Класификација на галаксиите по нивната форма и изглед. Кои се галаксиите

Во модерната астрономија, првата класификација на галаксиите е најшироко користена, предложена од Едвин Пауел Хабл во 1926 година, и последователно изменета од него, а потоа од raерар де Вукулер и Алан Сандаж.

Оваа класификација се базира на обликот на познатите галаксии. Според неа, сите галаксии се поделени во 5 главни типа:

Елипсовидна (Е);

Спирала (С);

Забранети спирални галаксии (СБ);

Неточно (Irr);

Галаксиите се премногу слаби за да се класифицираат, Хабл ги означи со симболот Q.

Покрај тоа, ознаките на галаксиите во оваа класификација користат броеви за да покажат колку е рамна елипсовидна галаксија, и букви за да покажат колку цврсто се краците на спиралните галаксии во непосредна близина на јадрото.

Графички, оваа класификација е претставена како серија, која се нарекува секвенца Хабл (или вилушка за Хабл поради сличноста на шемата со овој инструмент).

Елиптични галаксии (тип Е)сочинуваат 13% од вкупниотгалаксии. Тие изгледаат како круг или елипса, чија светлина брзо се намалува од центарот до периферијата. Елиптичните галаксии се многу разновидни по форма: можат да бидат и сферични и многу срамнети со земја. Во овој поглед, тие се поделени на 8 подкласи - од Е0 (сферична форма, без компресија) до Е7 (најголема компресија).

Елиптичните галаксии се наједноставните во структурата. Тие се составени главно од стари црвени и жолти џинови, црвени, жолти и бели џуџиња. Во нив нема прашина. Формирањето starsвезди во галаксиите од овој тип не се случува веќе неколку милијарди години. Во нив речиси и да нема ладен гас и космичка прашина. Ротација е пронајдена само кај најкомпресираните елипсовидни галаксии.

Спирални галаксии- најбројниот тип: тие сочинуваат околу 50% од сите набудувани галаксии. Повеќето starsвезди во спиралната галаксија се наоѓаат во галактичкиот диск. Галактичкиот диск има спирална шема од две или повеќе извртени во една насока гранки или краци, кои излегуваат од центарот на галаксијата.

Постојат два вида спирали. Во првиот тип, означен со СА или С, спиралните гранки се протегаат директно од централната заптивка. Во втората, тие започнуваат на краевите на долгнавестата формација, во центарот на која има овален печат. Впечаток е дека двете спирални гранки се поврзани со мост, поради што таквите галаксии се нарекуваат вкрстени спирали; тие се означени со симболот SB.

Спиралните галаксии се разликуваат по степенот на развој на нивната спирална структура, која во класификацијата е означена со додавање на буквите a, b, c на симболите S (или SA) и SB.

Рацете на спиралните галаксии се со синкава боја, бидејќи содржат многу млади џиновски starsвезди. Сите спирални галаксии ротираат со значителна брзина, така што starsвездите, прашината и гасовите се концентрирани во тесен диск (starsвезди „Популација I“). Во огромно мнозинство случаи, ротацијата се јавува во насока на извртување на спиралните гранки.

Секоја спирална галаксија има централно јато. Бојата на кластерите на спирални галаксии е црвено-жолта, што покажува дека тие се составени главно од starsвезди од спектрални класи G, K и M (т.е. најмалите и најстудените).

Изобилството на облаци од гас и прашина и присуството на светлосини џинови од спектрални типови О и Б укажуваат на активни процеси на формирање starвезди што се случуваат во спиралните краци на овие галаксии.

Дискот на спирални галаксии е потопен во редок слабо прозрачен облак starsвезди - ореол. Ореолот е составен од млади starsвезди на Популација II кои формираат бројни глобуларни јата.

Во некои галаксии, централниот дел е сферичен и сјае светло. Овој дел се нарекува испакнатост (од англиски испакнатост - задебелување, оток). Испакнатоста е составена од стари starsвезди на Население II и, често, супермасивна црна дупка во нејзиниот центар. Во другите галаксии во централниот дел има „elвездена лента“ - шипка.

Најпознатите спирални галаксии се нашата галаксија Млечен пат и маглината Андромеда.

Лентикуларна галаксија(тип S0) е среден тип помеѓу спирални и елипсовидни галаксии. Во галаксиите од овој тип, светлото централно јато (испакнатост) е силно компресирано и изгледа како леќа, а гранките се отсутни или многу слабо проследени.

Леќестите галаксии се состојат од стари џиновски starsвезди, и затоа нивната боја е црвеникава. Две третини од леќните галаксии, како елипсовидни, не содржат гас; во една третина содржината на гас е иста како и во спиралните галаксии. Затоа, процесите на формирање на starвезди се многу бавно темпо... Прашина во леќите на галаксиите е концентрирана во близина на галактичкото јадро. Околу 10% од познатите галаксии припаѓаат на леќести галаксии.

За неправилни или неправилни галаксии (Ир)карактеристична е неправилна, згрутчена форма. Неправилните галаксии се карактеризираат со отсуство на централно набивање и симетрична структура, како и ниска светлина. Таквите галаксии содржат многу гас (главно неутрален водород) - до 50% од нив вкупна маса... Овој тип вклучува околу 25% од сите starвездени системи.

Неправилните галаксии се поделени во 2 големи групи. Првата од нив, означена како Ирр I, вклучува галаксии со навестување на одредена структура. Поделбата на Irr I не е конечна: на пример, ако се најде сличност на спирални краци во проучената галаксија (типична за галаксиите од типот С), галаксијата е означена со Sm или SBm (има структура во својата структура); ако сличен феноменне се почитува - нотација Im.

Втората група неправилни галаксии (Irr II) ги вклучува сите други галаксии со хаотична структура.

Исто така постои и трета група неправилни галаксии - џуџести, означени како dI или dIrrs. Се верува дека џуџестите неправилни галаксии се слични на најраните галактички формации што постоеле во универзумот. Некои се мали спирални галаксии уништени од приливите сили на нивните помасивни придружници.

Типични претставници на таквите галаксии се Големите и малите Магеланови облаци. Во минатото, се сметаше дека големите и малите магеланови облаци се неправилни галаксии. Сепак, подоцна беа откриени дека имаат спирална структура со шипка. Затоа, овие галаксии беа преквалификувани како SBm, четвртиот тип на спирални галаксии.

Се нарекуваат галаксии кои имаат одредени индивидуални карактеристики кои не дозволуваат да се припишат на некоја од горенаведените класи чудна.

Пример за чудна галаксија е радио галаксијата Кентаурус А (NGC 5128).

Класификацијата Хабл е вклучена овој моментнајвообичаена, но не и единствена. Особено, широко се користи системот de Vaucouleur, кој е повеќе проширена и ревидирана верзија на Хабловата класификација, и системот Yerkes, во кој галаксиите се групирани според нивните спектри, форма и степен на концентрација кон центарот.

ГАЛАКСИИ, „екстрагалактички маглини“ или „островски универзуми“, се гигантски elвездени системи кои исто така содржат меѓуelвезден гас и прашина. Сончевиот систем е дел од нашата Галаксија - Млечниот Пат. Целиот вселенски простор до границите каде најмоќните телескопи можат да навлезат е исполнет со галаксии. Астрономите бројат најмалку милијарда. Најблиската галаксија се наоѓа од нас на растојание од околу 1 милион sv. години (10 19 км), и до најоддалечените галаксии снимени со телескопи - милијарди светлосни години. Истражувањето на галаксиите е една од најстрашните задачи на астрономијата.

Историска референца.Најсветлите и најблиските надворешни галаксии - Магелановите облаци - се видливи со голо око на јужната хемисфера на небото и им беа познати на Арапите уште во 11 век, како и најсветлата галаксија на северната хемисфера - Големата Маглина во Андромеда. Научното истражување на галаксиите, маглините и starвездените јата започна со повторно откривање на оваа маглина во 1612 година со помош на телескоп од германскиот астроном С. Мариус (1570-1624). Многу маглини биле откриени од разни астрономи во 17 и 18 век; тогаш тие се сметаа за облаци од блескав гас.

Концептот на elвездени системи надвор од Галаксијата првпат го дискутираа филозофи и астрономи од 18 век: Е. Шведска (1688-1772) во Шведска, Т. Рајт (1711-1786) во Англија, И. Кант (1724-1804) во Прусија и Ламберт (1728-1777) во Алзас и В. Хершел (1738-1822) во Англија. Сепак, само во првата четвртина од 20 век. постоењето на „островски универзуми“ беше недвосмислено докажано главно благодарение на делата на американските астрономи Г. Кертис (1872-1942) и Е. Хабл (1889-1953). Тие докажаа дека растојанијата до најсветлите, а со тоа и најблиската „бела маглина“ се многу поголеми од големината на нашата Галаксија. Во периодот од 1924 до 1936 година, Хабл ја помести границата на истражување на галаксиите од најблиските системи до границата на можностите на 2,5-метарскиот телескоп кај опсерваторијата Маунт Вилсон, т.е. до неколку стотици милиони светлосни години.

Во 1929 година, Хабл ја открил врската помеѓу растојанието до галаксијата и брзината на нејзиното движење. Оваа зависност, законот на Хабл, стана основа за набудување на модерната космологија. По завршувањето на Втората светска војна, започна активно проучување на галаксиите со помош на нови големи телескопи со електронски засилувачи на светлина, автоматски мерни машини и компјутери. Откривањето на радио емисијата од нашата и другите галаксии даде нова можностза проучување на Универзумот и доведе до откривање на радио галаксии, квазари и други манифестации на активност во јадрата на галаксиите. Екстра атмосферските набудувања од геофизички ракети и сателити овозможија откривање на Х-зраци од јадрата на активните галаксии и галактички јата.

Ориз. 1. Класификација на галаксиите според Хабл

Првиот каталог на „небулози“ беше објавен во 1782 година од францускиот астроном Шарл Месиер (1730-1817). Оваа листа вклучува и starвездени јата и гасни маглини во нашата Галаксија, како и екстрагалактички објекти. Броевите на објектот Месиер се користат и денес; на пример, Месиер 31 (М 31) е познатата маглина Андромеда, најблиската голема галаксија забележана во со constвездието Андромеда.

Систематското истражување на небото, започнато од В. Хершел во 1783 година, го доведе до откривање на неколку илјади маглини на северното небо. Оваа работа ја продолжил неговиот син Ј. Хершел (1792-1871), кој направил набудувања на јужната хемисфера на Кејп на добра надеж (1834-1838) и објавен во 1864 година. Општ каталог 5 илјади маглини и јата starвезди. Во втората половина на 19 век. новооткриените предмети беа додадени на овие објекти, а Ј.Драјер (1852-1926) во 1888 година објави Нов општ каталог (Нов општ каталог - NGC), вклучувајќи 7814 објекти. Со објавување во 1895 и 1908 година на две дополнителни Индекс-каталози(ИЦ) бројот на откриени маглини и јата starвезди надмина 13 илјади.Ознаката според каталозите NGC и IC оттогаш стана општо прифатена. Така, маглината Андромеда е означена или М 31 или НГЦ 224. Посебна листа од 1249 галаксии посјајна од 13 -та магнитуда, врз основа на фотографско истражување на небото, беше составена од Х. Шепли и А. Ејмс од Опсерваторијата Харвард во 1932 година. На

Ова дело е значително проширено со првото (1964), второто (1976) и третото (1991) изданија. Апстрактен каталог на светли галаксии J. de Vaucouleurs со соработниците. Пообемни, но помалку детални каталози засновани на прегледување на фотографски плочи од истражувањето на небото, беа објавени во 1960-тите од Ф. Цвики (1898-1974) во САД и Б.А. Воронцов-Веelyаминов (1904-1994) во СССР. Тие содржат прибл. 30 илјади галаксии до 15 -та магнитуда. Слично истражување на јужното небо неодамна беше завршено со камерата Шмит од 1 метри од Европската јужна опсерваторија во Чиле и британската камера Шмит од 1,2 метри во Австралија.

Има премногу галаксии послаби од магнитудата 15 за да се набројат. Во 1967 година, беа објавени резултатите од броењето на галаксиите посветли од 19-та магнитуда (северно од деклинацијата 20), извршени од Ц. Шејн и К. Виртанен, користејќи плочи од астрографот Лик опсерваторија од 50 см. Имаше прибл. 2 милиони, не сметајќи ги оние што ни се скриени од широката прашкаста лента на Млечниот Пат. И уште во 1936 година, Хабл во опсерваторијата Маунт Вилсон го изброи бројот на галаксии до 21 степен во неколку мали области рамномерно распоредени по небесната сфера (северно од деклинацијата од 30 степени). Според овие податоци, над 20 милиони галаксии се посветли од 21 -та магнитуда на целото небо.

Класификација.Постојат галаксии со различна форма, големина и светлина; некои од нив се изолирани, но повеќето имаат соседи или сателити кои вршат гравитационо влијание врз нив. Како по правило, галаксиите се мирни, но често има и активни. Во 1925 година, Хабл предложи класификација на галаксиите врз основа на нивниот изглед. Подоцна беше рафинирано од Хабл и Шепли, потоа од Сандаж и конечно од Воколеур. Сите галаксии во него се поделени во 4 типа: елипсовидна, леќеста, спирална и неправилна.

Елипсовидна(Е) галаксиите на фотографиите имаат форма на елипси без остри граници и јасни детали. Нивната светлина се зголемува кон центарот. Ова се ротирачки елипсоиди составени од стари starsвезди; нивната очигледна форма зависи од ориентацијата кон линијата на гледање на набудувачот. Кога се гледа од работ, односот на должините на кратките и долгите оски на елипсата достигнува /10 5/10 (означен Е5).

Ориз. 2. Елиптичен Галакси ESO 325-G004

Лентикуларна(Лили С 0), галаксиите се слични на елиптични, но освен сфероидната компонента, тие имаат тенок, брзо ротирачки екваторијален диск, понекогаш со структури слични на прстени како прстените на Сатурн. Лентикуларните галаксии со рабови изгледаат повеќе компресирани отколку елипсовидни: односот на нивните оски достигнува 2/10.

Ориз. 2. Вретено Галаксија (NGC 5866), леќеста галаксија во со theвездието Драко.

Спирала(С) галаксиите исто така се состојат од две компоненти - сфероидни и рамни, но со повеќе или помалку развиена спирална структура во дискот. По низа подтипови Са, Сб, Sc, Сд(од „рани“ спирали до „доцна“) спиралните раце стануваат подебели, посложени и помалку виткани, и сфероидната (централна кондензација, или испакнатост) се намалува. Спиралните галаксии на работ не покажуваат спирални краци, но видот на галаксијата може да се одреди од релативната осветленост на испакнатоста и дискот.

Ориз. 2Пример за спирална галаксија, Галаксија на тркала (Месиер 101 или NGC 5457)

Погрешно(Јас) галаксиите се од два главни типа: магеланов тип, т.е. од типот Магеланови облаци, продолжувајќи ја низата спирали од Smпорано Јас сум, и не-магелански тип Јас 0, со хаотични темни ленти за прашина над сфероидна или структура на диск, како што е леќа или рана спирала.

Ориз. 2 NGC 1427A, пример за неправилна галаксија.

Видови Ли Сспаѓаат во две семејства и два вида во зависност од присуството или отсуството на минување низ центарот и преминување на дискот линеарна структура (бар), како и централно симетричен прстен.

Ориз. 2Компјутерски модел на галаксијата Млечен Пат.

Ориз. 1. NGC 1300, пример за забранета спирална галаксија.

Ориз. 1. ТРИДИМЕНЗИОНАЛНА КЛАСИФИКАЦИЈА НА ГАЛАКСИИ... Основни типови: Е, Л, С, Исе наоѓаат последователно од Епорано Јас сум; заеднички семејства Аи преминал Б; вид си р... Кружните дијаграми подолу се пресек на главната конфигурација во регионот на спирални и леќни галаксии.

Ориз. 2. ГЛАВНИ СЕМЕЈСТВА И СПИРАЛИна делот од главната конфигурација во областа Сб.

Постојат и други шеми за класификација на галаксиите врз основа на пофини морфолошки детали, но објективна класификација базирана на фотометриски, кинематички и радио мерења с yet уште не е развиена.

Состав... Две структурни компоненти- сфероид и диск - ја отсликуваат разликата во elвездената популација на галаксии, откриена во 1944 година од германскиот астроном В. Бааде (1893-1960).

Население Iприсутни во неправилни галаксии и спирални краци, содржи сини џинови и суперџинови од спектрални типови О и Б, црвени суперџинови од класите К и М, како и меѓуerstвезден гас и прашина со светли региони на јонизиран водород. Содржи и starsвезди од главната секвенца со мала маса, кои се видливи во близина на Сонцето, но не се разликуваат во далечните галаксии.

Население IIприсутни во елипсовидни и леќни галаксии, како и во централните региони на спирали и во глобуларни јата, содржат црвени џинови кои се движат од Г5 до К5, субјеганти и веројатно под џуџиња; содржи планетарни маглини и изливи на нови (слика 3). На сл. 4 ја покажува врската помеѓу спектралните типови (или боите) на starsвездите и нивната сјајност во различни популации.

Ориз. 3. ПОПУЛАЦИИ ЗА STВЕЗДИ... Фотографијата на спиралната галаксија на маглината Андромеда покажува дека сините џинови и суперџинови на Население I се концентрирани во неговиот диск, а централниот дел се состои од црвени starsвезди на Популација II. Сателитите на маглината Андромеда се исто така видливи: галаксијата NGC 205 ( на дното) и М 32 ( горе лево). Најсветлите starsвезди на оваа фотографија се од нашата Галаксија.

Ориз. 4. ДИЈАГРАМА ХЕРЗПРАНГ - РЕЗЕЛА, што ја покажува врската помеѓу спектралниот тип (или бојата) и светлината во starsвездите различни типови... I: Млада популација I starsвезди, типични за спирални краци. II: старите starsвезди на населението I; III: стари starsвезди од населението II, типични за глобуларните јата и елипсовидни галаксии.

Првично, се сметаше дека елиптичните галаксии содржат само Популација II, а нерегуларни само Популација I. Меѓутоа, се покажа дека галаксиите обично содржат мешавина од две stвездени популации во различни пропорции. Детална анализа на популациите е можна само за неколку блиски галаксии, но мерењата на бојата и спектарот на далечните системи покажуваат дека разликата во нивните stвездени популации може да биде поголема отколку што мислеше Бааде.

Растојание... Мерењето на растојанијата до далечните галаксии се базира на апсолутната скала на растојанија до starsвездите во нашата галаксија. Се воспоставува со неколку методи. Најфундаментален е тригонометрискиот метод на паралакса, кој работи до растојанија од 300 св. години. Останатите методи се индиректни и статистички; тие се засноваат на проучување на правилни движења, радијални брзини, осветленост, боја и спектар на starsвезди. Врз основа на нив, апсолутните вредности на Нови и променливи од типот RR Lyrae и  Цефеи, кои стануваат примарни показатели за растојанието до најблиските галаксии каде што се видливи. Глобуларните јата, најсветлите starsвезди и емитните маглини на овие галаксии стануваат секундарни показатели и овозможуваат да се одредат растојанија до подалечните галаксии. Конечно, дијаметарот и светлината на самите галаксии се користат како терцијарни показатели. Астрономите обично ја користат разликата помеѓу очигледната големина на објектот како мерка за растојание ми неговата апсолутна stвездена големина М; оваа вредност ( м - М) се нарекува "единица за видливо растојание". За да се открие вистинското растојание, мора да се коригира за да се земе предвид апсорпцијата на светлината од меѓуelвездената прашина. Во овој случај, грешката обично достигнува 10-20%.

Скалата на екстрагалактичко растојание се ревидира од време на време, што значи дека и другите параметри на галаксиите, во зависност од оддалеченоста, исто така се менуваат. Табела 1 ги покажува најточните растојанија до најблиските групи галаксии денес. До подалечните галаксии, милијарди светлосни години оддалечени, растојанијата се проценуваат со мала точност од нивното поместување на црвено ( Види подолу: Природата на префрлување на црвено).

Светлост.Мерењето на светлината на површината на една галаксија ја дава вкупната светлина на нејзините starsвезди по единица површина. Промената на светлината на површината со оддалеченост од центарот ја карактеризира структурата на галаксијата. Елиптичните системи, како најредовни и најсиметрични, се изучувани подетално од другите; воопшто, тие се опишани со единствен закон за осветленост (слика 5, а):

Ориз. 5. ДИСТРИБУЦИЈА НА ЛУМИНАНСА ВО ГАЛАКСИИ. а- елиптични галаксии (прикажан е логаритам на површинската светлина во зависност од четвртиот корен на намалениот радиус ( р / рд) 1/4, каде што рДали растојанието од центарот, и р e е ефективниот радиус, кој содржи половина од вкупната светлина на галаксијата); б- леќеста галаксија NGC 1553; с- три нормални спирални галаксии (надворешниот дел на секоја од нив линии директно, што укажува на експоненцијална зависност на сјајноста од растојанието).

Податоците за лентикуларните системи не се толку целосни. Нивните профили на осветленост (слика 5, б) се разликуваат од профилите на елипсовидни галаксии и имаат три главни региони: јадро, леќа и плик. Се чини дека овие системи се средни помеѓу елипсовидни и спирални.

Спиралите се многу разновидни, нивната структура е сложена и не постои единствен закон за распределба на нивната сјајност. Сепак, се чини дека за едноставни спирали далеку од јадрото, светлината на површината на дискот се намалува експоненцијално кон периферијата. Мерењата покажуваат дека осветленоста на спиралните краци не е толку голема како што изгледа кога се гледаат фотографии од галаксии. Рацете додаваат не повеќе од 20% на осветленоста на дискот во сина и многу помалку во црвена боја. Придонесот за осветленост од испакнатоста се намалува од СаДо Сд(слика 5, с).

Мерење на очигледната големина на галаксијата ми одредување на неговиот модул на растојание ( м - М), пресметајте ја апсолутната вредност М... Најсветлите галаксии, без квазари, М 22, т.е. нивната сјајност е речиси 100 милијарди пати поголема од онаа на Сонцето. И најмалите галаксии М10, т.е. осветленост прибл. 10 6 соларни. Распределба на бројот на галаксии над Мнаречена „функција на осветленост“ е важна карактеристика на галактичката популација на универзумот, но не е лесно точно да се одреди.

За галаксиите избрани до одредена ограничувачка привидна големина, функцијата на осветленост на секој тип одделно од Епорано Scречиси Гаусово (во форма на ellвонче) со просечна апсолутна вредност во сините зраци М м= 18,5 и варијанса  0,8 (слика 6). Но, галаксиите од подоцнежните типови од Сдпорано Јас сума елиптичните џуџиња се послаби.

За комплетен примерок од галаксии во даден волумен на простор, на пример, во кластер, функцијата на осветленост нагло се зголемува со намалување на сјајноста, т.е. бројот на џуџести галаксии е многу пати поголем од бројот на гигантите

Ориз. 6. ФАНКЦИЈА ЗА ЛАМИНАНСА НА ГАЛАКСИЈА. а- примерокот е посјаен од одредена ограничувачка видлива вредност; б- комплетен примерок во одредена голема количина простор. Обрнете внимание на огромниот број џуџести системи со МБ< -16.

Големината... Бидејќи густината и сјајноста на alaвездите на галаксиите постепено се намалуваат нанадвор, прашањето за нивната големина всушност лежи на способностите на телескопот, во неговата способност да го разликува слабиот сјај на надворешните области на галаксијата наспроти позадината на сјајот на ноќта небо. Модерна технологијаовозможува регистрирање региони на галаксии со светлина помала од 1% од светлината на небото; ова е околу милион пати пониско од светлината на галактичките јадра. Според овој изофот (линии со еднаква светлина), дијаметарот на галаксиите се движи од неколку илјади светлосни години во џуџести системи до стотици илјади во џиновски. Како по правило, дијаметарот на галаксиите добро корелира со нивната апсолутна светлина.

Спектрална оценка и боја.Првата спектрограма на галаксијата, маглината Андромеда, добиена во Постдамската опсерваторија во 1899 година од Ју Шајнер (1858–1913), со своите впивачки линии наликува на спектарот на Сонцето. Масовното проучување на спектрите на галаксиите започна со создавање на „брзи“ спектрографи со мала дисперзија (200–400 / мм); подоцна, употребата на електронски засилувачи на слика овозможи да се зголеми дисперзијата на 20-100 / мм. Набудувањата на Морган во опсерваторијата Јеркс покажаа дека, и покрај сложениот stвезден состав на галаксиите, нивните спектри обично се блиску до спектрите на starsвездите од одредена класа од Апорано К, и постои забележителна корелација помеѓу спектарот и морфолошкиот тип на галаксијата. Обично опсегот на класата Аимаат неправилни галаксии Јас суми спирали Smи Сд... Класа Спектра А - Фна спиралите Сди Sc... Трансфер од ScДо Сбпридружено со промена на спектарот од ФДо Ф - Ги спиралите Сби Са, леќести и елипсовидни системи имаат спектри Ги К... Точно, подоцна се покажа дека зрачењето на галаксиите од спектрален тип Авсушност се состои од мешавина на светлина од џинови spectвезди од спектрални типови Би К.

Во прилог на апсорпционите линии, многу галаксии покажуваат емисиони линии, како емисионите маглини на Млечниот Пат. Обично ова се водородните линии од серијата Балмер, на пример, Н  на  6563, дупли на јонизиран азот (N II) на  6548 и 6583 и сулфур (S II) на  6717 и 6731, јонизиран кислород (О II) на  3726 и 3729 и двојно јонизиран кислород (О III) на  4959 и 5007. Интензитетот на емисиските линии обично е во корелација со количината на гас и суперџинови starsвезди во дисковите на галаксиите: овие линии отсуствуваат или се многу слаби кај елиптичните и леќите на галаксиите, но се интензивираат кај спиралните и неправилните галаксии - од СаДо Јас сум... Покрај тоа, интензитетот на емисиските линии на елементи потешки од водородот (N, O, S) и, веројатно, релативното изобилство на овие елементи се намалува од јадрото до периферијата на диск галаксии. Некои галаксии имаат невообичаено силни емисиони линии во нивните јадра. Во 1943 година, К. Зајферт откри посебен вид галаксии со многу широки водородни линии во нивните јадра, што укажува на нивната висока активност. Светлината на овие јадра и нивните спектри се менуваат со текот на времето. Во принцип, јадрата на галаксиите Сејферт се слични на квазарите, иако не толку моќни.

Интегралниот индекс на нивната боја се менува по морфолошката секвенца на галаксиите ( Б - В), т.е. разликата помеѓу големината на галаксијата во сино Би жолта Взраци. Просечниот индекс на бои на главните типови галаксии е како што следува:

На оваа скала, 0,0 одговара на бело, 0,5 на жолтеникаво, 1,0 на црвеникаво.

Деталната фотометрија обично открива дека бојата на галаксијата се менува од јадрото до работ, што укажува на промена на theвездениот состав. Повеќето галаксии се помодрени во надворешните региони отколку во јадрото; кај спиралите ова е многу поизразено отколку кај елиптичните, бидејќи во нивните дискови има многу млади сини starsвезди. Неправилните галаксии, обично без јадро, често се помодрени во центарот отколку на работ.

Ротација и маса.Ротацијата на галаксијата околу оската што минува низ центарот доведува до промена на брановата должина на линиите во неговиот спектар: линиите од регионите на галаксијата што се приближуваат кон нас се префрлуваат на виолетовиот дел од спектарот, а од оние што се повлекуваат, до црвено (слика 7). Според Доплеровата формула, релативната промена во брановата должина на линијата е   / = В р / в, каде вДали брзината на светлината, и В рДали радијалната брзина, т.е. компонента на брзината на изворот долж видната линија. Периодите на орбиталот на starsвездите околу центрите на галаксиите се стотици милиони години, а нивните орбитални брзини достигнуваат 300 км / с. Обично, брзината на ротација на дискот ја достигнува својата максимална вредност ( В М) на одредено растојание од центарот ( р М), а потоа се намалува (слика 8). Нашата галаксија В М= 230 км / с на растојание р М= 40 илјади светлина години од центарот:

Ориз. 7. СПЕКТРАЛНИ ЛИНИИ НА ГАЛАКСИЈАТАротирање околу оската Н, кога спектрографскиот процеп е ориентиран долж оската ab... Линијата од повлечениот раб на галаксијата ( б) се отклонува кон црвената страна (Р), и од работ што се приближува ( а) - до ултравиолетово (УВ).

Ориз. 8. КАКУВА НА ГАЛАКСИСНА РОТАЦИЈА... Брзина на ротација В r ја достигнува својата максимална вредност ВМ на растојание РМ од центарот на галаксијата, а потоа полека се намалува.

Линиите за апсорпција и емисија во спектрите на галаксиите имаат иста форма; затоа, starsвездите и гасот во дискот ротираат со иста брзина во иста насока. Кога локацијата на темните ленти за прашина во дискот овозможува да се разбере кој раб на галаксијата е поблиску до нас, можеме да ја дознаеме насоката на извртување на спиралните краци: во сите проучувани галаксии, тие заостануваат, односно, оддалечувајќи се од центарот, раката е свиткана во насока спротивна на ротационата насока.

Анализата на кривата на ротација ви овозможува да ја одредите масата на галаксијата. Во наједноставниот случај, изедначувајќи ја силата на гравитацијата со центрифугалната сила, ја добиваме масата на галаксијата во орбитата на starвездата: М = rV р 2 /Г, каде Г- постојана гравитација. Анализата на движењето на периферните starsвезди овозможува проценка на вкупната маса. Нашата галаксија има маса од прибл. 210 11 сончеви маси, маглината Андромеда 410 11 и Големиот Магеланов облак - 1510 9. Масите на галаксиите на дискот се приближно пропорционални со нивната сјајност ( Л), така што односот М / Лтие имаат скоро исти и за светлината во сините зраци еднакви М / Л 5 во единици за маса и сјај на Сонцето.

Масата на сфероидна галаксија може да се процени на ист начин, земајќи ја брзината на хаотично движење на starsвездите во галаксијата наместо брзината на ротација на дискот (  с), која се мери со ширината на спектралните линии и се нарекува дисперзија на брзина: М  Р с 2 /Г, каде РДали е радиусот на галаксијата (вирусна теорема). Дисперзијата на stвездените брзини во елиптичните галаксии е обично од 50 до 300 км / с, и маси од 10 9 сончеви маси во џуџести системи до 10 12 во џиновски.

Радио емисијаМлечниот Пат беше откриен од К. Јански во 1931. Првата радио -карта на Млечниот Пат беше примена од Г. Ребер во 1945 година. Ова зрачење доаѓа во широк опсег на бранови должини  или фреквенции  = в/ , од неколку мегахерци (   100 м) до десетици гигахерци (   1 см), и се нарекува „континуирано“. За тоа се одговорни неколку физички процеси, од кои најважен е синхотронското зрачење на меѓуelвездените електрони кои се движат со речиси брзина на светлината во слабото меѓуerstвездено магнетно поле. Во 1950 година, континуирано зрачење со бранова должина од 1,9 метри беше откриено од Р. Браун и К. Хазард (банка odодрел, Англија) од маглината Андромеда, а потоа и од многу други галаксии. Нормалните галаксии како нашата или М 31 се слаби извори на радио бранови. Тие емитуваат во опсег на радиофреквенции едвај еден милионти дел од нивната оптичка моќ. Но, во некои необични галаксии, ова зрачење е многу посилно. Најблиските „радио галаксии“ Девица А (М 87), Кентаур А (NGC 5128) и Персеј А (NGC 1275) имаат радио осветленост од 10 –4 10 –3 од оптичка. И за ретки објекти, како што е радио галаксијата Cygnus A, овој сооднос е близу до единство. Само неколку години по откривањето на овој моќен извор на радио, беше можно да се најде слаба галаксија поврзана со неа. Многу слаби извори на радио, веројатно поврзани со далечни галаксии, с yet уште не се идентификувани со оптички објекти.

Врзани со силите на гравитационата интеракција. Бројот на starsвезди и големината на галаксиите може да варираат. Обично, галаксиите содржат од неколку милиони до неколку трилиони (1.000.000.000.000) starsвезди. Покрај обичните starsвезди и меѓуelвездениот медиум, галаксиите содржат и разни маглини. Галаксиите се со големина од неколку илјади до неколку стотици илјади светлосни години. А растојанието помеѓу галаксиите достигнува милиони светлосни години.

Околу 90% од масата на галаксиите е темна материја и енергија. Природата на овие невидливи компоненти с yet уште не е проучена. Постојат докази дека постојат супермасивни галаксии во центарот на многу галаксии. Просторот помеѓу галаксиите не содржи практично никаква материја и има просечна густина помала од еден атом по кубик метар... Веројатно, има околу 100 милијарди галаксии во видливиот дел на универзумот.

Според класификацијата предложена од астрономот Едвин Хабл, во 1925 година постојат неколку видови галаксии:

• елипсовидна (Е),
• леќа (S0),
• конвенционална спирала (С),
• вкрстена спирала (СБ),
• погрешно (Ир)

Елипсовиднагалаксиите се класа галаксии со изразена сферична структура и осветленост што се намалува кон рабовите. Тие ротираат релативно бавно; забележлива ротација е забележана само во галаксии со значителна компресија. Во такви галаксии, нема прашина, која во оние галаксии во кои е присутна е видлива како темни ленти на континуирана позадина на галаксиски starsвезди. Затоа, надворешните елипсовидни галаксии се разликуваат едни од други главно во една карактеристика - повеќе или помалку компресија.

Учеството на елипсовидни галаксии во вкупниот број галаксии во набудувачкиот дел од универзумот е околу 25%.

СпиралаГалаксиите се наречени така затоа што имаат светли stвездени раце во рамките на дискот кои се протегаат речиси логаритамски од испакнатоста (речиси сферично задебелување во центарот на галаксијата). Спиралните галаксии имаат централно јато и неколку спирални краци, или краци, кои имаат синкава боја, бидејќи содржат многу млади џиновски starsвезди. Овие starsвезди го возбудуваат сјајот на дифузни гасни маглини расфрлани со облаци од прашина долж спиралните гранки. Дискот на спирална галаксија обично е опкружен со голем сфероиден ореол (прстен на светлина околу објект; оптички феномен) составен од стари secondвезди од втора генерација. Сите спирални галаксии ротираат со значителна брзина, така што starsвездите, прашината и гасовите се концентрирани во тесен диск. Изобилството на облаци од гас и прашина и присуството на светло сини џинови укажуваат на активни процеси на формирање starвезди што се случуваат во спиралните краци на овие галаксии.

Многу спирални галаксии имаат лента во центарот, од чии краеви се протегаат спирални краци. Нашата галаксија, исто така, припаѓа на спиралните галаксии со загради.

Лентикуларнагалаксиите се среден тип помеѓу спирала и елипсовидна. Имаат испакнатост, ореол и диск, но нема спирални краци. Постојат околу 20% од сите stвездени системи. Во овие галаксии, светлото главно тело, леќата, е опкружено со слаб ореол. Понекогаш објективот има прстен околу себе.

Погрешногалаксиите се галаксии кои не покажуваат спирална или елипсовидна структура. Најчесто, таквите галаксии имаат хаотична форма без изразено јадро и спирални гранки. Во проценти, тие сочинуваат една четвртина од сите галаксии. Повеќето неправилни галаксии во минатото беа спирални или елипсовидни, но беа деформирани од гравитационите сили.

Еволуција на галаксии

Формирањето на галаксиите се смета за природна фаза на еволуција, што се случува под влијание на гравитациони сили... Како што претпоставуваат научниците, пред околу 14 милијарди години имаше голема експлозија, по што универзумот беше ист насекаде. Тогаш честичките од прашина и гас почнаа да се групираат, да се обединуваат, да се судираат и така се појавија грутки, кои подоцна се претворија во галаксии. Разновидноста на форми на галаксии е поврзана со различни почетни услови за формирање галаксии. Акумулацијата на водороден гас во такви грутки станаа првите starsвезди.

Од моментот на неговото основање, галаксијата почнува да се намалува. Компресијата на галаксијата трае околу 3 милијарди години. За тоа време, гасниот облак се трансформира во stвезден систем. Arsвездите се формираат со гравитациона компресија на облаци од гас. Кога ќе се достигнат густини и температури во центарот на компримираниот облак доволно за да се појават ефективни термонуклеарни реакции, се раѓа starвезда. Термонуклеарна фузија се јавува во утробата на масивните starsвезди хемиски елементипотежок од хелиум. Овие елементи влегуваат во примарниот водород-хелиум медиум за време на експлозии на starsвезди или за време на тивок одлив на материја со starsвезди. Елементи потешки од железото се формираат во грандиозни експлозии на супернова. Така, generationвезди од првата генерацијазбогатете го примарниот гас со хемиски елементи потешки од хелиумот. Овие starsвезди се најстари и се состојат од водород, хелиум и многу мала примеса на тешки елементи. В generationвезди од втора генерацијапримената на тешки елементи е позабележителна, бидејќи тие се формираат од примарниот гас веќе збогатен со тешки елементи.

Процесот на раѓање на starвезди се случува со континуирана компресија на галаксијата, така што формирањето на starsвезди се случува поблиску и поблиску до центарот на системот, и колку е поблиску до центарот, толку потешките елементи треба да бидат во вездите. Овој заклучок е во добра согласност со податоците за изобилството на хемиски елементи во starsвездите на ореолот на нашата галаксија и елипсовидни галаксии. Во ротирачка галаксија, theвездите на идниот ореол се формираат во рана фаза на компресија, кога ротацијата с yet уште не влијаела на целокупната форма на галаксијата. Глобуларните starвездени јата се доказ за оваа ера во нашата Галаксија.

Кога ќе престане компресијата на протогалаксијата, кинетичката енергија на формираните diskвезди на дискот е еднаква на енергијата на колективната гравитациона интеракција. Во тоа време, се создаваат услови за формирање спирална структура, а раѓањето на starsвездите се случува веќе во спиралните гранки, во кои гасот е доста густ. тоа generationвезди од трета генерација... Нашето им припаѓа.

Резервите на меѓуelвездениот гас постепено се исцрпуваат, а раѓањето на starsвездите станува се помалку интензивно. За неколку милијарди години, кога ќе се исцрпат сите резерви на гас, спиралната галаксија ќе се претвори во леќеста галаксија составена од слабоцрвени starsвезди. Елиптичните галаксии се веќе во оваа фаза: целиот гас во нив беше потрошен пред 10-15 милијарди години.

Ерата на галаксиите е грубо доба на универзумот. Една од тајните на астрономијата е прашањето кои се јадрата на галаксиите. Високо важно откритиесе покажа дека некои галактички јадра се активни. Ова откритие беше неочекувано. Порано се мислеше дека галактичкото јадро не е ништо повеќе од јато од стотици милиони starsвезди. Се покажа дека и оптичката и радио емисијата на некои галактички јадра можат да се променат во текот на неколку месеци. Ова значи дека за кратко време, огромна количина енергија се ослободува од јадрата, стотици пати повисока од онаа што се ослободува при експлозија на супернова. Таквите јадра се нарекуваат „активни“, а процесите што се случуваат во нив „активност“.

Во 1963 година, откриени се објекти од нов тип, лоцирани надвор од патеките на нашата галаксија. Овие објекти се во форма на starвезда. Со текот на времето, тие откриле дека нивната сјајност е многу десетици пати поголема од светлината на галаксиите! Најневеројатно е што нивната светлина се менува. Нивната моќ на зрачење е илјадници пати повисока од моќта на зрачење на активните јадра. Овие предмети беа именувани. Сега се верува дека јадрата на некои галаксии се квазари.

Хаблова класификација

Постојат три главни типа на галаксии: елипсовидна, спирална и неправилна (неправилна). Два од овие три типа се поделени и поделени на системи, и општа класификацијасега познат како камертон за Хабл. Кога Хабл првпат ја создаде оваа шема, тој веруваше дека тоа е еволутивна низа, како и нивната класификација.

Сепак, денес, научниците се придржуваат до следната морфолошка класификација, детално прикажана во табелата

Модерна класификација на галаксиите според инфрацрвените телескопи Хершел и Спицер.

На овој дијаграм, 61 блиски објекти заробени од вселенските телескопи Хершел и Спицер. Тие се наоѓаат на околу 10-100 милиони светлосни години од Земјата и се фотографирани како дел од истражувачките програми.

На сликите на галаксиите, наместо starsвезди, видлива е меѓуelвездена прашина, која се загрева со жешки млади starsвезди, видлива само со инфрацрвени телескопи како Хершел и Спицер.

Секоја индивидуална слика е со три бои и покажува топла прашина ( сина боја), откриен од Спицер на бранова должина од 24 микрони, и поладна прашина снимена од Хершел во опсег од 100 микрони (зелена) и 250 микрони (црвена).

Елипсовидна - имаат форма на сфероидна или издолжена сфера. На небото, каде што можеме да видиме само две од три димензии, овие elвездени острови се овални и имаат облик на диск. Нивната светлина на површината се намалува подалеку од центарот. Колку е поголем бројот во класификацијата на елипсовидни галаксии, толку е поголема формата на елипса што ја имаат. Така, на пример, според класификацијата, E0 е совршено круг, а E7 е во форма на овална. Елиптичната скала се движи од Е0 до Е7.

Спирала

Спиралите се составени од три главни компоненти: испакнатост, диск и ореол. Испакнувањето (испакнување) е во центарот на галаксијата. Содржи претежно стари starsвезди. Дискот е составен од прашина, гас и млади везди. Дискот формира серија структури. Нашето Сонце, на пример, е во раката на Орион. Халосите се лабави, сферични структури лоцирани околу испакнатоста. Ореолот содржи стари јата starвезди познати како глобуларни јата.

Тип S0

S0 е среден тип помеѓу Е7 и спирала Са. Тие се разликуваат од елиптичните бидејќи имаат испакнатост и тенок диск, но се разликуваат од Са бидејќи немаат спирална структура. S0 галаксиите се познати и како леќести галаксии.

Погрешно

Разновидност на галаксии

Галаксиите се големи stвездени системи во кои starsвездите се врзани заедно со гравитациони сили. Постојат галаксии кои вклучуваат трилиони starsвезди. Нашата галаксија - Млечниот пат - е исто така доста голема, со над 200 милијарди starsвезди. Најмалите галаксии содржат милион пати помали starsвезди и се повеќе како глобуларни јата на Млечниот Пат, само многу поголеми по големина. Покрај обичните starsвезди, галаксиите вклучуваат меѓуelвезден гас, прашина и разни „егзотични“ објекти: бели џуџиња, неутронски starsвезди, црни дупки. Гасот во галаксиите не е само расфрлен меѓу starsвездите, туку формира и огромни облаци, светли маглини околу жешките starsвезди, густи и студени маглини со гас и прашина. Големите elвездени системи имаат маса од стотици милијарди сончеви маси. Најмалата од џуџестите галаксии „тежат“ само 100.000 пати повеќе од Сонцето. Така, масовниот интервал на галаксиите е многу поширок од оној на starsвездите: „најтешките“ и „најлесните“ starsвезди се разликуваат по маса за помалку од 1000 пати.

Starвездени острови - разновидни галаксии

Изгледот и структурата на stвездените системи се многу различни, и во согласност со ова тие се поделени на морфолошки типови.

Најблиските и најсветли галаксии на небото се Магелановите облаци. При проучување на небото со модерни телескопи, откриени се многу галаксии слични на Магелановите облаци. Тие се карактеризираат со неправилна, згрутчена форма. Ваквите галаксии содржат многу гас - до 50% од нивната вкупна маса. Овој тип се нарекува погрешни галаксиии стојте за Ир (од англиски нерегуларно - „погрешно“).

Елиптични галаксиивообичаено е да се означи со буквата Е (од англиски елиптично - "елиптично"), на која се додава број од 0 до 6, што одговара на степенот на израмнување на системот (Е0 - "сферични" галаксии, Е6 - најмногу „подложно“). Елиптичните галаксии имаат црвеникава боја, бидејќи се составени првенствено од стари starsвезди. Во таквите системи речиси и да нема ладен гас, но најмасовниот од нив е исполнет со многу редок топол гас со температура од над милион степени.

Спирални галаксииспирална шема од две или повеќе (до десет) извртени во една насока гранки, или краци, кои излегуваат од центарот на галаксијата е забележлива на галактичкиот диск. Дискот е потопен во редок слабо сјаен сфероиден облак starsвезди - ореол. Спиралните галаксии се означени со буквата S. Според степенот на структура (развој) на спиралните гранки и нивната општа форма, тие се поделени на типови наречени Хаблови типови - по американскиот астроном Едвин Хабл, кој предложи класификација на галаксиите. Системите со мазни, цврсто извртени спирални краци се нарекуваат Са. Во нив, централниот сферичен дел (испакнатост) е светло и продолжен, а рацете се нејасни и заматени. Ако спиралите се помоќни и различни, а централниот дел е помалку истакнат, тогаш таквите галаксии припаѓаат на видот Sb. Галаксиите со развиена грутка спирална структура, чија испакнатост е слабо видлива во однос на општата позадина, припаѓаат на видот Sc.

Некои спирални системи во централниот дел имаат речиси права larвездена лента - шипка.

Лавот А, џуџеста неправилна галаксија, е една од најбројните видови галаксии во универзумот, и е веројатно градежни блокови на помасивни галаксии.

NGC 205 е еден од членовите на семејството на џуџести елиптични галаксии. NGC 205 е една од месечините на галаксијата Андромеда.

Во овој случај, Б се додава на нивната ознака по буквата С (на пример SBc).
Леќести галаксиие среден тип помеѓу спирала и елипсовидна. Имаат испакнатост, ореол и диск, но нема спирални краци. Таквите галаксии се означени како СО.

Се најде меѓу галаксиите и џуџекои не се вклопуваат во Хабловата класификација. Pathивотниот пат на овие larвездени системи е толку чуден што остава отпечаток врз својствата на starsвездите во галаксиите и воопшто врз својствата на галаксиите. Откривањето на семејството на џуџести галаксии започна во 1930 -тите. XX век. Во тие денови, американскиот астроном Харлоу Шепли откри две слаби, едвај забележливи јата starsвезди во со constвездијата Скулптор и Форнакс. Нивната природа остана нејасна с until додека не се измерат растојанијата до нив. Слабите јата starsвезди се покажаа како екстрагалактички објекти, независни џуџести системи со многу мала густина. Ова предизвика интерес за слаби галаксии со мала светлина на површината, и по некое време беа познати многу џуџести галаксии. Dуџестите галаксии се означени со буквата г (од англискиот џуџе - „џуџе“). Може да се поделат на џуџести елипсовидни dE, џуџести сфероидни dSph (Sph е кратенка за англиската сфера - „топка“), џуџести неправилни dIr и џуџести сини компактни галаксии dBCG (овде BCG - сини компактни галаксии).

Dуџе dE се разликуваат од нормалните елипсовидни галаксии главно по големина и маса. Ова се всушност истите елипсовидни галаксии, само со помалку starsвезди. Се состојат главно од стари starsвезди со мала маса, содржат многу малку гас и прашина. Dуџести сфероидни галаксии се на многу начини слични на елипсовидни џуџести галаксии, но многу поретко. Тие се формирани од стари hydвезди на водород-хелиум со многу ниска концентрација на тешки хемиски елементи. Последната околност остава отпечаток врз физичките својства на овие starsвезди: тие се потопли, помодрени и нивната еволуција се одвива нешто поинаку од онаа на starsвездите со „сончев“ хемиски состав.

Други видови џуџести галаксии - dIr и dBCG - се мали, безоблични системи кои се многу богати со гас. Главната разлика помеѓу двете е во тоа што често се забележува интензивно формирање starвезди во dBCG и се раѓаат голем број сини масивни starsвезди. Ова ги прави галаксиите да изгледаат посветли, покомпактни и обоени во сина боја. Меѓу џуџињата нема галаксии со добро развиени спирални раце. Најверојатно, потребен е масивен stвезден диск за формирање спирали.

Исто така, постои класа на големи спирални elвездени системи чија светлина на површината е многу помала од нормалната. Невообичаено во нив е ниската густина на theвездениот диск. Тие се нарекуваат слаби анемични или спирални галаксии.

Подсистемите во галаксијата (испакнатост, диск, ореол) гравитационо комуницираат едни со други, сочинувајќи една целина. До сега, галаксиите се „комплетираат“ одвнатре, формирајќи starsвезди и starвездени јата. Гасот служи како „храна“ за ова. Елиптичните галаксии одамна го потрошија снабдувањето со гас, и во нив нема млади starsвезди. Во другите галаксии, каде што с still уште има гасови, starsвездите продолжуваат да се раѓаат. Тие се појавуваат во големи групи - огромни региони со големина до неколку илјади светлосни години се покриени со формирање на starвезди. Најмасивните starsвезди, брзо ги минуваат своите животен патексплодираат како супернови. Експлозиите на супернова предизвикуваат моќни компресивни бранови во околниот меѓуelвезден медиум, а тоа пак стимулира „епидемија“ на формирање starвезди во соседните региони на галаксијата.

„Општествениот статус“ на една галаксија зависи од нејзината маса. Масивните, големи се опкружени со голема свита на помали галаксии. Малите галаксии, кога минуваат низ големите, понекогаш „оддаваат почит“, давајќи им дел или целиот свој градежен материјал - гас. Ако две галаксии минуваат доволно блиску една до друга, тогаш нивните гравитациски полиња активно влијаат врз движењето на starsвездите и гасот во овие системи. Како резултат на тоа, појавата на галаксии може да претрпи забележителни промени.

Спирални галаксии

Во 1845 година, британскиот астроном Лорд Рос (Вилијам Парсонс), користејќи телескоп со метално огледало од 180 сантиметри, откри цела класа „спирални маглини“, чиј највпечатлив пример беше маглината во со constвездието Кучешки песови (М 51, каталогизирано од Месие Месие). Природата на овие маглини е утврдена само во првата половина на 20 век. Во тоа време, беа спроведени интензивни истражувања за да се утврди големината на нашата Галаксија - Млечниот Пат - и растојанијата до некои маглини што може да се распаднат во starsвезди. Заклучоците беа контрадикторни и во проценките за растојанијата до маглините и во одредувањето на вагата. с everything си дојде на свое место кога во 20 -тите години. Цефеидите беа откриени во најблиските спирални маглини, што овозможи да се процени растојанието до нив. Уште во 1908 година, астрономот Харвард опсерваторија Хенриета Левит откри врска помеѓу периодот на варијација на осветленоста на променливите starsвезди на Цефеид и нивната сјајност. Ова овозможи, според големината на периодот, да се открие осветленоста на вездата, со светлината - растојанието до неа, и, следствено, до elвездениот систем каде што влегува. Овој метод овозможи да се одреди растојанието до маглината Андромеда на 900 илјади светлосни години. Оваа проценка се покажа како потценета. Така, добиени се најновите докази дека спиралните маглини се огромни stвездени системи,

Големата прекрасна спирална галаксија NGC 1300 лежи околу 70 милиони светлосни години подалеку во соelвездието Еридан. NGC 1300 се протега во текот на 100.000 светлосни години.

Спиралната галаксија М66, прикажана на сликата, се протега на 100.000 светлосни години и се наоѓа 35 милиони светлосни години од Сонцето. Тоа е најголемата галаксија во тројката Лав.

споредливо со нашата Галаксија. Оттогаш, тие се нарекуваат галаксии.

Спиралните галаксии се рамни, во облик на диск, поради ротација. За време на формирањето на галаксијата, центрифугалните сили спречија компресија на протогалактички облак или систем на облаци од гас во правец нормален на оската на ротација. Како резултат на тоа, гасот беше концентриран во одредена рамнина - вака се формираа ротирачките дискови на спиралните галаксии. Дискот не ротира како еден цврст(на пример, тркало): орбиталниот период на starsвездите на рабовите на дискот е многу подолг отколку во внатрешните делови.

Астрономите мораа напорно да работат за да ја разберат причината за другите забележани својства на спиралните галаксии. Руската наука даде значаен придонес во проучувањето на нивната природа. Така денес се замислува природата на спиралните краци на галаксиите. Сите starsвезди што живеат во галаксијата комуницираат гравитативно, што резултира со заедничко гравитационо поле на галаксијата.

Постојат неколку познати причини зошто, кога се врти масивен диск, се случува редовно набивање на материјата, која се шири како бранови на површината на водата. Во галаксиите, тие се во форма на спирали, што е поврзано со природата на ротацијата на дискот. Во спиралните краци се забележува зголемување на густината и на starsвездите и на меѓуelвездената материја - прашина и гас. Зголемената густина на гасот го забрзува формирањето и последователната компресија на гасните облаци и на тој начин го стимулира раѓањето на нови starsвезди. Затоа, спиралните гранки се место на интензивно формирање starвезди.

Спиралните гранки се бранови со густина што патуваат по ротирачки диск. Затоа, по некое време, starвезда родена во спирала излегува дека е надвор од неа. Најсветлите и најмасивните starsвезди имаат многу краток терминживот, тие изгоруваат без да имаат време да ја напуштат спиралната гранка. Помалку масивни starsвезди живеат долго и преживуваат во интерспералниот простор на дискот. Ниските маси жолти и црвени starsвезди што го сочинуваат испакнувањето (сферично „испакнување“ во центарот на галаксијата) се многу постари од theвездите концентрирани во спиралните краци. Овие starsвезди се родени уште пред да се формира галактичкиот диск. Откако се појавија во центарот на протогалактичкиот облак, тие повеќе не можеа да бидат вклучени во компресија до рамнината на галаксијата и затоа формираат сферична структура.

Размислете за спирални галаксии користејќи го примерот на М 51, наречен Вител. Оваа галаксија има мала сателитска галаксија на крајот од едното спирално краци. Се врти околу матичната галаксија. Беше можно да се изгради компјутерски модел за формирање на овој систем. Се претпоставува дека мала галаксија, летајќи во близина на голема, доведе до силни гравитациони нарушувања на нејзиниот диск. Како резултат на тоа, во дискот на голема галаксија се создава густина со густина во облик на спирала. Theвездите што се раѓаат во спиралните гранки ги прават овие гранки светли и јасни.

Испакнатоста и дискот на галаксијата се потопени во масивен ореол. Некои истражувачи сугерираат дека најголемиот дел од ореолот не е содржан во starsвезди, туку во не-светлечка (скриена) материја, која се состои или од тела со средна маса помеѓу масите на starsвездите и планетите, или од елементарни честички, чиешто постоење теоретичарите предвидуваат, но кои допрва треба да се откријат ... Проблемот со природата на оваа супстанција - латентна маса - сега го зафаќа умот на многу научници, а неговото решение може да обезбеди клуч за природата на материјата во Универзумот во целина.

Галаксии со активни јадра

Сите, освен најмалите галаксии, имаат светла централна страна наречена јадро. Во нормални галаксии како нашата, посветлото јадро се должи на високата концентрација на везди. Но, сепак, вкупниот број на starsвезди во јадрото е само неколку проценти од нивниот вкупен број во галаксијата.

Постојат галаксии со особено светли јадра. Покрај тоа, во овие јадра, покрај starsвездите, во центарот има светли извори слични на starвезди и блескав гас кој се движи со огромна брзина - илјадници километри во секунда. Галаксиите со активни јадра беа откриени од американскиот астроном Карл Сејферт во 1943 година, а подоцна и наречени Сејферт галаксии. Сега се познати илјадници слични предмети. Галаксиите Сејферт (или едноставно Сејфертс) се гигантски

Активна галаксија Кентаурус А, во центарот врти мешавина од млади јата на сини starвезди, огромни светлечки облаци со гасови и прошарани темни ленти од прашина.

Уметничко прикажување на авиони околу масивна црна дупка со диск за акреција. Авионите се млазници од материја.

спирални starвездени системи. Меѓу нив, процентот на вкрстени спирали е зголемен; галаксии со шипка (СБ). Сејфертовите се поверојатно од нормалните галаксии да формираат парови или групи, но избегнуваат големи јата. Сејферт открил 12 галаксии со активни јадра, но 15 години тие практично не биле проучувани. Во 1958 година, советскиот астрофизичар Виктор Амазаспович Амбарцумијан го привлече вниманието на астрономијата.

Формите на манифестација на активноста на јадрата не се исти во различни галаксии. Ова може да биде многу голема моќ на зрачење во оптичкиот, рендгенскиот или инфрацрвениот регион на спектарот, и се менува забележително во текот на неколку години, месеци или денови. Во некои случаи, се забележува многу брзо движење на гасот во јадрото - со брзина од илјадници километри во секунда. Понекогаш гасот формира долги директни емисии. Во некои галаксии, јадрата се извори на високо-енергетски елементарни честички. Овие струи на честички често ја напуштаат галаксијата засекогаш во форма на радио -емисии, или радио -авиони. Активните јадра од било кој тип се карактеризираат со многу висока осветленост во целиот опсег на електромагнетниот спектар. Моќта на зрачење на галаксиите Сејферт понекогаш достигнува 10 35 W, што не е многу инфериорно во однос на светлината на целата наша галаксија. Но, оваа огромна енергија се ослободува во област со дијаметар од околу 1 компјутер - помалку од растојанието од Сонцето до најблиската starвезда! Моќта на емисија на светлина (оптичка осветленост) е многу помала. Најголемиот дел од енергијата обично се емитува во инфрацрвениот опсег.

Кој е изворот на енергија за таква насилна активност? Каков „реактор“ со помалку од 1 компјутер произведува толку многу енергија? Сеуште никој не го знае конечниот одговор, но како резултат на долгогодишната работа на теоретичарите и набудувачите, развиени се неколку најверојатни модели. Првата хипотеза беше изнесена дека има густо масивно јато млади starsвезди во центарот на галаксијата. Во такво јато често треба да се случуваат експлозии на супернова. Овие експлозии можат да ги објаснат и набудуваните исфрлања на материјата од јадрата и варијабилноста на зрачењето. Вториот модел беше предложен кон крајот на 60 -тите години. делумно по аналогија со тогаш само откриените пулсари. Според оваа верзија, супермасивен објект сличен на starвезда со моќен магнетно поле- таканаречен магнетоид. Третиот модел е поврзан со таков мистериозен објект како црна дупка. Се претпоставува дека постои црна дупка со маса од десетици или стотици милиони сончеви маси во центарот на галаксијата. Како резултат на собирање (паѓање) на материја на црна дупка, се ослободува огромна количина енергија. Кога паѓа во гравитационото поле на црна дупка, материјата се забрзува до брзини блиску до брзината на светлината. Потоа при судир гасни масиво близина на црната дупка, енергијата на движење се претвора во зрачење на електромагнетни бранови.

Спектралните набудувања со вселенскиот телескоп Хабл и големите телескопи на земја потврдија присуство на големи маси на не-светлечка материја во јадрата на голем број галаксии. Ова е во добра согласност со претпоставката дека масивните црни дупки се одговорни за нуклеарната активност. Значителен дел од галаксиите може да имаат црни дупки со тежина од повеќе од милион сончеви маси. Постојат набудувачки докази за постоење на црни дупки во јадрата на нашата Галаксија и маглината Андромеда. Но, бидејќи нивната маса е релативно мала, активноста на јадрата е слаба.

Интеракција на галаксии

Во средината на 20 век, големите телескопи им овозможија на астрономите да ги проучат позициите и облиците на десетици илјади слаби галаксии. Внимание привлече фактот дека некои од галаксиите (5-10%) имаат многу чуден, искривен изглед, така што понекогаш е тешко да се припишат на некој морфолошки тип. Некои од нив изгледаат многу асиметрично, како да се тркалаат. Понекогаш две галаксии се опкружени со заедничка прозрачна elвездена магла или се поврзани со stвезден или гасен мост. И во некои случаи, тие се оддалечуваат од галаксиите долги опашкисе протега стотици илјади светлосни години во меѓугалактичкиот простор. Некои системи се разликуваат по природата на внатрешните движења на меѓуelвездениот гас, кои не се сведени на едноставна циркулација на материјата околу центарот. Ваквите некружни движења не можат да траат долго; тие мора да се распаднат во една или две вртежи на дискот. Ова значи дека тие се појавија релативно неодамна. Можеби набудуваме млади, с not уште не формирани галаксии? Не, анализата на составот на starвездите покажа дека тие се стари како и повеќето други.

Најчесто, овие необични starвездени системи се членови на парови или блиски групи, а тоа сугерира дека сите овие карактеристики се резултат на влијанието на галаксиите една врз друга. Познатиот советски астроном Борис Александрович Воронцов-Веelyаминов, кој беше првиот што започна со проучување на таквите објекти, им го даде името „меѓусебно поврзани галаксии“. Тој опиша и каталогизира илјадници интерактивни системи, вклучувајќи ги и најретките во структурата и формата.

Истражувањето на Арп 230 покажа дека спиралната галаксија со осамен изглед е всушност резултат на неодамнешниот судир на две спирални галаксии.

Се чини дека Кентаур А е производ на судир на две галаксии, чии остатоци продолжуваат да ги голта црната дупка.

галаксии чиј необичен изглед с still уште ги збунува астрономите. Статистичките студии доведоа до заклучок дека повеќето галаксии што се во интеракција не се случајни скитници во Универзумот, туку роднини поврзани со заедничко потекло. Во нивното движење, тие или се приближуваат или се оддалечуваат едни од други. Гравитациски полињаблиските starвездени системи создаваат приливни сили доволни да ја нарушат формата на галаксиите ИЛИ да ја променат нивната внатрешна структура. Тешко е да се опише овој процес теоретски. Изградбата на компјутерски модели одигра многу важна улога во неговото истражување. Тие процеси, кои во природата траат стотици милиони години, се расплетуваат на екранот буквално пред нашите очи. Кога stвездените системи се приближуваат еден до друг, нивната форма е искривена, се појавуваат моќни спирални гранки и се раѓаат мостови помеѓу галаксиите. Подоцна, кога галаксиите почнуваат да се оддалечуваат една од друга, долги опашки од гас и starsвезди се исфрлаат од едната или од двете. Силната интеракција доведува до неповратни промени во големината, обликот, па дури и морфолошкиот тип на галаксии.

Природата на интеракцијата зависи од многу фактори. На пример, зависи од тоа дали една галаксија има elвезден диск, колку меѓуerstвезден гас има во неа, колку соседна галаксија approaches приоѓа, во која насока и со која брзина се движи, како е ориентирана нејзината орбита. Затоа, формите на системи за интеракција се толку разновидни. Но, може да се направи едно општо предвидување: ако галаксиите случајно не се сретнаа во вселената, туку формираа систем, тогаш нивната интеракција треба порано или подоцна да доведе до близок пристап и последователно спојување. Овој процес може да потрае повеќе од милијарда години. Ваквите системи за спојување навистина се пронајдени меѓу познатите галаксии. Тие содржат двојни, поретко повеќе јадра, лесни млазници од материја еднаш исфрлени во меѓугалактичкиот простор или невообичаено проширени stвездени „круни“.

Интеракцијата игра многу важна улога во еволуцијата на elвездените системи. Многу галаксии требаше да доживеат силна интеракција, кулминирајќи со спојување, во далечното минато. Сега нивниот изглед може да биде сосема нормален, и само специјални студии овозможуваат да се сомневаат во турбулентните процеси што некогаш ги доживеале. Значи, најблиската радио галаксија Кентаурус А се смета за резултат на спојување на елипсовиден систем со систем на дискови, чиј меѓуelвезден гас формираше џиновски диск и прашина. Се наоѓа на работ од нас и затоа е видлив на фотографиите како темна лента што ја преминува галаксијата. Може да се претпостави дека пред милијарди години, интеракцијата и спојувањето на галаксиите се случуваше многу почесто - на крајот на краиштата, многу галаксии веќе се споија во унифицирани системи. Навистина, набудувањата на далечни и слаби галаксии извршени на вселенскиот телескоп Хабл, светлината од која леташе кон нас милијарди години, покажаа дека меѓу нив е зголемен процентот на искривени системи што комуницираат.

Интеракцијата на галаксиите не е ограничена само на едноставни промени во нивната структура или тип. Влијанието на дури релативно далечните галаксии едни врз други честопати доведува до излив на формирање на starвезди во едната или двете. Плимната интеракција на галаксиите придонесува за формирање масивни облаци гас. Покрај тоа, релативните брзини на облаците се зголемуваат и тие почесто се судираат едни со други. Токму овие процеси во голема мера го одредуваат интензитетот на раѓањето на вездите. Конечно, меѓу галаксиите во интеракција, има доста системи со активни јадра. Според современите концепти, активноста на јадрото бара масивен компактен објект во центарот на галаксијата и гас што слободно може да падне врз него.