aplink galaktikų centrus periodai siekia šimtus milijonų metų, o jų orbitinio judėjimo greitis siekia 300 km/s. Paprastai disko sukimosi greitis pasiekia maksimalią vertę ( V M) tam tikru atstumu nuo centro ( r M), o vėliau mažėja (8 pav.). Mūsų galaktika V M= 230 km/s atstumu r M= 40 tūkstančių Šv. metų nuo centro:

Ryžiai. 7. GALAKTIKOS SPEKTRINĖS LINIJAS, sukasi aplink ašį N, kai spektrografo plyšys yra orientuotas išilgai ašies ab. Linija nuo tolstančio galaktikos krašto ( b) yra nukreiptas į raudoną pusę (R), o nuo artėjančio krašto ( a) iki ultravioletinių (UV).

Ryžiai. 8. GALAKTIKOS PASUKIMO KREIVĖ. Sukimosi greitis V r pasiekia didžiausią reikšmę V M tolumoje R M nuo galaktikos centro ir tada lėtai mažėja.

Sugerties linijos ir emisijos linijos galaktikų spektruose yra vienodos formos, todėl žvaigždės ir dujos diske sukasi tuo pačiu greičiu ta pačia kryptimi. Kai pagal tamsių dulkių juostų išsidėstymą diske galima suprasti, kuris galaktikos kraštas yra arčiau mūsų, galime sužinoti spiralinių strypų sukimosi kryptį: visose tirtose galaktikose jos atsilieka. , t.y., tolstant nuo centro, ranka pasilenkia priešinga sukimosi krypčiai.

Sukimosi kreivės analizė leidžia nustatyti galaktikos masę. Paprasčiausiu atveju, prilyginus gravitacinę jėgą išcentrinei jėgai, gauname žvaigždės orbitoje esančios galaktikos masę: M = rV r 2 /G, kur G yra gravitacinė konstanta. Periferinių žvaigždžių judėjimo analizė leidžia įvertinti bendrą masę. Mūsų galaktikos masė yra apytiksliai. 210 11 saulės masių, Andromedos ūkui 410 11 , Didžiajam Magelano debesiui - 1510 9 . Diskinių galaktikų masės yra maždaug proporcingos jų šviesumui ( L), taigi santykis M/L jie beveik vienodi, o šviesumas mėlynuose spinduliuose yra lygus M/L 5 Saulės masės ir šviesumo vienetais.

Sferoidinės galaktikos masę galima įvertinti tokiu pat būdu, vietoj disko sukimosi greičio imant chaotiško žvaigždžių judėjimo galaktikoje greitį (  v), kuris matuojamas spektrinių linijų pločiu ir vadinamas greičio dispersija: M  R v 2 /G, kur R yra galaktikos spindulys (virial teorema). Žvaigždžių greičio sklaida elipsinėse galaktikose paprastai yra nuo 50 iki 300 km/s, o masės yra nuo 10 9 Saulės masės nykštukinėse sistemose iki 10 12 milžiniškose.

radijo spinduliuotė Paukščių Taką 1931 m. atrado K. Janskis. Pirmąjį Paukščių Tako radijo žemėlapį G. Reberis gavo 1945 m. Ši spinduliuotė yra įvairių bangų ilgių.  arba dažniai  = c/ , nuo kelių megahercų (   100 m) iki dešimčių gigahercų (   1 cm) ir vadinamas „ištisiniu“. Už tai atsakingi keli fizikiniai procesai, iš kurių svarbiausias yra tarpžvaigždinių elektronų, judančių beveik šviesos greičiu silpname tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke, sinchrotroninė spinduliuotė. 1950 metais R. Brownas ir C. Hazardas (Jodrell Bank, Anglija) atrado nuolatinę 1,9 m bangos ilgio spinduliuotę iš Andromedos ūko, o vėliau ir iš daugelio kitų galaktikų. Įprastos galaktikos, tokios kaip mūsų ar M 31, yra silpni radijo bangų šaltiniai. Radijo diapazone jie spinduliuoja vos vieną milijonąją savo optinės galios. Tačiau kai kuriose neįprastose galaktikose ši spinduliuotė yra daug stipresnė. Artimiausių „radijo galaktikų“ Mergelės A (M 87), Kentauro A (NGC 5128) ir Perseus A (NGC 1275) radijo šviesumas yra 10–4 10–3 optinio šviesumo. O retiems objektams, tokiems kaip Cygnus A radijo galaktika, šis santykis yra artimas vienybei. Tik praėjus keleriems metams po šio galingo radijo šaltinio atradimo pavyko rasti su juo susietą silpną galaktiką. Daugelis silpnų radijo šaltinių, tikriausiai susijusių su tolimomis galaktikomis, dar nebuvo identifikuoti su optiniais objektais.

Surištas gravitacinės sąveikos jėgų. Žvaigždžių skaičius ir galaktikų dydžiai gali būti skirtingi. Paprastai galaktikose yra nuo kelių milijonų iki kelių trilijonų (1 000 000 000 000) žvaigždžių. Be įprastų žvaigždžių ir tarpžvaigždinės terpės, galaktikose taip pat yra įvairių ūkų. Galaktikų dydžiai svyruoja nuo kelių tūkstančių iki kelių šimtų tūkstančių šviesmečių. O atstumas tarp galaktikų siekia milijonus šviesmečių.

Apie 90% galaktikų masės sudaro tamsioji medžiaga ir energija. Šių nematomų komponentų prigimtis dar nebuvo ištirta. Yra įrodymų, kad supermasyvios galaktikos yra daugelio galaktikų centre. Erdvėje tarp galaktikų praktiškai nėra materijos ir jos vidutinis tankis yra mažesnis nei vienas atomas viename kubinis metras. Manoma, kad matomoje visatos dalyje yra apie 100 milijardų galaktikų.

Pagal klasifikaciją, kurią 1925 m. pasiūlė astronomas Edvinas Hablas, yra keletas galaktikų tipų:

• elipsinis (E),
• lęšinis (S0),
• reguliari spiralė (S),
• sukryžiuota spiralė (SB),
• neteisingas (Ir).

Elipsės formos galaktikos – galaktikų klasė su aiškiai apibrėžta sferine struktūra ir mažėjančiu šviesumu link kraštų. Jie sukasi gana lėtai, pastebimas sukimasis pastebimas tik galaktikose, kuriose yra didelis suspaudimas. Tokiose galaktikose nėra dulkėtos materijos, kuri tose galaktikose, kuriose ji yra, matoma kaip tamsios juostelės ištisiniame galaktikos žvaigždžių fone. Todėl išoriškai elipsinės galaktikos viena nuo kitos skiriasi daugiausia viena savybe – didesniu ar mažesniu suspaudimu.

Elipsinių galaktikų dalis bendrame galaktikų skaičiuje stebimoje visatos dalyje yra apie 25%.

Spiralė Galaktikos taip pavadintos, nes diske yra ryškios, iš žvaigždžių kilusios rankos, kurios beveik logaritmiškai tęsiasi nuo iškilimo (beveik sferinis iškilimas galaktikos centre). Spiralinės galaktikos turi centrinį spiečius ir keletą spiralinių atšakų, kurios yra melsvos spalvos, nes jose yra daug jaunų milžiniškų žvaigždžių. Šios žvaigždės sužadina difuzinių dujinių ūkų, išsibarsčiusių kartu su dulkių debesimis išilgai spiralės atšakų, švytėjimą. Spiralinės galaktikos diską paprastai supa didelė sferoidinė aureolė (šviečiantis žiedas aplink objektą; optinis reiškinys), susidedantis iš senų antrosios kartos žvaigždžių. Visos spiralinės galaktikos sukasi dideliu greičiu, todėl žvaigždės, dulkės ir dujos susitelkusios siaurame diske. Dujų ir dulkių debesų gausa bei ryškiai mėlynų milžinų buvimas byloja apie aktyvius žvaigždžių formavimosi procesus, vykstančius šių galaktikų spiralinėse atšakose.

Daugelio spiralinių galaktikų centre yra strypas (juosta), iš kurio galų tęsiasi spiralinės rankos. Mūsų galaktika taip pat priklauso spiralinėms galaktikoms.

Lęšinis Galaktikos yra tarpinis tipas tarp spiralinės ir elipsės formos. Jie turi išsipūtimą, aureolę ir diską, bet neturi spiralių. Tarp visų žvaigždžių sistemų jų yra apie 20 proc. Šiose galaktikose šviesų pagrindinį korpusą – objektyvą – supa silpna aureolė. Kartais aplink objektyvą yra žiedas.

Neteisingai galaktikos yra galaktikos, kurios neturi nei spiralinės, nei elipsės struktūros. Dažniausiai tokios galaktikos turi chaotišką formą be ryškios šerdies ir spiralinių šakų. Procentais jie sudaro ketvirtadalį visų galaktikų. Dauguma netaisyklingų galaktikų praeityje buvo spiralinės arba elipsės formos, tačiau buvo deformuotos dėl gravitacinių jėgų.

Galaktikų evoliucija

Galaktikų formavimasis laikomas natūraliu evoliucijos etapu, vykstančiu veikiant gravitacinių jėgų. Kaip teigia mokslininkai, maždaug prieš 14 milijardų metų įvyko didelis sprogimas, po kurio Visata visur buvo vienoda. Tada dulkių ir dujų dalelės pradėjo grupuotis, jungtis, susidurti ir taip atsirado krešulių, kurie vėliau virto galaktikomis. Galaktikų formų įvairovė yra susijusi su pradinių galaktikų formavimosi sąlygų įvairove. Dujinio vandenilio kaupimasis tokiuose gumuluose tapo pirmosiomis žvaigždėmis.

Nuo pat gimimo galaktika pradeda trauktis. Galaktikos susitraukimas trunka apie 3 milijardus metų. Per šį laiką dujų debesis virsta žvaigždžių sistema. Žvaigždės susidaro dėl gravitacinio dujų debesų suspaudimo. Kai suspausto debesies centre pasiekiamas tankis ir temperatūra, pakankami efektyviam termobranduolinių reakcijų srautui, gimsta žvaigždė. Branduolio sintezė vyksta masyvių žvaigždžių viduje cheminiai elementai sunkesnis už helią. Šie elementai į pirminę vandenilio-helio terpę patenka žvaigždžių sprogimų metu arba ramiai nutekėjus medžiagai su žvaigždėmis. Elementai, sunkesni už geležį, susidaro didžiulių supernovų sprogimų metu. Šiuo būdu, pirmosios kartos žvaigždės praturtinti pirmines dujas cheminiais elementais, sunkesniais už helią. Šios žvaigždės yra seniausios ir susideda iš vandenilio, helio ir labai mažos sunkiųjų elementų priemaišos. AT antros kartos žvaigždės labiau pastebimas sunkiųjų elementų priemaiša, nes jie susidaro iš pirminių dujų, jau praturtintų sunkiais elementais.

Žvaigždžių gimimo procesas tęsiasi vykstant galaktikos susitraukimui, todėl žvaigždės formuojasi arčiau sistemos centro, o kuo arčiau centro, tuo žvaigždėse turėtų būti daugiau sunkiųjų elementų. Ši išvada gerai sutampa su duomenimis apie cheminių elementų gausą mūsų Galaktikos ir elipsinių galaktikų aureolės žvaigždėse. Besisukančioje galaktikoje būsimo aureolės žvaigždės susiformuoja ankstesnėje susitraukimo stadijoje, kai sukimasis dar nepaveikė bendros galaktikos formos. Šios eros mūsų galaktikoje įrodymai yra rutuliniai žvaigždžių spiečiai.

Protogalaktikos susitraukimui sustojus, susidariusių diskinių žvaigždžių kinetinė energija yra lygi kolektyvinės gravitacinės sąveikos energijai. Šiuo metu susidaro sąlygos formuotis spiralinei struktūrai, o žvaigždės gimsta jau spiralinėse šakose, kuriose dujos yra gana tankios. tai trečios kartos žvaigždės. Mūsų priklauso jiems.

Tarpžvaigždinių dujų atsargos palaipsniui senka, žvaigždžių gimimas tampa ne toks intensyvus. Po kelių milijardų metų, kai bus išnaudotos visos dujų atsargos, spiralinė galaktika pavirs lęšine galaktika, susidedančia iš neryškių raudonų žvaigždžių. Elipsinės galaktikos jau yra tokioje stadijoje: visos jose esančios dujos buvo sunaudotos prieš 10-15 mlrd.

Galaktikų amžius yra maždaug lygus Visatos amžiui. Viena iš astronomijos paslapčių išlieka klausimas, kas yra galaktikų branduoliai. Labai svarbus atradimas buvo tai, kad kai kurie galaktikų branduoliai yra aktyvūs. Šis atradimas buvo netikėtas. Anksčiau buvo manoma, kad galaktikos branduolys yra ne kas kita, kaip šimtų milijonų žvaigždžių spiečius. Paaiškėjo, kad kai kurių galaktikos branduolių tiek optinė, tiek radijo spinduliuotė gali keistis per kelis mėnesius. Tai reiškia, kad per trumpą laiką iš branduolių išsiskiria didžiulis energijos kiekis, šimtus kartų didesnis nei išsiskiriantis supernovos sprogimo metu. Tokie branduoliai vadinami „aktyviais“, o juose vykstantys procesai – „aktyvumu“.

1963 m. buvo aptikti naujo tipo objektai, esantys už mūsų galaktikos ribų. Šie objektai yra žvaigždės formos. Laikui bėgant jie išsiaiškino, kad jų šviesumas yra daug dešimčių kartų didesnis nei galaktikų šviesumas! Nuostabiausia, kad keičiasi jų ryškumas. Jų spinduliuotės galia yra tūkstančius kartų didesnė už aktyvių branduolių spinduliuotės galią. Šie objektai yra pavadinti. Dabar manoma, kad kai kurių galaktikų branduoliai yra kvazarai.

Hablo klasifikacija

Yra trys pagrindiniai galaktikų tipai: elipsinė, spiralinė ir netaisyklingoji (netaisyklingoji). Du iš šių trijų tipų yra suskirstyti į sistemas ir bendroji klasifikacija dabar žinomas kaip Hablo kamertonas. Kai Hablas pirmą kartą sukūrė šią diagramą, jis tikėjo, kad tai evoliucinė seka, taip pat jų klasifikacija.

Tačiau iki šiol mokslininkai laikosi šios morfologinės klasifikacijos, pateiktos lentelėje

Šiuolaikinė galaktikų klasifikacija pagal infraraudonųjų spindulių teleskopus Herschel ir Spitzer.

Šioje diagramoje 61 netoliese esantis objektas buvo užfiksuotas Herschel ir Spitzer kosminiais teleskopais. Jie yra maždaug už 10–100 milijonų šviesmečių nuo Žemės ir buvo nufotografuoti vykdant tyrimų programas.

Galaktikų vaizduose vietoj žvaigždžių matomos tarpžvaigždinės dulkės, kurias įkaitina karštos jaunos žvaigždės, matomos tik infraraudonųjų spindulių teleskopams, tokiems kaip Herschelis ir Spitzeris.

Kiekvienas vaizdas yra trispalvis ir rodo šiltas dulkes ( Mėlyna spalva) aptiko Spitzeris esant 24 µm, o vėsesnes dulkes, kurias užfiksavo Herschel 100 µm (žalia) ir 250 µm (raudona).

Elipsės formos - turi sferoido arba pailgos sferos formą. Danguje, kur matome tik du iš trijų matmenų, šios žvaigždžių salos yra ovalios ir disko formos. Jų paviršiaus šviesumas mažėja, nutolęs nuo centro. Kuo didesnis skaičius elipsinių galaktikų klasifikacijoje, tuo didesnę elipsės formą jos turi. Taigi, pavyzdžiui, pagal klasifikaciją E0 yra visiškai apvalus, o E7 yra ovalo formos. Elipsinė skalė svyruoja nuo E0 iki E7.

Spiralė

Spiralės susideda iš trijų pagrindinių komponentų: išsipūtimo, disko ir aureolės. Išsipūtimas (bulge) yra galaktikos centre. Jame daugiausia yra senų žvaigždžių. Diskas sudarytas iš dulkių, dujų ir jaunų žvaigždžių. Diskas sudaro struktūrų seriją. Pavyzdžiui, mūsų Saulė yra Oriono rankoje. Halo – laisvos, sferinės struktūros, išsidėsčiusios aplink iškilumą. Aureole yra senų žvaigždžių spiečių, žinomų kaip rutuliniai spiečiai.

Tipas S0

S0 yra tarpinis tipas tarp E7 ir spiralės Sa. Jie skiriasi nuo elipsinių, nes turi iškilumą ir ploną diską, tačiau skiriasi nuo Sa, nes neturi sraigtinės struktūros. S0 galaktikos taip pat žinomos kaip lęšinės.

Neteisingai

Galaktikų įvairovė

Galaktikos yra didelės žvaigždžių sistemos, kuriose žvaigždės yra sujungtos viena su kita gravitacinėmis jėgomis. Yra galaktikų, kuriose yra trilijonai žvaigždžių. Mūsų galaktika – Paukščių Takas – taip pat gana didelė: joje yra daugiau nei 200 milijardų žvaigždžių. Mažiausiose galaktikose yra milijoną kartų mažiau žvaigždžių ir jos panašesnės į Paukščių Tako rutulinius spiečių, tik daug didesnės. Be įprastų žvaigždžių, galaktikose yra tarpžvaigždinės dujos, dulkės ir įvairūs „egzotiški“ objektai: baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės, juodosios skylės. Dujos galaktikose yra ne tik išsibarsčiusios tarp žvaigždžių, bet ir sudaro didžiulius debesis, ryškius ūkus aplink karštas žvaigždes, tankius ir šaltus dujų ir dulkių ūkus. Didelės žvaigždžių sistemos turi šimtus milijardų saulės masių. Mažiausia iš nykštukinių galaktikų „sveria“ tik 100 tūkstančių kartų daugiau nei Saulė. Taigi galaktikų masės intervalas yra daug platesnis nei žvaigždžių: „sunkiausios“ ir „lengviausios“ žvaigždės masė skiriasi mažiau nei 1000 kartų.

Žvaigždžių salos – galaktikų įvairovė

Žvaigždžių sistemų išvaizda ir struktūra labai skiriasi, todėl pagal tai jos skirstomos į morfologiniai tipai.

Arčiausiai mūsų esančios ir ryškiausios danguje galaktikos yra Magelano debesys. Tiriant dangų šiuolaikiniais teleskopais, buvo aptikta daug galaktikų, panašių į Magelano debesis. Jiems būdinga netaisyklinga, nuskurusi forma. Tokiose galaktikose yra daug dujų – iki 50% visos jų masės. Šis tipas vadinamas netaisyklingos galaktikos ir žymi Ir (iš anglų kalbos irregular – „neteisinga“).

elipsinės galaktikosįprasta jį žymėti raide E (iš anglų kalbos elipsinė - "elipsinė"), prie kurios pridedamas skaičius nuo 0 iki 6, atitinkantis sistemos suplokštėjimo laipsnį (E0 - "sferinės" galaktikos, E6 - labiausiai „patemptas“). Elipsinių galaktikų spalva yra rausva, nes jas daugiausia sudaro senos žvaigždės. Šaltų dujų tokiose sistemose beveik nėra, tačiau masyviausios iš jų pripildytos labai išretintų karštų dujų, kurių temperatūra viršija milijoną laipsnių.

spiralinės galaktikos galaktikos diske pastebimas dviejų ar daugiau (iki dešimties) viena kryptimi susuktų šakų arba rankų spiralinis raštas, išnyrantis iš galaktikos centro. Diskas panardintas į retą silpnai šviečiantį sferoidinį žvaigždžių debesį – aureolę. Spiralinės galaktikos žymimos raide S. Pagal spiralės šakų sandaros (išsivystymo) laipsnį ir bendrą formą jos skirstomos į tipus, vadinamus Hablo tipais – pagal amerikiečių astronomą Edviną Hablo, pasiūliusio galaktikų klasifikaciją. Sistemos su lygiomis, sandariai susuktomis sraigtinėmis svirtimis vadinamos Sa tipu. Juose centrinė sferinė dalis (išpūtimas) ryški ir pailginta, o rankovės neryškios ir neryškios. Jei spiralės yra galingesnės ir aiškesnės, o centrinė dalis mažiau ryški, tai tokios galaktikos priklauso Sb tipui. Sc tipui priklauso galaktikos, turinčios išsivysčiusią nuskurusią spiralinę struktūrą, kurių iškilimas vos matomas bendrame fone.

Kai kurios spiralinės sistemos centrinėje dalyje turi beveik tiesų žvaigždžių tiltelį – strypą.

Liūtas A, nykštukinė netaisyklinga galaktika, yra viena iš gausiausių galaktikų tipų visatoje, galbūt masyvesnių galaktikų statybiniai blokai.

NGC 205 yra vienas iš nykštukinių elipsinių galaktikų šeimos atstovų. NGC 205 yra vienas iš Andromedos galaktikos palydovų.

Tokiu atveju B prie jų žymėjimo pridedamas po raidės S (pavyzdžiui, SBc).
lęšinės galaktikos- Tai tarpinis tipas tarp spiralinio ir elipsinio. Jie turi išsipūtimą, aureolę ir diską, bet neturi spiralių. Tokios galaktikos žymimos SO.

Aptinkama tarp galaktikų ir nykštukas, kurie netelpa į Hablo klasifikaciją. Šių žvaigždžių sistemų gyvavimo kelias yra toks savotiškas, kad palieka pėdsaką galaktikų viduje esančių žvaigždžių savybėms ir apskritai galaktikų savybėms. Nykštukinių galaktikų šeima buvo atrasta praėjusio amžiaus ketvirtajame dešimtmetyje. 20 a Tuo metu amerikiečių astronomas Harlow Shapley Skulptoriaus ir Krosnies žvaigždynuose atrado dvi silpnas, vos matomas žvaigždžių spiečius. Jų prigimtis liko neaiški, kol nebuvo išmatuoti atstumai iki jų. Pasirodė, kad silpnos žvaigždžių spiečiai yra ekstragalaktiniai objektai, nepriklausomos labai mažo tankio nykštukų sistemos. Tai sukėlė susidomėjimą silpnomis galaktikomis, kurių paviršiaus ryškumas yra mažas, o po kurio laiko buvo žinoma daug nykštukinių galaktikų. Nykštukinės galaktikos žymimos raide d (iš anglų kalbos nykštukas – „nykštukas“). Jas galima skirstyti į nykštukines elipsines dE, nykštukines sferoidines dSph (Sph yra angliškos sferos santrumpa – „kamuolys“), nykštukines netaisyklingas dIr ir nykštukines mėlynąsias kompaktiškas galaktikas dBCG (čia BCG – mėlynos kompaktiškos galaktikos).

Nykštukinės dE skiriasi nuo įprastų elipsinių galaktikų daugiausia dydžiu ir mase. Tai iš tikrųjų yra tos pačios elipsės galaktikos, tik su mažesniu žvaigždžių skaičiumi. Jas daugiausia sudaro senos mažos masės žvaigždės, jose labai mažai dujų ir dulkių. Nykštukinės sferoidinės galaktikos daugeliu atžvilgių yra panašios į nykštukines elipsines galaktikas, tačiau yra daug retesnės. Jas sudaro senos vandenilio-helio žvaigždės, turinčios labai mažą sunkiųjų cheminių elementų gausą. Pastaroji aplinkybė palieka pėdsaką šių žvaigždžių fizinėse savybėse: jos yra karštesnės, mėlynesnės, o jų evoliucija vyksta kiek kitaip nei žvaigždžių, turinčių „saulės“ cheminę sudėtį.

Kiti nykštukinių galaktikų tipai – dIr ir dBCG – yra beformės sistemos, mažo dydžio ir masės, labai turtingos dujų. Pagrindinis skirtumas tarp šių dviejų yra tas, kad dBCG dažnai intensyviai formuojasi žvaigždės ir sukuria daug masyvių mėlynų žvaigždžių. Dėl to galaktikos atrodo ryškesnės, kompaktiškesnės ir mėlynesnės spalvos. Tarp nykštukų nėra galaktikų su gerai išvystytomis spiralinėmis rankomis. Labiausiai tikėtina, kad spiralėms susidaryti reikalingas masyvus žvaigždžių diskas.

Taip pat yra didelių spiralinių žvaigždžių sistemų klasė, kurių paviršiaus ryškumas yra daug mažesnis nei įprastų. Neįprastas juose yra mažas žvaigždžių disko tankis. Jos vadinamos anemiškomis arba mažo ryškumo spiralinėmis galaktikomis.

Galaktikos posistemės (išpūtimas, diskas, aureolė) gravitaciškai sąveikauja tarpusavyje ir sudaro vieną visumą. Iki šiol galaktikos „apdailina“ save iš vidaus, formuoja žvaigždes ir žvaigždžių spiečius. „Maistas“ tam yra dujos. Elipsinės galaktikos jau seniai išnaudojo savo dujų atsargas ir jose nėra jaunų žvaigždžių. Kitose galaktikose, kuriose dar liko dujų, žvaigždės gimsta ir toliau. Jie susidaro didelėmis grupėmis – didžiulius iki kelių tūkstančių šviesmečių plotus dengia žvaigždžių formavimasis. Masyviausios žvaigždės, greitai jas aplenkiančios gyvenimo kelias sprogsta kaip supernovos. Supernovos sprogimai sukelia galingas suspaudimo bangas supančioje tarpžvaigždinėje terpėje, o tai savo ruožtu skatina žvaigždžių formavimosi „epidemiją“ kaimyninėse galaktikos dalyse.

Galaktikos „socialinė padėtis“ priklauso nuo jos masės. Masyvias, dideles galaktikas supa daugybė mažesnių galaktikų. Mažos galaktikos, praskriedamos pro dideles, kartais „pagerbia“, iš dalies ar visiškai atiduodamos joms savo statybinę medžiagą – dujas. Jei dvi galaktikos praeina pakankamai arti viena kitos, tada jų gravitaciniai laukai aktyviai veikia žvaigždžių ir dujų judėjimą šiose sistemose. Dėl to galaktikų išvaizda gali patirti pastebimų pokyčių.

spiralinės galaktikos

1845 m. anglų astronomas Lordas Rossas (Williamas Parsonsas), naudodamas teleskopą su 180 cm metaliniu veidrodžiu, atrado visą klasę „spiralinių ūkų“, kurių ryškiausias pavyzdys buvo ūkas Canis Hounds (M) žvaigždyne. 51 pagal C. Messier katalogą). Šių ūkų prigimtis buvo nustatyta tik XX amžiaus pirmoje pusėje. Tuo metu buvo vykdomi intensyvūs tyrimai, siekiant nustatyti mūsų Galaktikos – Paukščių Tako – dydį ir atstumus iki kai kurių ūkų, kuriuos būtų galima suskaidyti į žvaigždes. Išvados buvo prieštaringos tiek vertinant atstumus iki ūkų, tiek nustatant mastelius. viskas stojo į savo vietas, kai XX a. Cefeidai buvo aptikti netoliese esančiuose spiraliniuose ūkuose, todėl buvo galima įvertinti jų atstumus. Dar 1908 metais Harvardo observatorijos astronomė Henrietta Leavitt atrado ryšį tarp Cefeidų kintamų žvaigždžių ryškumo kitimo laikotarpio ir jų šviesumo. Tai leido nustatyti žvaigždės šviesumą pagal periodo dydį ir atstumą iki jos, taigi ir iki žvaigždžių sistemos, į kurią ji patenka, pagal šviesumą. Šis metodas leido nustatyti atstumą iki Andromedos ūko 900 tūkstančių šviesmečių. Šis įvertinimas pasirodė neįvertintas. Taigi buvo gauti naujausi įrodymai, kad spiraliniai ūkai yra didžiulės žvaigždžių sistemos,

Didelė graži spiralinė galaktika NGC 1300 yra maždaug už 70 milijonų šviesmečių Eridano žvaigždyne. NGC 1300 skersmuo yra daugiau nei 100 000 šviesmečių.

Paveiksle parodyta spiralinė galaktika M66 yra 100 000 šviesmečių ir yra 35 milijonų šviesmečių atstumu nuo Saulės. Tai didžiausia Liūto tripleto galaktika.

palyginti su mūsų galaktika. Nuo tada jos vadinamos galaktikomis.

Spiralinės galaktikos yra plokščios, disko formos dėl sukimosi. Formuojantis galaktikai išcentrinės jėgos neleido protogalaktiniam debesiui ar dujų debesų sistemai subyrėti sukimosi ašiai statmena kryptimi. Dėl to dujos susikoncentravo į tam tikrą plokštumą – taip susidarė besisukantys spiralinių galaktikų diskai. Diskas nesisuka kaip vienas kietas(pvz., ratas): žvaigždžių sukimosi laikotarpis disko kraštuose yra daug ilgesnis nei vidinėse dalyse.

Astronomai turėjo įdėti daug pastangų, kad suprastų kitų pastebėtų spiralinių galaktikų savybių priežastis. Didelį indėlį į jų prigimties tyrimą įnešė buities mokslas. Taip šiandien įsivaizduojama galaktikų spiralinių rankų prigimtis. Visos galaktikoje gyvenančios žvaigždės sąveikauja gravitaciškai, dėl to susidaro bendras galaktikos gravitacinis laukas.

Yra žinomos kelios priežastys, dėl kurių, besisukant masyviam diskui, atsiranda reguliarus medžiagos tankėjimas, sklindantis kaip bangos vandens paviršiuje. Galaktikose jie turi spiralių formą, kuri yra susijusi su disko sukimosi pobūdžiu. Spiralinėse šakose stebimas tiek žvaigždžių, tiek tarpžvaigždinės medžiagos – dulkių ir dujų – tankio padidėjimas. Padidėjęs dujų tankis pagreitina dujų debesų susidarymą ir vėlesnį susitraukimą ir taip skatina naujų žvaigždžių gimimą. Todėl spiralinės rankos yra intensyvaus žvaigždžių formavimosi vieta.

Spiralinės šakos yra tankio bangos, sklindančios per besisukantį diską. Todėl po kurio laiko spirale gimusi žvaigždė pasirodo esanti už jos ribų. Ryškiausios ir masyviausios žvaigždės turi labai trumpalaikis gyvenimą, jie perdega prieš palikdami spiralės šaką. Mažiau masyvios žvaigždės gyvena ilgai ir išgyvena savo gyvenimą tarpspiralinėje disko erdvėje. Mažos masės geltonos ir raudonos žvaigždės, sudarančios iškilumą (sferinis „išpūtimas“ galaktikos centre), yra daug senesnės nei žvaigždės, susitelkusios spiralėse. Šios žvaigždės gimė prieš susiformuojant galaktikos diskui. Atsidūrę protogalaktinio debesies centre, jie nebegalėjo susitraukti į galaktikos plokštumą ir todėl sudaryti sferinę struktūrą.

Apsvarstykite spiralines galaktikas naudodami M 51 pavyzdį, vadinamą sūkuriu. Šios galaktikos vienos spiralinės rankos gale yra maža palydovinė galaktika. Jis sukasi aplink pirminę galaktiką. Buvo galima sukurti kompiuterinį šios sistemos formavimosi modelį. Daroma prielaida, kad maža galaktika, skraidanti šalia didelės, sukėlė stiprius jos disko gravitacinius sutrikimus. Dėl to didelės galaktikos diske susidaro spiralės formos tankio banga. Spiralinėse šakose gimusios žvaigždės daro šias šakas ryškias ir aiškias.

Galaktikos iškilumas ir diskas yra panardinti į didžiulę aureolę. Kai kurie tyrinėtojai teigia, kad didžioji halo dalis yra ne žvaigždėse, o nešviečioje (paslėptoje) medžiagoje, kurią sudaro kūnai, kurių masė yra tarpinė tarp žvaigždžių ir planetų masių, arba elementariosios dalelės, kurių egzistavimas. teoretikai prognozuoja, bet kurie dar turi būti atrasti. Šios materijos prigimties – paslėptos masės – problema dabar yra aktuali daugelio mokslininkų mintims, o jos sprendimas gali duoti užuominą apie materijos prigimtį visoje Visatoje.

Galaktikos su aktyviais branduoliais

Visos, išskyrus mažiausias galaktikas, turi ryškią centrinę dalį, vadinamą branduoliu. Įprastose galaktikose, tokiose kaip mūsų, didelis šerdies ryškumas atsiranda dėl didelės žvaigždžių koncentracijos. Tačiau bendras branduolių žvaigždžių skaičius sudaro tik kelis procentus viso jų skaičiaus galaktikoje.

Yra galaktikų, kurių branduoliai ypač ryškūs. Be to, šiuose branduoliuose, be žvaigždžių, centre yra ryškus į žvaigždę panašus šaltinis ir šviečiančios dujos, judančios milžinišku greičiu – tūkstančiais kilometrų per sekundę. Galaktikas su aktyviais branduoliais atrado amerikiečių astronomas Karlas Seyfertas 1943 m. ir vėliau gavo Seiferto galaktikų pavadinimą. Dabar žinomi tūkstančiai tokių objektų. Seiferto galaktikos (arba tiesiog Seifertai) yra milžiniškos

Aktyvioje galaktikoje Kentauro A yra jaunų mėlynų žvaigždžių spiečių, milžiniškų švytinčių dujų debesų ir centre besisukančių tamsių dulkių ruoželių mišinys.

Meniškai vaizduojami purkštukai aplink didžiulę juodąją skylę su akrecijos disku. Purkštukai yra materijos srovės.

spiralinių žvaigždžių sistemos. Tarp jų padidinama sukryžiuotų spiralių dalis; galaktikos su juosta (SB). Seifertai dažniau nei paprastos galaktikos sudaro poras ar grupes, tačiau vengia didelių spiečių. Seifertas atrado 12 galaktikų su aktyviais branduoliais, tačiau 15 metų jos praktiškai nebuvo tiriamos. 1958 metais astronomijos dėmesį patraukė sovietų astrofizikas Viktoras Amazaspovičius Ambartsumianas.

Branduolių aktyvumo pasireiškimo formos skirtingose ​​galaktikose nėra vienodos. Tai gali būti labai didelė spinduliuotės galia optinėje, rentgeno ar infraraudonųjų spindulių spektro srityje, kuri pastebimai kinta per kelerius metus, mėnesius ar net dienas. Kai kuriais atvejais stebimas labai greitas dujų judėjimas šerdyje – tūkstančius kilometrų per sekundę greičiu. Kartais dujos susidaro ilgi, tiesūs sprogimai. Kai kuriose galaktikose branduoliai yra didelės energijos elementariųjų dalelių šaltiniai. Šie dalelių srautai dažnai amžiams palieka galaktiką radijo spindulių arba radijo čiurkšlių pavidalu. Bet kokio tipo aktyviems branduoliams būdingas labai didelis šviesumas visame elektromagnetinio spektro diapazone. Seiferto galaktikų spinduliuotės galia kartais siekia 10 35 W, o tai ne ką prastesnė už visos mūsų galaktikos šviesumą. Tačiau ši didžiulė energija išsiskiria maždaug 1 vnt skersmens regione – mažesnis nei atstumas nuo Saulės iki artimiausios žvaigždės! Šviesos spinduliavimo galia (optinis šviesumas) yra daug mažesnė. Pagrindinė energijos dalis paprastai išspinduliuojama infraraudonųjų spindulių diapazone.

Kas yra energijos šaltinis tokiai smurtinei veiklai? Koks "reaktorius", užimantis mažiau nei 1 vnt, generuoja tiek energijos? Galutinio atsakymo kol kas niekas nežino, tačiau dėl ilgo teoretikų ir stebėtojų darbo buvo sukurti keli labiausiai tikėtini modeliai. Pirmoji iškelta hipotezė buvo ta, kad galaktikos centre yra tankus, masyvus jaunų žvaigždžių spiečius. Tokiame klasteryje dažnai turėtų įvykti supernovos sprogimai. Šie sprogimai gali paaiškinti ir pastebėtus medžiagos išmetimus iš branduolių, ir radiacijos kintamumą. Antrasis modelis buvo pasiūlytas 60-ųjų pabaigoje. iš dalies pagal analogiją su tuomet tik atrastais pulsarais. Pagal šią versiją pagrindinės veiklos šaltinis yra supermasyvus į žvaigždę panašus objektas su galingu magnetinis laukas- vadinamasis magnetoidas. Trečiasis modelis siejamas su tokiu paslaptingu objektu kaip juodoji skylė. Daroma prielaida, kad galaktikos centre yra juodoji skylė, kurios masė siekia dešimtis ar šimtus milijonų saulės masių. Dėl medžiagos susikaupimo (kritimo) ant juodosios skylės išsiskiria didžiulis energijos kiekis. Krintant į juodosios skylės gravitacinį lauką, medžiaga įsibėgėja iki greičio, artimo šviesos greičiui. Tada susidūrus dujų masės Netoli juodosios skylės judesio energija paverčiama elektromagnetinių bangų spinduliuote.

Spektriniai stebėjimai Hablo kosminiame teleskope ir dideliuose antžeminiuose teleskopuose patvirtino, kad daugelio galaktikų branduoliuose yra daug nešviečiančių medžiagų. Tai gerai sutampa su prielaida, kad masyvios juodosios skylės yra branduolių aktyvumo priežastis. Didelėje galaktikų dalyje galima rasti juodųjų skylių, sveriančių daugiau nei milijoną saulės masių. Yra stebėjimų įrodymų, kad mūsų galaktikos branduoliuose ir Andromedos ūke yra juodųjų skylių. Tačiau kadangi jų masė yra palyginti maža, branduolių aktyvumas yra silpnas.

sąveikaujančios galaktikos

XX amžiaus viduryje dideli teleskopai leido astronomams ištirti dešimčių tūkstančių silpnų galaktikų padėtis ir formas. Pastebėtina, kad kai kurios galaktikos (5–10%) turi labai keistą, iškreiptą išvaizdą, todėl kartais sunku jas priskirti kokiam nors morfologiniam tipui. Kai kurie iš jų atrodo labai asimetriški, tarsi suglamžyti. Kartais dvi galaktikos yra apsuptos bendro šviečiančio žvaigždžių rūko arba sujungtos žvaigždžių ar dujų tiltu. Ir kai kuriais atvejais tolsta nuo galaktikų ilgos uodegos driekiasi šimtus tūkstančių šviesmečių į tarpgalaktinę erdvę. Kai kurios sistemos skiriasi tarpžvaigždinių dujų vidinių judesių pobūdžiu, kurie nėra redukuojami į paprastą medžiagos cirkuliaciją aplink centrą. Tokie nesukamieji judesiai negali tęstis ilgai, jie turi sunykti per vieną ar du disko apsisukimus. 3 anksčiau jie atsirado palyginti neseniai. Galbūt stebime jaunas, dar nesusiformavusias galaktikas? Ne, žvaigždžių kompozicijos analizė parodė, kad jos yra tokios pat senos, kaip ir dauguma kitų.

Dažniausiai šios neįprastos žvaigždžių sistemos yra porų ar artimų grupių nariai, ir tai rodo, kad visos šios savybės yra galaktikų įtakos viena kitai pasekmė. Žinomas sovietų astronomas Borisas Aleksandrovičius Voroncovas-Velyaminovas, pirmasis pradėjęs tyrinėti tokius objektus, suteikė jiems pavadinimą „sąveikaujančios galaktikos“. Jis aprašė ir katalogavo tūkstančius sąveikaujančių sistemų, įskaitant rečiausias struktūra ir forma.

Arp 230 tyrimai parodė, kad ši vieniša spiralinė galaktika iš tikrųjų yra neseniai įvykusio dviejų spiralinių galaktikų susidūrimo rezultatas.

Atrodo, kad Kentauras A yra susidūrimo tarp dviejų galaktikų, kurių nuolaužas ir toliau praryja juodoji skylė, rezultatas.

galaktikos, kurių neįprasta išvaizda vis dar glumina astronomus. Statistiniai tyrimai leido daryti išvadą, kad dauguma sąveikaujančių galaktikų yra ne atsitiktinai sutikti nepažįstamieji Visatoje, o giminaičiai, kuriuos sieja bendra kilmė. Judėdami jie arba artėja, arba tolsta vienas nuo kito. Gravitacijos laukai netoliese esančios žvaigždžių sistemos sukuria potvynių ir atoslūgių jėgas, kurių pakaktų iškreipti galaktikų formą ARBA pakeisti jų vidinę struktūrą. Teoriškai šį procesą apibūdinti gana sunku. Jo tyrimuose labai svarbų vaidmenį suvaidino kompiuterinių modelių konstravimas. Tie procesai, kurie gamtoje trunka šimtus milijonų metų, monitoriaus ekrane atsiskleidžia tiesiogine prasme prieš mūsų akis. Artėjant žvaigždžių sistemoms, jų forma iškreipiama, atsiranda galingų spiralinių šakų, gimsta tiltai tarp galaktikų. Vėliau, kai galaktikos pradeda tolti viena nuo kitos, iš vienos arba abiejų išstumiamos ilgos dujų ir žvaigždžių uodegos. Stiprios sąveikos negrįžtamai pakeičia galaktikų dydį, formą ir net morfologinį tipą.

Sąveikos pobūdis priklauso nuo daugelio veiksnių. Pavyzdžiui, tai priklauso nuo to, ar galaktikoje yra žvaigždžių diskas, ar jame daug tarpžvaigždinių dujų, kiek prie jos artėja kaimyninė galaktika, kokia kryptimi ir kokiu greičiu ji juda, kaip orientuota jos orbita. Todėl sąveikaujančių sistemų formos yra tokios įvairios. Tačiau galima daryti vieną bendrą prognozę: jei galaktikos nesusitinka atsitiktinai erdvėje, o sudaro sistemą, tai jų sąveika anksčiau ar vėliau turėtų lemti glaudų artėjimą ir vėlesnį susijungimą. Šis procesas gali tęstis daugiau nei milijardą metų. Tokios susiliejančios sistemos iš tiesų buvo rastos tarp žinomų galaktikų. Juose yra dvigubi, rečiau daugybiniai branduoliai, lengvos materijos srovės, kartą išmestos į tarpgalaktinę erdvę, arba neįprastai išsiplėtę žvaigždžių „karūnos“.

Sąveika vaidina labai svarbų vaidmenį žvaigždžių sistemų evoliucijoje. Daugelis galaktikų tolimoje praeityje turėjo patirti stiprią sąveiką, kurios kulminacija buvo susijungimas. Dabar jų išvaizda gali būti visiškai normali, ir tik specialūs tyrimai leidžia įtarti kažkada jų patirtus smurtinius procesus. Taigi, mums artimiausia radijo galaktika Kentauras A yra laikoma elipsės sistemos sujungimo su diskine sistema, kurios tarpžvaigždinės dujos sudarė milžinišką dujų ir dulkių diską, rezultatu. Jis yra šalia mūsų, todėl nuotraukose matomas kaip tamsi juosta, kertanti galaktiką. Galima daryti prielaidą, kad prieš milijardus metų galaktikų sąveika ir susiliejimas vyko daug dažniau – juk daugelis galaktikų iki šiol jau spėjo susijungti į vientisas sistemas. Iš tiesų, Hablo kosminiu teleskopu atlikti tolimų ir silpnų galaktikų, iš kurių šviesa skraidė pas mus milijardus metų, stebėjimai parodė, kad tarp jų iškreiptų, sąveikaujančių sistemų dalis didėja.

Galaktikų sąveika neapsiriboja paprastu jų struktūros ar tipo pasikeitimu. Net gana tolimų galaktikų įtaka viena kitai dažnai sukelia žvaigždžių formavimosi protrūkį vienoje ar abiejose. Galaktikų sąveika su potvyniais prisideda prie didžiulių dujų debesų susidarymo. Be to, didėja santykinis debesų greitis ir jie dažniau susiduria vienas su kitu. Būtent šie procesai daugiausia lemia žvaigždžių gimimo intensyvumą. Galiausiai, tarp sąveikaujančių galaktikų yra nemažai sistemų su aktyviais branduoliais. Remiantis šiuolaikinėmis koncepcijomis, branduolio veiklai reikia masyvaus kompaktiško objekto galaktikos centre ir dujų, kurios gali laisvai kristi ant jo.