Phân loại các thiên hà cho các hình thức và sự xuất hiện của họ. Các thiên hà là gì

Trong thiên văn học hiện đại, được sử dụng rộng rãi nhất việc phân loại các thiên hà đầu tiên được đề xuất bởi Edwin Powell Hubble vào năm 1926, và sau đó bị giam cầm, và sau đó Gerarr Deobuler và Alan Sendidhem.

Phân loại này dựa trên hình thức của các thiên hà nổi tiếng. Theo cô, tất cả các thiên hà được chia thành 5 loại chính:

Elip (e);

Xoắn ốc;

Thiên hà xoắn ốc với một jumper - thanh (sb);

Không chính xác (IRR);

Các thiên hà quá buồn tẻ để chúng có thể được phân loại, hubble xác định biểu tượng Q.

Ngoài ra, trong ký hiệu của các thiên hà trong phân loại này, các số liệu được sử dụng, cho biết galaxy elip và các chữ cái - để cho biết cách chặt chẽ các thiên hà xoắn ốc liền kề với kernel.

Về mặt đồ họa, phân loại này được biểu diễn dưới dạng một chuỗi được gọi là trình tự Hubble (hoặc Camerton Hubble do sự tương đồng của sơ đồ với công cụ này).

Galaxies elip (loại e) số tiền tới 13% toàn bộ thiên hà. Chúng trông giống như một vòng tròn hoặc hình elip, độ sáng nhanh chóng giảm từ trung tâm đến ngoại vi. Ở dạng thiên hà elip rất đa dạng: chúng giống như bóng và máy bay chiến đấu. Về vấn đề này, chúng được chia thành 8 lớp con - từ E0 (hình quả bóng, không nén) đến E7 (nén lớn nhất).

Galaxies elip là cấu trúc đơn giản nhất. Chúng bao gồm chủ yếu là những người khổng lồ đỏ và vàng già, sao lùn đỏ, vàng và trắng. Họ không có vật chất bụi. Sự hình thành các ngôi sao trong các thiên hà thuộc loại này chưa có vài tỷ năm. Hầu như không có khí lạnh và bụi vũ trụ. Xoay chỉ được phát hiện trong nén nhiều nhất từ \u200b\u200bcác thiên hà elip.

Thiên hà xoắn ốc.- Loại nhiều nhất: Chúng tạo thành khoảng 50% tất cả các thiên hà quan sát. Hầu hết các ngôi sao của Galaxy xoắn ốc nằm trong Đĩa Galactic. Một mô hình xoắn ốc là đáng chú ý trên một đĩa thiên hà từ hai hoặc nhiều nhánh xoắn hoặc tay áo rời khỏi trung tâm của thiên hà.

Có hai loại xoắn ốc. Ở loại đầu tiên, được chỉ định bởi SA hoặc S, các nhánh xoắn ốc đến trực tiếp từ con dấu trung tâm. Trong lần thứ hai, họ bắt đầu ở cuối giáo dục hình thuôn, ở trung tâm có một con dấu hình bầu dục. Có vẻ như hai nhánh xoắn ốc được kết nối bởi một người nhảy, đó là lý do tại sao các thiên hà như vậy được gọi là xoắn ốc chéo; Chúng được chỉ định bởi biểu tượng SB.

Các thiên hà xoắn ốc khác nhau về mức độ phát triển cấu trúc xoắn ốc của chúng, trong phân loại được ghi nhận bằng cách thêm vào các ký hiệu S (hoặc SA) và các chữ cái sb a, b, p.

Tay áo của các thiên hà xoắn ốc có màu hơi xanh, vì có nhiều ngôi sao khổng lồ trẻ trong đó. Tất cả các thiên hà xoắn ốc xoay với tốc độ đáng kể, vì vậy các ngôi sao, bụi và khí tập trung trong chúng trong một đĩa hẹp (các ngôi sao của "dân số I"). Sự quay vòng trong đa số áp đảo xảy ra đối với các nhánh xoắn ốc.

Mỗi thiên hà xoắn ốc có sự ngưng tụ trung tâm. Màu sắc của các thiên hà xoắn ốc dày - màu vàng đỏ, chỉ ra rằng chúng bao gồm chủ yếu là các ngôi sao của các lớp phổ G, K và M (nghĩa là nhỏ nhất và lạnh).

Sự phong phú của các đám mây khí và bụi và sự hiện diện của những người khổng lồ màu xanh tươi sáng của các lớp quang phổ O và B chỉ ra các quá trình hoạt động của các ngôi sao xảy ra trong tay áo xoắn ốc của các thiên hà này.

Ổ đĩa của các thiên hà xoắn ốc được vận chuyển đến một đám mây sao yếu hiếm hoi của những ngôi sao - Halo. Galo bao gồm những ngôi sao trẻ "Dân số II" hình thành nhiều quả bóng.

Trong một số thiên hà, phần trung tâm có hình dạng hình cầu và phát sáng rực rỡ. Phần này được gọi là Balja (từ tiếng Anh. Bulge - Dày, đầy hơi). Balja bao gồm những ngôi sao cũ "Dân số II" và, thường, hố đen siêu lớn ở trung tâm. Trong các thiên hà khác ở phần trung tâm, có một "ngôi sao jumper" - bar.

Các thiên hà xoắn ốc nổi tiếng nhất là Milky Way Galaxy và Tinh vân Andromeda của chúng tôi.

Galaxy Lenzoid. (Loại S0) là một loại trung gian giữa các thiên hà xoắn ốc và hình elip. Trong thiên hà của loại này, ngưng tụ trung tâm sáng (BALJ) được nén mạnh và tương tự như ống kính, và không có cành cây hoặc dấu vết rất kém.

Có những thiên hà Lenzide từ những ngôi sao già-đại gia, vì vậy màu sắc là màu đỏ. Hai phần ba thiên hà Lenzoid, như hình elip, không chứa khí, trong một phần ba hàm lượng khí cũng giống như trong các thiên hà xoắn ốc. Do đó, các quy trình hình thành sao rất tốc độ chậm. Bụi trong các thiên hà Lenzide tập trung gần kernel thiên hà. Khoảng 10% các thiên hà nổi tiếng có liên quan đến các thiên hà Lenzoid.

Cho thiên hà không chính xác hoặc không đều (IR) Đặc trưng hóa không chính xác, gõ cửa. Các thiên hà không phù hợp được đặc trưng bởi sự vắng mặt của các con dấu trung tâm và cấu trúc đối xứng, cũng như độ sáng thấp. Các thiên hà như vậy chứa rất nhiều khí (chủ yếu là hydro trung tính) - lên tới 50% trong số chúng tổng khối lượng.. Khoảng 25% của tất cả các hệ thống ngôi sao thuộc về loại này.

Các thiên hà không đúng cách được chia thành 2 nhóm lớn. Người đầu tiên trong số này, được ký hiệu là IRR I, bao gồm các thiên hà có gợi ý về một cấu trúc nhất định. Sự phân chia IRR Tôi không phải là cuối cùng: Vì vậy, nếu có sự pha trộn của tay áo xoắn ốc được tìm thấy trong thiên hà được nghiên cứu (đặc trưng của các thiên hà loại s), thiên hà có được SM hoặc SBM chỉ định (có một bộ nhảy trong cấu trúc của nó); nếu hiện tượng tương tự Không được quan sát - iM chỉ định.

Nhóm thứ hai của Galaxies không chính xác (IRR II) bao gồm tất cả các thiên hà khác với cấu trúc hỗn loạn.

Ngoài ra còn có một nhóm thứ ba của các thiên hà không chính xác - Dwarf, được ký hiệu là di hoặc dirrs. Người ta tin rằng các thiên hà lùn giống tương tự như các thành tạo thiên hà sớm nhất tồn tại trong vũ trụ. Một số trong số họ là những thiên hà xoắn ốc nhỏ bị phá hủy bởi các lực lượng thủy triều của những người bạn đồng hành khổng lồ hơn.

Đại diện đặc trưng của các thiên hà như vậy là những đám mây lớn và nhỏ magtels. Trước đây, người ta tin rằng những đám mây lớn và nhỏ thuộc về các thiên hà sai. Tuy nhiên, sau đó đã phát hiện ra rằng họ có cấu trúc xoắn ốc với một quán bar. Do đó, những thiên hà này đã được rút lại trong SBM, loại thiên hà xoắn ốc thứ tư với một quán bar.

Các thiên hà sở hữu những đặc điểm hoặc các tính năng cá nhân khác không cho phép họ đưa họ đến một trong những lớp được liệt kê ở trên được gọi là pekular..

Một ví dụ về một thiên hà đặc biệt - vô tuyến không hoạt động của Centaurus A (NGC 5128).

Phân loại Hubble là trên khoảnh khắc này Phổ biến nhất, nhưng không phải là người duy nhất. Đặc biệt, hệ thống DevOkoloir được sử dụng rộng rãi, đó là phiên bản nâng cao và tái chế hơn của phân loại Hubble và một hệ thống giật trong đó các thiên hà được nhóm tùy thuộc vào phổ, hình thức và mức độ tập trung đến trung tâm.

Galaxies, "Nebulae Extragalactic" hoặc "Đảo Đảo" - đây là những hệ thống ngôi sao khổng lồ có chứa khí và bụi giữa các vì sao. Hệ mặt trời bước vào Galaxy của chúng tôi - Dải Ngân hà. Tất cả các không gian bên ngoài để các giới hạn trong đó các kính thiên văn mạnh mẽ nhất có thể xâm nhập, chứa đầy các thiên hà. Các nhà thiên văn học là của họ ít nhất một tỷ. Galaxy gần nhất là từ Mỹ ở khoảng cách khoảng 1 triệu St. năm (10 19 km), và đến những thiên hà xa nhất được đăng ký bởi kính thiên văn - hàng tỷ năm ánh sáng. Nghiên cứu về các thiên hà là một trong những nhiệm vụ đầy tham vọng nhất của thiên văn học.

Tài liệu tham khảo lịch sử. Những thiên hà bên ngoài sáng nhất và sắp tới - Magellanovy có thể nhìn thấy bằng mắt thường ở phía nam bán cầu trên bầu trời và được những người Ả Rập biết đến vào thế kỷ thứ 11, cũng như thiên hà rực rỡ nhất của bán cầu bắc - một tinh vân lớn ở Andromed . Với sự giới thiệu về tinh vân này vào năm 1612 với sự giúp đỡ của kính viễn vọng, nhà thiên văn học Đức S.Marius (1570-1624) đã bắt đầu một nghiên cứu khoa học về các thiên hà, tinh vân và cụm sao. Nhiều tinh vân được phát hiện bởi các nhà thiên văn học khác nhau trong thế kỷ 17 và 18; Sau đó, họ được coi là những đám mây khí phát sáng.

Ý tưởng về các hệ thống ngôi sao cho giới hạn của thiên hà lần đầu tiên được thảo luận bởi các nhà triết học và thiên văn học 18 W .: E.Sedenborg (1688-1772) tại Thụy Điển, Tryt (1711-1786) ở Anh, I. Kant (1724-1804) ở Phổ và .lubert (1728-1777) ở Alsace và V.German (1738-1822) ở Anh. Tuy nhiên, chỉ trong quý đầu tiên của thế kỷ 20. Sự tồn tại của "vũ trụ đảo" được chứng minh một cách dứt khoát chủ yếu nhờ các tác phẩm của các nhà thiên văn học Mỹ của Järtis (1872-1942) và E.Habbla (1889-1953). Họ đã chứng minh rằng các khoảng cách lên đến sáng nhất, và do đó "tinh việt trắng" gần nhất vượt quá kích thước của thiên hà của chúng ta. Trong khoảng thời gian từ 1924 đến 1936, Hubble nhắc biên giới nghiên cứu các thiên hà từ các hệ thống gần nhất đến giới hạn khả năng của kính viễn vọng 2,5 mét của Đài thiên văn núi Wilson, I.E. lên đến vài trăm triệu năm ánh sáng.

Năm 1929, Habble đã mở mối quan hệ giữa khoảng cách đến thiên hà và tốc độ chuyển động của nó. Sự phụ thuộc này, luật của Hubble, trở thành cơ sở quan sát của vũ trụ học hiện đại. Sau khi kết thúc Thế chiến II, một nghiên cứu tích cực về các thiên hà bắt đầu với các kính thiên văn lớn mới với bộ khuếch đại ánh sáng điện tử, máy đo và máy tính tự động. Phát hiện phát xạ đài phát thanh của chúng tôi và các thiên hà khác đã cho cơ hội mới Để nghiên cứu vũ trụ và dẫn đến việc mở các tín đồ vô tuyến, quasar và các biểu hiện khác của hoạt động trong các hạt nhân của Galaxies. Các quan sát bên ngoài từ tên lửa địa vật lý và vệ tinh đã có thể phát hiện bức xạ tia X từ các lõi của các thiên hà tích cực và cụm thiên hà.

Quả sung. 1. Phân loại thiên hà hubble

Danh mục đầu tiên của "Nebulae" đã được xuất bản vào năm 1782 bởi Nhà thiên văn học Pháp S.Mamesa (1730-1817). Danh sách này rơi xuống như các cụm sao và tinh vân khí của các đối tượng Galaxy và Extragalactic của chúng tôi. Các phòng của các đối tượng trong danh mục Messier vẫn được sử dụng; Ví dụ, Messier 31 (m 31) là tinh vân Andromeda nổi tiếng, thiên hà chính gần nhất quan sát thấy trong chòm sao Andromeda.

Việc xem xét hệ thống của bầu trời, bắt đầu bởi V. Herchelem vào năm 1783, đã khiến anh ta phát hiện ra vài ngàn tinh vân ở bầu trời phía bắc. Công việc này được tiếp tục bởi con trai J. Gerchelem (1792-1871), trong đó đã tiến hành các quan sát ở Nam bán cầu tại Cape hy vọng tốt (1834-1838) và được xuất bản năm 1864 Danh mục chung 5 nghìn tinh vân và cụm sao. Trong nửa sau của thế kỷ 19. Những đối tượng này đã được thêm một lần nữa, và Y.Renel (1852-1926) vào năm 1888 được xuất bản Danh mục chung mới (Danh mục chung mới - NGC), bao gồm 7814 đối tượng. Với ấn phẩm vào năm 1895 và 1908 của hai bổ sung Danh mục chỉ mục (IC) Số lượng tinh vân phát hiện và các cụm sao đã vượt quá 13 nghìn. Chỉ định về danh mục NGC và IC đã được chấp nhận chung. Do đó, tinh vân của Andromeda được ký hiệu là M 31 hoặc NGC 224. Một danh sách riêng biệt gồm 1249 thiên hà sáng hơn cường độ 13 sao, dựa trên đánh giá ảnh của bầu trời, lên tới H. Schepley và A.AIMS từ Harvard Đài thiên văn vào năm 1932.

Công việc này được mở rộng đáng kể đầu tiên (1964), thứ hai (1976) và các ấn phẩm thứ ba (1991) Danh mục refract của các thiên hà tươi sáng J. DeObuler với nhân viên. Các thư mục rộng lớn hơn, nhưng ít chi tiết hơn dựa trên việc xem các tấm khảo sát nhiếp ảnh của bầu trời đã được xuất bản vào những năm 1960 F. Tsvikki (1898-1974) tại Hoa Kỳ và B.A. Velontsov-Veljaminov (1904-1994) ở Liên Xô. Chúng chứa khoảng. 30 nghìn thiên hà theo đạo đức sao thứ 15. Một đánh giá tương tự về bầu trời phía nam đã được hoàn thành với sự trợ giúp của máy ảnh Schmidt 1 mét của Đài thiên văn Nam châu Âu ở Chile và Phòng Schmidt 1,2 mét của Anh tại Úc.

Galaxies yếu hơn cường độ 15 sao quá nhiều để biên dịch danh sách của họ. Năm 1967, kết quả tính toán các thiên hà tươi sáng hơn về cường độ ngôi sao thứ 19 (phía bắc của sự suy giảm của 20), được thực hiện bởi nhà thờ và K.Vitannen trên các tấm của chinh phục 50 cm của liếm Đài quan sát được công bố. Những thiên hà như vậy hóa ra là ok. 2 triệu, không đếm những người bị ẩn khỏi chúng ta một dải bụi rộng của dải ngân hà. Và vào năm 1936, Hubble trên Đài quan sát Mount Wilson đã tính toán số lượng thiên hà đến cường độ ngôi sao thứ 21 ở một số địa điểm nhỏ, được phân phối đều thông qua hình cầu thiên đường (phía bắc của sự suy giảm 30). Theo những dữ liệu này, hơn 20 triệu, các thiên hà của cường độ ngôi sao thứ 21 sáng nhất.

Phân loại. Có nhiều thiên hà có hình dạng, kích cỡ và độ sáng khác nhau; Một số trong số họ bị cô lập, nhưng hầu hết đều có hàng xóm hoặc các vệ tinh có ảnh hưởng hấp dẫn đối với chúng. Theo quy định, các thiên hà bình tĩnh, nhưng thường hoạt động. Năm 1925, Habble cung cấp một phân loại thiên hà dựa trên sự xuất hiện của họ. Sau đó, cô làm rõ hubble và thì thầm, rồi Sandage và cuối cùng là Singulaler. Tất cả các thiên hà trong đó được chia thành 4 loại: hình elip, dạng thấu kính, xoắn ốc và không chính xác.

Elip.(Vả) Các thiên hà có hình ảnh hình dạng của các hình elip mà không có ranh giới đột ngột và các bộ phận rõ ràng. Độ sáng của chúng tăng lên trung tâm. Đây là những Ellipsoids xoay bao gồm các ngôi sao cũ; Hình thức có thể nhìn thấy của chúng phụ thuộc vào hướng đến dầm của quan điểm của người quan sát. Khi quan sát xương sườn, tỷ lệ độ dài của trục ngắn và dài của hình elip đạt 5/10 (chỉ định E5.).

Quả sung. 2. Elliptic Galaxy ESO 325-G004

Lenzide.(Như l hoặc là S.0) Galaxies tương tự như hình elip, nhưng, ngoại trừ thành phần hình cầu, có một đĩa xích đạo xoay nhanh, đôi khi với các cấu trúc hình vòng như các vòng Saturn. Các thiên hà Lenzoid quan sát từ xương sườn trông được nén nhiều hơn elip: tỷ lệ trục của chúng đạt 2/10.

Quả sung. 2. Galaxy Spiredle (NGC 5866), thiên hà giống như ống kính trong chòm sao rồng.

Xoắn ốc.(S.) Các thiên hà cũng bao gồm hai thành phần - hình cầu và phẳng, nhưng với cấu trúc xoắn ốc được phát triển ít nhiều trong đĩa. Dọc theo trình tự các phân nhóm Sa., Sb., Sc., SD. (từ các xoắn ốc "sớm" đến tay áo xoắn ốc "muộn" trở nên dày hơn, khó khăn hơn và ít xoắn hơn và ngưng tụ trung tâm hoặc balja.) giảm. Trong các thiên hà xoắn ốc được quan sát từ xương sườn, tay áo xoắn ốc không nhìn thấy được, nhưng loại thiên hà có thể được lắp đặt trên độ sáng tương đối của BALZ và đĩa.

Quả sung. 2.Ví dụ về một thiên hà xoắn ốc, "Pinwheel" Galaxy (đối tượng danh sách Massa 101 hoặc NGC 5457)

Sai lầm(TÔI.) Galaxies là hai loại chính: Magellan loại, tức là. Loại mây Magtellane, tiếp tục chuỗi xoắn ốc từ Sm. trước Tôi.và loại không gellane TÔI.0, có dải bụi đen hỗn loạn trên một cấu trúc hình cầu hoặc đĩa như ống kính hoặc xoắn ốc trước đó.

Quả sung. 2.NGC 1427A, một ví dụ về Galaxy không chính xác.

Loại Như l và S. tan rã thành hai gia đình và hai loại tùy thuộc vào sự hiện diện hoặc vắng mặt đi qua trung tâm và giao nhau cấu trúc tuyến tính. (quán ba), cũng như một vòng đối xứng tập trung.

Quả sung. 2.Mô hình máy tính của Galaxy Milky Way.

Quả sung. 1. NGC 1300, một ví dụ về một thiên hà xoắn ốc với một jumper.

Quả sung. 1. Phân loại ba chiều của các thiên hà. Những loại chính: E, l, s, tôi Nằm tuần tự OT. Vả trước Tôi.Được; Gia đình gia đình A. và vượt qua B.Được; Lượt xem s. và Ở r. Sơ đồ tròn bên dưới - một mặt cắt ngang của cấu hình chính trong lĩnh vực các thiên hà xoắn ốc và ống kính.

Quả sung. 2. Gia đình chính và các loại xoắn ốc Trong phần cấu hình chính trong khu vực Sb..

Ngoài ra còn có các chương trình phân loại khác cho các thiên hà dựa trên các chi tiết hình thái mỏng hơn, nhưng vẫn không có phân loại khách quan dựa trên các tiện nghi trắc quang, động học và vô tuyến.

Kết cấu. Hai linh kiện kết cấu - Spheroid và đĩa - phản ánh sự khác biệt trong quần thể các thiên hà sao, được khai trương vào năm 1944 bởi Nhà thiên văn học Đức V. BAADE (1893-1960).

Dân số I.Hiện tại trong các thiên hà sai và trong tay áo xoắn ốc chứa những người khổng lồ màu xanh và những người siêu lớn của các lớp quang phổ O và B, những người siêu bỏ màu đỏ của các lớp K và M, cũng như khí và bụi giữa các khu vực sáng sủa của hydro ion hóa. Nó cũng có mặt và các ngôi sao khối lượng nhỏ của trình tự chính, có thể nhìn thấy gần mặt trời, nhưng không thể phân biệt được trong các thiên hà xa xôi.

Dân số II.Có mặt trong các thiên hà elip và ống kính, cũng như ở các khu vực trung tâm của các xoắn ốc và trong các cụm bóng, chứa những người khổng lồ đỏ từ lớp G5 đến K5, Subgigan và có lẽ là Subcarliki; Nó có tinh vân hành tinh và có sự bùng phát mới (Hình 3). Trong bộ lễ phục. 4 cho thấy sự kết nối giữa các lớp phổ (hoặc màu) sao và độ sáng của chúng trong các quần thể khác nhau.

Quả sung. 3. Dân số sao. Những bức ảnh của thiên hà xoắn ốc của Nebulae Andromeda cho thấy những người khổng lồ xanh và siêu hạt nhân của dân số tôi tập trung trong đĩa và phần trung tâm bao gồm các ngôi sao đỏ của dân số II. Các vệ tinh tinh vân Andromeda cũng có thể nhìn thấy: NGC 205 GALAXY ( xuống bên dưới) và m 32 ( ở phía trên bên trái). Những ngôi sao sáng nhất trong bức ảnh này thuộc về Galaxy của chúng tôi.

Quả sung. 4. Diagrang Herzshprung - Tàutrên đó mối quan hệ giữa lớp phổ (hoặc màu sắc) và độ sáng của các ngôi sao có thể nhìn thấy. của các loại khác nhau. I: Những ngôi sao trẻ của dân số I, điển hình của tay áo xoắn ốc. II: Dân số già tôi; III: Dân số cũ II, điển hình của các vũ trang và thiên hà elip.

Ban đầu ban đầu được tin rằng các thiên hà Elliptic chỉ chứa dân số II, và dân số sai I. Tuy nhiên, hóa ra thường là các thiên hà chứa một hỗn hợp của các quần thể hai sao theo tỷ lệ khác nhau. Một phân tích chi tiết về dân số chỉ có thể đối với một số thiên hà gần gũi, nhưng các phép đo màu sắc và phạm vi của các hệ thống xa cho thấy sự khác biệt giữa quần thể ngôi sao của họ có thể đáng kể hơn bad nghĩ.

Khoảng cách. Đo khoảng cách đến các thiên hà xa xôi dựa trên quy mô tuyệt đối của khoảng cách đến các ngôi sao của thiên hà của chúng ta. Nó được cài đặt trong một số phương pháp. Cơ bản nhất là phương pháp thị sai lượng giác, vận hành đến khoảng cách trong 300 giây. năm. Các phương pháp còn lại là gián tiếp và thống kê; Chúng dựa trên nghiên cứu về các động tác của riêng họ, vận tốc xuyên tâm, tỏa sáng, màu sắc và phổ của các ngôi sao. Dựa trên chúng xác định các giá trị tuyệt đối của các biến mới và các biến của loại rr lira và  Cepheva, trở thành chỉ số khoảng cách chính cho các thiên hà gần nhất nơi chúng có thể nhìn thấy. Các cụm bóng, các ngôi sao sáng nhất và tinh vân phát thải của các thiên hà này trở thành các chỉ số thứ cấp và có thể xác định khoảng cách cho các thiên hà xa hơn. Cuối cùng, đường kính và độ sáng của các thiên hà được sử dụng làm chỉ số đại học. Như một thước đo khoảng cách của nhà thiên văn học, sự khác biệt giữa cường độ sao có thể nhìn thấy của đối tượng thường được sử dụng m. và cường độ ngôi sao tuyệt đối của nó M. Được; Cường độ này ( m - M.) Gọi "mô-đun khoảng cách có thể nhìn thấy". Để tìm ra khoảng cách thực sự, nó phải được sửa chữa, có tính đến sự hấp thụ ánh sáng bằng bụi gián điệp. Trong trường hợp này, lỗi thường đạt 10-20%.

Phạm vi phi viện của khoảng cách theo thời gian để được sửa đổi, và do đó, các thông số khác của các thiên hà phụ thuộc vào khoảng cách cũng đang thay đổi. Trong tab. 1 cho thấy khoảng cách chính xác nhất đến các nhóm thiên hà gần nhất. Cho đến khi các thiên hà xa xôi xa hơn trên hàng tỷ năm ánh sáng, khoảng cách được ước tính ở độ chính xác dịch chuyển đỏ thấp ( xem bên dưới: Bản chất của sự dịch chuyển màu đỏ).

Độ sáng.Việc đo độ sáng bề ngoài của thiên hà mang lại sự sáng chói đầy đủ của các ngôi sao trên mỗi đơn vị diện tích. Sự thay đổi độ sáng bề mặt với khoảng cách từ trung tâm đặc trưng cho cấu trúc của thiên hà. Hệ thống elip, là đúng và đối xứng, được nghiên cứu nhiều hơn những người khác; Nói chung, chúng được mô tả bởi một định luật duy nhất của độ sáng (Hình 5, nhưng):

Quả sung. 5. Phân phối độ sáng trong các thiên hà. nhưng - Các thiên hà elip (được mô tả với logarit của độ sáng bề mặt tùy thuộc vào gốc của mức độ thứ tư từ bán kính giảm ( r / R. e) 1/4, trong đó Ở r - Khoảng cách từ trung tâm, và Ở r E là một bán kính hiệu quả, bên trong đó một nửa độ sáng đầy đủ của thiên hà được bao quanh); b. - Lenzoid Galaxy NGC 1553; trong - Ba thiên hà xoắn ốc bình thường (phần bên ngoài của mỗi dòng thẳngNhư được chỉ ra bởi sự phụ thuộc theo cấp số nhân của độ sáng từ khoảng cách).

Dữ liệu trên các hệ thống LEINZOID không đầy đủ. Hồ sơ độ sáng của họ (Hình 5, b.) Chúng khác với hồ sơ của các thiên hà elip và có ba khu vực chính: lõi, ống kính và vỏ. Các hệ thống này trông giống như trung gian giữa hình elip và xoắn ốc.

Các xoắn ốc rất đa dạng, cấu trúc phức tạp, và không có luật nào để phân phối độ sáng của họ. Tuy nhiên, có vẻ như gần các xoắn ốc đơn giản cách xa nhân, độ sáng bề mặt của đĩa lưu vào ngoại vi theo cấp số nhân. Các phép đo cho thấy độ sáng của tay áo xoắn ốc không quá cao, như dường như khi được xem bởi hình ảnh của các thiên hà. Tay áo thêm không quá 20% vào độ sáng của đĩa trong các tia màu xanh và ít hơn đáng kể màu đỏ. Sự đóng góp cho sự sáng chói của hói giảm từ Sa. đến SD. (Hình 5, trong).

Đo độ lớn có thể nhìn thấy của thiên hà m. và xác định mô-đun khoảng cách của nó ( m - M.), tính giá trị tuyệt đối M.. Tại các thiên hà tươi sáng nhất, không bao gồm quasars, M. 22, I.E. Độ sáng của họ cao gần 100 tỷ lần so với mặt trời. Và các thiên hà nhỏ nhất M. 10, tôi. Độ sáng là xấp xỉ. 10 6 Solar. Phân phối số lượng thiên hà bởi M., được gọi là "chức năng lumumosity", là một đặc điểm quan trọng của dân số thiên hà của vũ trụ, nhưng nhẹ nhàng xác định khó khăn.

Đối với các thiên hà được chọn vào một giá trị hiển thị trong giới hạn nhất định, chức năng của độ sáng của từng loại tách biệt với Vả trước Sc. Gần như Gaussian (hình chuông) với giá trị tuyệt đối trung bình trong các tia màu xanh M. m. \u003d 18,5 và phân tán  0,8 (Hình 6). Nhưng các thiên hà của các loại trễ từ SD. trước Tôi. Và lùn elip yếu hơn.

Trong mẫu đầy đủ của các thiên hà trong một khối dung lượng nhất định, ví dụ, trong một cụm, chức năng độ sáng đang phát triển với độ sáng giảm, tức là. Số lượng thiên hà lùn cao gấp nhiều lần so với số lượng khổng lồ

Quả sung. 6. Chức năng độ sáng của Galaxy. nhưng - Mẫu sáng hơn với một số giới hạn giá trị nhìn thấy; b. - Hoàn thành mẫu trong một khoảng không gian nhất định. Chú ý đến số lượng hệ thống lùn quá lớn với M. B.< -16.

Kích cỡ. Vì mật độ sao và độ sáng của các thiên hà dần rơi ra, câu hỏi về kích thước của chúng thực sự nằm trên khả năng của một kính thiên văn, trong khả năng làm nổi bật sự phát quang yếu của các khu vực bên ngoài của các thiên hà chống lại nền tảng của bầu trời đêm. Máy móc hiện đại Cho phép bạn đăng ký các khu vực của các thiên hà có độ sáng dưới 1% độ sáng của bầu trời; Nó thấp hơn khoảng một triệu lần so với độ sáng của các thiên hà hạt nhân. Theo isofote này (dòng cùng độ sáng), đường kính của các thiên hà là từ vài ngàn năm ánh sáng trong các hệ thống lùn đến hàng trăm ngàn - trong khổng lồ. Như một quy luật, đường kính của các thiên hà tương quan tốt với độ sáng tuyệt đối của chúng.

Lớp phổ và màu sắc.Quang phổ đầu tiên của thiên hà - Nebulae Andromeda, thu được trong đài quan sát Potsdam năm 1899 Yu.Shirner (1858-1913), giống với các dòng hấp thụ của nó. Nghiên cứu đại chúng về quang phổ của các thiên hà bắt đầu với việc tạo ra quang phổ nhanh "với sự phân tán thấp (200-400 / mm); Sau đó, việc sử dụng bộ khuếch đại độ sáng điện tử của hình ảnh khiến nó có thể tăng độ phân tán lên đến 20-100 / mm. Các quan sát của Morgan về Đài thiên văn Jerk cho thấy, mặc dù thành phần sao phức tạp của các thiên hà, phổ của họ thường gần với quang phổ của các ngôi sao của một lớp nhất định từ A. trước K., và có một mối tương quan đáng chú ý giữa quang phổ và kiểu hình thái của thiên hà. Như một quy luật, phổ lớp A. Có những thiên hà sai Tôi. Và xoắn ốc. Sm. và SD.. Lớp Spectra. A-f. trong xoắn ốc. SD. và Sc.. Chuyển từ Sc. đến Sb. kèm theo sự thay đổi phổ từ Như nhau đến F-g.và xoắn ốc. Sb. và Sa.Các hệ thống Lenzide và Elliptic có quang phổ G. và K.. Đúng, hóa ra sau đó là bức xạ của các thiên hà của lớp quang phổ A. Trên thực tế, bao gồm một hỗn hợp ánh sáng của những người khổng lồ của các lớp phổ B. và K..

Ngoài các dòng hấp thụ, nhiều thiên hà có thể nhìn thấy các dòng bức xạ, giống như tinh vân phát thải của dải ngân hà. Thông thường nó là một dòng hydro của loạt Balmer, ví dụ, h  trên  6563, xô nitơ ion hóa (n II) trên  6548 và 6583 và lưu huỳnh (S II) trên  6717 và 6731, oxy ion hóa (O II) trên  3726 và 3729 và hai lần oxy ion hóa (O III) trên  4959 và 5007. Cường độ của các đường phát thải thường tương quan với lượng sao khí và siêu ngai năn trong các đĩa: các dòng này bị thiếu hoặc rất yếu trong các thiên hà elip và ống kính, nhưng tăng cường từ xoắn ốc và sai - từ Sa. đến Tôi.. Ngoài ra, cường độ của các dòng phát xạ của các phần tử nặng hơn hydro (n, o, s) và, có thể, hàm lượng tương đối của các yếu tố này giảm từ hạt đến ngoại vi của các thiên hà đĩa. Trong một số thiên hà, dòng phát xạ ở hạt nhân mạnh bất thường. Năm 1943, K.Seefert đã mở một loại thiên hà đặc biệt với các dòng hydro rất rộng ở Nuclei, cho thấy hoạt động cao của chúng. Sự sáng chói của các hạt nhân này và phổ của chúng đang thay đổi theo thời gian. Nói chung, hạt nhân của các thiên hà Seyfert trông giống như quasar, mặc dù không quá mạnh.

Dọc theo trình tự hình thái của các thiên hà thay đổi chỉ báo tích phân của màu sắc của chúng ( B - V.), I E. Sự khác biệt giữa cường độ ngôi sao của thiên hà màu xanh lam B. và vàng Ở v tia. Màu trung bình của các loại thiên hà chính là:

Trong quy mô này, 0,0 tương ứng với màu trắng, 0,5 - vàng, 1.0 - đỏ.

Với trắc quang chi tiết, thông thường hóa ra màu thiên hà thay đổi từ kernel đến cạnh, cho thấy sự thay đổi trong thành phần sao. Hầu hết các thiên hà có màu xanh ở khu vực bên ngoài so với trong kernel; Trong các xoắn ốc, điều này được biểu hiện đáng chú ý hơn nhiều so với hình elip, bởi vì có nhiều ngôi sao màu xanh trẻ trong đĩa của họ. Các thiên hà không chính xác, thường không có hạt nhân, thường ở trung tâm màu xanh so với trên rìa.

Xoay và trọng lượng.Xoay của thiên hà xung quanh trục đi qua trung tâm dẫn đến sự thay đổi bước sóng của các dòng trong quang phổ của nó: các dòng từ các khu vực của các thiên hà tiếp cận đến chúng ta được chuyển sang phần màu tím của quang phổ, và từ Có thể tháo rời - màu đỏ (Hình 7). Theo công thức Doppler, sự thay đổi tương đối trong bước sóng của dòng là   / = Ở v Ở r / C.Ở đâu c. - Tốc độ ánh sáng, và Ở v Ở r - Tốc độ phóng xạ, I.E. Thành phần tốc độ nguồn dọc theo tia của tầm nhìn. Các giai đoạn xung quanh các trung tâm của các thiên hà chiếm hàng trăm triệu năm, và tốc độ di chuyển quỹ đạo của họ đạt 300 km / s. Thông thường, tốc độ xoay của đĩa đạt đến giá trị tối đa ( Ở v M.) Một số khoảng cách từ trung tâm ( Ở r M.), và sau đó giảm (Hình 8). Thiên hà của chúng tôi Ở v M. \u003d 230 km / s ở một khoảng cách Ở r M. \u003d 40 nghìn SV. năm từ trung tâm:

Quả sung. 7. Đường quang của thiên hàXoay xung quanh trục N., khi định hướng khe chụp quang phổ dọc theo trục ab.. Dòng từ cạnh rời của thiên hà ( b.) bị từ chối trong Bên đỏ (R), và từ cạnh tiếp cận ( a.) - Trong tia cực tím (UV).

Quả sung. 8. Đường cong xoay Galaxy. Tốc độ quay Ở v R đạt đến giá trị tối đa Ở v M ở khoảng cách xa Ở r M từ trung tâm của thiên hà, và sau đó từ từ giảm dần.

Các dòng hấp thụ và các đường phóng xạ trong quang phổ của các thiên hà có cùng dạng, do đó, các ngôi sao và khí trong đĩa được xoay ở cùng tốc độ theo một hướng. Khi vị trí của các dải bụi tối trong đĩa, có thể hiểu vùng Galaxy nào gần chúng ta hơn, chúng ta có thể tìm ra hướng xoắn của tay áo xoắn ốc: Trong tất cả các thiên hà được nghiên cứu, chúng bị tụt lại phía sau , IE, loại bỏ khỏi trung tâm, tay áo uốn cong sang một bên, xoay hướng phía sau.

Phân tích đường cong quay cho phép bạn xác định khối lượng thiên hà. Trong trường hợp đơn giản nhất, đã đánh đồng lực hấp dẫn đến sức mạnh ly tâm, chúng ta có được khối lượng thiên hà bên trong quỹ đạo của ngôi sao: M. = rv. Ở r 2 /G.Ở đâu G. - Trọng lực vĩnh viễn. Phân tích sự di chuyển của các ngôi sao ngoại vi cho phép bạn ước tính khối lượng đầy đủ. Galaxy của chúng tôi là ok. 210 11 khối lượng mặt trời, từ tinh vân của Andromeda 410 11, trong những đám mây lớn Magellan - 1510 9. Galaxies đĩa lớn tương ứng với độ sáng của chúng ( Như l), vì vậy thái độ M / L. Chúng gần giống với độ sáng trong tia xanh bằng nhau M / L. 5 trong đơn vị khối lượng và độ sáng của mặt trời.

Khối lượng của thiên hà hình cầu có thể được ước tính theo cùng một cách, lấy tốc độ chuyển động hỗn loạn của các ngôi sao trong thiên hà thay vì tốc độ xoay của đĩa (  Ở v), được đo bằng chiều rộng của các đường quang phổ và được gọi là phân tán tốc độ: M.  Ở r Ở v 2 /G.Ở đâu Ở r - Bán kính của thiên hà (định lý viria). Sự phân tán của các ngôi sao trong các thiên hà elip thường từ 50 đến 300 km / s, và khối lượng từ 10 9 khối lượng mặt trời ở các hệ thống lùn lên tới 10 12 trên Đại Tây Dương.

Phát xạ đài phát thanhDải Ngân hà đã mở cửa cho K.Yansky vào năm 1931. Radiocard đầu tiên của Dải Ngân hà được thành phố nhận vào năm 1945. Bức xạ này có phạm vi bước sóng rộng  hoặc tần số  \u003d c./ , từ một số megahertz (  100 m) đến hàng chục gigahertz (   1 cm), và được gọi là "liên tục". Một số quá trình vật lý chịu trách nhiệm về nó, điều quan trọng nhất trong số đó là bức xạ đồng bộ của các electron giữa các vì sao di chuyển gần như với tốc độ ánh sáng trong từ trường yếu đuối. Năm 1950, bức xạ liên tục trên sóng 1,9 m đã được tìm thấy cho R. Brun và K. Khazard (Jodrell-Bank, Anh) từ Tinh vân Andromeda, và sau đó từ nhiều thiên hà khác. Các thiên hà bình thường, giống như chúng ta hoặc M 31, là nguồn vô tuyến yếu. Họ phát ra trong Parasone vô tuyến hầu như không một phần triệu sức mạnh quang học. Nhưng một số thiên hà bất thường ở một số thiên hà bất thường mạnh hơn nhiều. Đối với các Radiogalaxies gần nhất, Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) và Perseus A (NGC 1275), thư viện vô tuyến là 10 -4 -4 -10 -3 từ quang. Và các đối tượng hiếm, chẳng hạn như Swan Radiogal Wax, là mối quan hệ gần với một. Chỉ một vài năm sau khi mở nguồn radio mạnh mẽ này, có thể tìm thấy một thiên hà yếu liên quan đến nó. Nhiều nguồn phát thanh yếu có thể được liên kết với các thiên hà xa, chưa được xác định bằng các vật thể quang học.

Bị ràng buộc bởi sự tương tác hấp dẫn. Số lượng sao và kích thước của các thiên hà có thể khác nhau. Theo quy định, các thiên hà chứa từ vài triệu đến một vài nghìn tỷ sao (1.000.000.000.000.000). Ngoài các ngôi sao thông thường và phương tiện truyền thông Interstellar, thiên hà cũng chứa nhiều tinh vân khác nhau. Kích thước của các thiên hà từ vài ngàn đến vài trăm ngàn năm ánh sáng. Và khoảng cách giữa các thiên hà đạt hàng triệu năm ánh sáng.

Khoảng 90% khối lượng thiên hà rơi vào thị phần của vật chất tối và năng lượng. Bản chất của các thành phần vô hình này vẫn chưa được nghiên cứu. Có bằng chứng rằng ở trung tâm của nhiều thiên hà là siêu nhân. Khoảng cách giữa các thiên hà thực tế không chứa các chất và có mật độ trung bình ít hơn một nguyên tử trên mét khối. Có lẽ, khoảng 100 tỷ thiên hà đang ở trong phần có thể nhìn thấy của vũ trụ.

Theo phân loại được đề xuất bởi nhà thiên văn học Edwin Hubble, vào năm 1925, có một số loại thiên hà:

• elip (e),
• giống như ống kính (S0),
• xoắn ốc thông thường,
• vượt qua xoắn ốc (sb),
• sai (IR).

Elip. Galaxies - một lớp các thiên hà với cấu trúc hình cầu rõ rệt rõ rệt và giảm độ sáng vào các cạnh. Chúng tương đối chậm xoay, vòng quay đáng chú ý chỉ được quan sát trong các thiên hà với sự nén đáng kể. Trong các thiên hà như vậy, không có chất bụi, trong các thiên hà đó có sẵn, có thể nhìn thấy như các sọc tối trên một nền tảng liên tục của Galaxy Stars. Do đó, các thiên hà elip bên ngoài khác nhau chủ yếu từ nhau trong một dòng - nén lớn hoặc nhỏ hơn.

Tỷ lệ các thiên hà elip trong tổng số thiên hà trong phần quan sát của vũ trụ là khoảng 25%.

Xoắn ốc. Các thiên hà được đặt tên vì vậy vì chúng có tay áo sáng trong đĩa, gần như logaritch đến mức mở rộng từ Balzha (dày gần như hình cầu ở trung tâm của thiên hà). Các thiên hà xoắn ốc có ngưng tụ trung tâm và một vài nhánh xoắn ốc, hoặc tay áo có màu hơi xanh, vì có rất nhiều ngôi sao trẻ khổng lồ trong đó. Những ngôi sao này kích thích ánh sáng của tinh vân khí khuếch tán rải rác cùng với những đám mây bụi dọc theo các nhánh xoắn ốc. Đĩa Galaxy xoắn ốc thường được bao quanh bởi một quầng cầu lớn (vòng sáng xung quanh vật thể; hiện tượng quang học) bao gồm các ngôi sao thế hệ thứ hai cũ. Tất cả các thiên hà xoắn ốc xoay với tốc độ đáng kể, vì vậy các ngôi sao, bụi và khí tập trung trong chúng trong một đĩa hẹp. Sự phong phú của các đám mây khí và bụi và sự hiện diện của những người khổng lồ màu xanh tươi sáng nói về các quy trình hoạt động của sự hình thành sao xảy ra trong tay áo xoắn ốc của các thiên hà này.

Nhiều thiên hà xoắn ốc có một cú nhảy ở trung tâm (quán bar), từ đầu trong đó tay áo xoắn ốc khởi hành. Galaxy của chúng tôi cũng liên quan đến các thiên hà xoắn ốc với một cú nhảy.

Giống như ống kính Galaxies là một loại trung gian giữa xoắn ốc và elip. Họ có một halje, hào quang và đĩa, nhưng không có tay áo xoắn ốc. Chúng là khoảng 20% \u200b\u200btrong số tất cả các hệ thống ngôi sao. Trong các thiên hà này, cơ thể chính tươi sáng là một ống kính, được bao quanh bởi một quầng sáng yếu. Đôi khi ống kính có một vòng xung quanh anh ta.

Sai lầm Các thiên hà là các thiên hà không phát hiện ra cấu trúc xoắn ốc hoặc hình elip. Thông thường, các thiên hà như vậy có hình dạng hỗn loạn mà không có hạt nhân rõ rệt và cành xoắn ốc. Tỷ lệ phần trăm chiếm một phần tư từ tất cả các thiên hà. Hầu hết các thiên hà không chính xác trong quá khứ là xoắn ốc hoặc hình elip, nhưng bị biến dạng bởi lực hấp dẫn.

Sự tiến hóa của Galaktik.

Sự hình thành các thiên hà nhìn thấy như một giai đoạn tiến hóa tự nhiên, xảy ra trong hành động lực hấp dẫn. Khi các nhà khoa học đề nghị, khoảng 14 tỷ năm trước, một vụ nổ lớn đã xảy ra, sau đó vũ trụ giống nhau ở khắp mọi nơi. Sau đó, các hạt bụi và khí bắt đầu được nhóm lại, thống nhất, phải đối mặt và do đó xuất hiện các bó, sau này biến thành thiên hà. Sự đa dạng của các hình thức của các thiên hà có liên quan đến một loạt các điều kiện ban đầu để hình thành các thiên hà. Sự tích lũy của hydro khí trong những cục máu đông như vậy đã trở thành những ngôi sao đầu tiên.

Từ lúc sinh ra, thiên hà bắt đầu co lại. Việc nén Galaxy kéo dài khoảng 3 tỷ năm. Trong thời gian này, có một sự biến đổi của đám mây khí trong hệ thống ngôi sao. Các ngôi sao được hình thành bằng cách nén trọng lực của các đám mây khí. Khi có mật độ và nhiệt độ đạt được ở trung tâm của các đám mây nén, đủ để phản ứng nhiệt hạch rò rỉ hiệu quả, ngôi sao được sinh ra. Trong độ sâu của những ngôi sao lớn, tổng hợp nhiệt hạch xảy ra yếu tố hóa học Helium nặng. Những yếu tố này rơi vào môi trường hydro-helium chính trong quá trình nổ của các ngôi sao hoặc với sự hết hạn bình tĩnh của chất với các ngôi sao. Các yếu tố nặng hơn sắt được hình thành trong quá trình nổ lớn của siêu tân tinh. Theo cách này, ngôi sao thế hệ đầu tiên Làm phong phú khí chính với các nguyên tố hóa học, helium nặng hơn. Những ngôi sao này là những người già và bao gồm hydro, heli và tạp chất rất nhỏ của các yếu tố nặng. TRONG sao thế hệ thứ hai Phụ gia của các yếu tố nặng là đáng chú ý hơn, vì chúng được hình thành từ khí chính đã được làm giàu với các yếu tố nặng.

Quá trình sinh ra của các ngôi sao đang được nén liên tục của thiên hà, do đó sự hình thành các ngôi sao xảy ra gần trung tâm của hệ thống, và gần trung tâm, càng lớn trong các ngôi sao của các yếu tố nặng. Kết luận này phù hợp với dữ liệu về nội dung của các yếu tố hóa học trong hàng ngũ của thiên hà thiên hà và elip của chúng ta. Trong Galaxy xoay, ngôi sao của hào quang trong tương lai được hình thành ở giai đoạn nén trước đó, khi vòng quay vẫn chưa ảnh hưởng đến dạng chung của thiên hà. Bằng chứng về kỷ nguyên này trong thiên hà của chúng ta là những cụm ngôi sao bóng.

Khi nén proglactic dừng lại, động năng của các ngôi sao đĩa được hình thành bằng với năng lượng tương tác hấp dẫn tập thể. Tại thời điểm này, các điều kiện được tạo ra để tạo thành một cấu trúc xoắn ốc, và sự ra đời của các ngôi sao đã xảy ra trong các nhánh xoắn ốc trong đó khí khá dày đặc. nó ngôi sao của thế hệ thứ ba. Những thứ này áp dụng cho chúng tôi.

Các khu bảo tồn khí đốt đói dần dần cạn kiệt, sự ra đời của các ngôi sao trở nên ít dữ dội hơn. Vài tỷ năm, khi tất cả các khu bảo tồn khí cạn kiệt, thiên hà xoắn ốc sẽ biến thành hình đơn Lenzo, bao gồm những ngôi sao đỏ yếu. Các thiên hà elip đã ở giai đoạn này: toàn bộ khí trong đó được dành 10-15 tỷ năm trước.

Thời đại của các thiên hà là khoảng thời gian của vũ trụ. Một trong những bí mật của thiên văn học vẫn là kernel thiên hà. Cao một khám phá quan trọng Đó là thực tế là một số hạt nhân của Galaxies đang hoạt động. Khám phá này là bất ngờ. Người ta đã từng tin rằng Galaxy Core không nhiều hơn sự tích lũy hàng trăm triệu sao. Hóa ra sự phát xạ quang học và vô tuyến của một số hạt nhân thiên hà có thể thay đổi trong vài tháng. Điều này có nghĩa là trong một thời gian ngắn, một lượng năng lượng khổng lồ được giải phóng từ hạt nhân, cao gấp trăm lần so với đó, được phát hành trong quá trình bùng phát siêu tân tinh. Những hạt nhân như vậy được gọi là "hoạt động" và các quá trình xảy ra trong đó, "hoạt động".

Năm 1963, các đối tượng của một loại mới được phát hiện để các cuộc tấn công của thiên hà của chúng ta. Những đối tượng này có một diện mạo giống như ngôi sao. Theo thời gian, họ phát hiện ra rằng độ sáng của chúng trong nhiều chục lần vượt quá độ sáng của các thiên hà! Điều tuyệt vời nhất là sự sáng của chúng thay đổi. Sức mạnh của bức xạ của chúng lớn hơn hàng ngàn lần so với sức mạnh phóng xạ của các lõi hoạt động. Những đối tượng này được gọi. Bây giờ người ta tin rằng hạt nhân của một số thiên hà là quasars.

Phân loại bởi hubble.

Có ba loại thiên hà chính: hình elip, xoắn ốc và không đều (không chính xác). Hai, trong ba loại này, được chia và chia thành các hệ thống và phân loại chung Bây giờ được gọi là Camerton Hubble. Khi Hubble lần đầu tiên tạo ra chương trình này, ông tin rằng đây là một trình tự tiến hóa, cũng như phân loại của họ.

Tuy nhiên, ngày nay, các nhà khoa học tuân thủ các phân loại hình thái sau đây, chi tiết phản ánh trong bảng

Phân loại hiện đại của các thiên hà theo kính thiên văn hồng ngoại Herschel và Spitzer.

Trên sơ đồ này 61 Đóng đối tượng bắn bằng kính thiên văn không gian Herschel và Spitzer. Chúng nằm khoảng 10 - 100 triệu năm ánh sáng từ Trái đất và được chụp ảnh như một phần của các chương trình nghiên cứu.

Trong những hình ảnh của các thiên hà thay vì các ngôi sao, bụi vây quanh sao có thể nhìn thấy, nóng lên với những ngôi sao trẻ nóng bỏng, chỉ có thể nhìn thấy bằng kính viễn vọng hồng ngoại, chẳng hạn như Herschel và Spitzer.

Mỗi hình ảnh riêng biệt là ba màu và cho thấy bụi ấm ( màu xanh), Được phát hiện bởi Spitzer ở bước sóng 24 μm và một bụi làm mát loại bỏ Herscheme trong phạm vi 100 micron (màu xanh lá cây) và 250 micron (màu đỏ).

Elip - có dạng hình cầu hoặc một quả cầu kéo dài. Trên bầu trời, nơi chúng ta chỉ có thể nhìn thấy hai trong ba chiều, những hòn đảo hình bầu dục này và có dạng đĩa. Độ sáng bề mặt của chúng giảm, về phía trung tâm. Số càng lớn trong việc phân loại các thiên hà elip, hình thức của hình elip họ có càng lớn. Vì vậy, ví dụ, theo phân loại, E0 là vòng lý tưởng, và E7 dưới dạng hình bầu dục. Thang đo hình elip thay đổi từ e0 đến e7.

Xoắn ốc.

Xoắn ốc bao gồm ba thành phần chính: Balje, đĩa và hào quang. Baldh (Bulge) nằm ở trung tâm của thiên hà. Nó chứa, chủ yếu là những ngôi sao cũ. Đĩa bao gồm bụi, khí và các ngôi sao trẻ. Đĩa tạo thành một số cấu trúc. Mặt trời của chúng ta, ví dụ, là trong bàn tay của Orion. Galo - các cấu trúc miễn phí, hình cầu nằm quanh Balzha. Galo chứa các cụm strellar cũ, được gọi là cụm bóng.

Loại S0.

S0 là một loại trung gian giữa E7 và SPIRAL SA. Chúng khác với hình elip, vì chúng có phình và một đĩa mỏng, nhưng khác với SA, vì chúng không có cấu trúc xoắn ốc. S0 Galaxies còn được gọi là Lenticular.

Sai lầm

Một loạt các thiên hà

Galaxies là các hệ thống ngôi sao lớn trong đó các ngôi sao được kết nối với nhau lực lượng của trọng lực. Có những thiên hà bao gồm hàng nghìn tỷ sao. Galaxy của chúng tôi - Dải Ngân hà cũng đủ lớn: nó có hơn 200 tỷ sao. Các thiên hà nhỏ nhất chứa các ngôi sao ít hơn một triệu lần và khá giống với các vũ trang nằm trong dải ngân hà, chỉ có kích thước nhiều hơn. Ngoài các ngôi sao thiên hà thông thường bao gồm khí đốt giữa các vì sao, bụi, cũng như các đối tượng "kỳ lạ" khác nhau: sao lùn trắng, sao neutron, lỗ đen. Khí đốt trong các thiên hà không chỉ nằm rải rác giữa các ngôi sao, mà còn tạo thành những đám mây lớn, tinh vân tươi sáng xung quanh những ngôi sao nóng, tinh vân bụi dày đặc và lạnh. Các hệ thống ngôi sao lớn có khối lượng hàng trăm tỷ khối lượng của Mặt trời. Các thiên hà nhỏ nhất "cân nặng" chỉ hơn 100 nghìn lần so với mặt trời. Do đó, khoảng thời gian khối lượng của các thiên hà rộng hơn nhiều so với các ngôi sao: nhiều "nặng" nhất và "ánh sáng" nhất khác nhau do trọng lượng dưới 1000 lần.

Quần đảo sao - Đa dạng của Galaktik

Sự xuất hiện và cấu trúc của các hệ thống sao rất khác nhau, và phù hợp với điều này được chia thành Các loại hình thái.

Magelane Mây gần nhất với chúng tôi và những thiên hà tươi sáng nhất trên bầu trời. Trong nghiên cứu về bầu trời, với sự trợ giúp của kính thiên văn hiện đại, một loạt các thiên hà được tìm thấy, tương tự như Magelane Mây. Nó được đặc trưng bởi một hình thức không chính xác, bị đánh sập. Trong các thiên hà như vậy, rất nhiều khí chứa tới 50% tổng khối lượng của chúng. Loại này được gọi là galaxies không chính xác Và cho biết IR (từ tiếng Anh. Không đều - "sai").

Thiên hà elip. Đó là thông lệ để biểu thị chữ E (từ tiếng Anh. Elip elip - "elip"), trong đó con số được thêm từ 0 đến 6, tương ứng với mức độ của hệ thống làm phẳng (E0 - "Ball" Galaxies, E6 - nhiều nhất "Linh hoạt"). Màu sắc của các thiên hà elip là màu đỏ, vì chúng bao gồm chủ yếu là những ngôi sao cũ. Hầu như không có khí lạnh trong các hệ thống như vậy, nhưng khối lượng lớn nhất trong số chúng chứa đầy nhiệt độ khí nóng rất hiếm hơn là hơn một triệu độ.

Thiên hà xoắn ốc. Một mô hình xoắn ốc từ hai hoặc nhiều hơn (tối đa mười) xoắn ở một bên của cành cây, hoặc tay áo đến từ trung tâm của thiên hà, đáng chú ý trên đĩa thiên hà. Đĩa được đắm chìm trong một đám mây hình cầu kỳ yếu của những ngôi sao - hào quang yếu xắn. Tính toán lại các thiên hà xoắn ốc của chữ S. Theo mức độ cấu trúc (phát triển) của các nhánh xoắn ốc và hình thức chung, chúng được chia thành các loại, được gọi là các loại hubble - bằng tên của nhà thiên văn học người Mỹ Edwina Hubble, người đã đề xuất Phân loại thiên hà. Các hệ thống với các nhánh xoắn ốc mịn, xoắn chặt chẽ đề cập đến loại SA. Trong đó, phần hình cầu trung tâm (balj) sáng và mở rộng, và tay áo mờ, mờ. Nếu xoắn ốc mạnh mẽ và rõ ràng hơn, và phần trung tâm ít nổi bật hơn, thì các thiên hà như vậy thuộc về loại SB. Các thiên hà có cấu trúc xoắn ốc được phát triển, hói có thể nhìn thấy yếu trên nền chung thuộc về loại SC.

Trong một số hệ thống xoắn ốc ở phần trung tâm, gần như là một cú nhảy sao thẳng - thanh.

Leo A là một confarfish Galaxy không chính xác - một trong những loại thiên hà nhiều nhất trong vũ trụ, có thể là khối xây dựng của các thiên hà lớn hơn.

NGC 205 là một trong những đại diện của gia đình các thiên hà elip lùn. NGC 205 là một trong những vệ tinh của Andromeda Galaxy.

Trong trường hợp này, nó được thêm vào chỉ định của họ sau chữ S (ví dụ SBC).
Thiên hà lenzoid. - Đây là một loại trung gian giữa xoắn ốc và elip. Họ có một halje, hào quang và đĩa, nhưng không có tay áo xoắn ốc. Những thiên hà như vậy biểu thị như vậy.

Gặp gỡ giữa các thiên hà và dwarcs.những người không phù hợp với phân loại hubble. Con đường cuộc sống của các hệ thống sao này không chắc là nó áp đặt dấu ấn trên các thuộc tính của các ngôi sao bên trong các thiên hà và các thuộc tính của các thiên hà nói chung. Việc mở các thiên hà lùn bắt đầu với những năm 30. Thế kỷ XX Trong những ngày đó, nhà thiên văn học Mỹ Harlou Shepley đã phát hiện ra hai cụm sao yếu, hầu như hầu như không đáng chú ý trong các chòm sao của nhà điêu khắc và lò nướng. Bản chất vẫn không rõ ràng cho đến khi khoảng cách được đo cho họ. Tích lũy yếu của các ngôi sao hóa ra là vật thể textagalactic, các hệ lùn độc lập mật độ rất thấp. Nó gây ra sự quan tâm đến các thiên hà yếu với độ sáng bề mặt thấp, và sau một thời gian đã có nhiều thiên hà lùn. Các thiên hà lùn biểu thị chữ D (từ lùn tiếng Anh - "Dwarf"). Chúng có thể được chia thành lùn elip elip de, lùn hình cầu DSPH (SPH - cắt từ tiếng Anh. Sphere - "Ball"), Dwarfish không chính xác Dir và Dwarf Blue Compact DBCG Galaxies (tại đây BCG - Blue Compact Galaxies).

Dwarf De khác với các thiên hà elip bình thường chủ yếu là kích thước và khối lượng. Đây thực sự là cùng một thiên hà elip, chỉ với số lượng sao nhỏ hơn. Chúng chủ yếu là những ngôi sao cũ của một khối nhỏ, chứa rất ít khí và bụi. Các thiên hà hình cầu lùn phần lớn giống với lùn elip, nhưng được giải cứu nhiều hơn. Chúng được hình thành bởi các ngôi sao hydro-helium cũ với hàm lượng rất thấp các nguyên tố hóa học nặng. Hoàn cảnh thứ hai áp đặt một dấu ấn về các tính chất vật lý của những ngôi sao này: chúng nóng hơn, xanh hơn và sự tiến hóa của chúng tiến hành hơi khác so với các ngôi sao với thành phần hóa học "mặt trời".

Các loại thiên hà lùn khác - Dir và DBCG là hệ thống không kích thước nhỏ, rất giàu khí. Sự khác biệt chính giữa họ là trong DBCG, thường có sự hình thành ngôi sao chuyên sâu và một số lượng lớn các ngôi sao lớn màu xanh lam được sinh ra. Nhờ điều này, các thiên hà trông sáng hơn, nhỏ gọn và sơn màu xanh lam. Các thiên hà có cành xoắn ốc được phát triển tốt trong số những người lùn không được tìm thấy. Nhiều khả năng tạo thành xoắn ốc, cần một đĩa sao lớn.

Ngoài ra còn có một lớp các hệ thống ngôi sao xoắn ốc lớn có độ sáng bề mặt nhỏ hơn nhiều so với bình thường. Bất thường trong chúng là mật độ thấp của đĩa sao. Chúng được gọi là thiên hà thiếu máu hoặc xoắn ốc có độ sáng thấp.

Các hệ thống con trong Galaxy (Balj, đĩa, Galo) tương tác trọng tâm với nhau, tạo thành một số nguyên duy nhất. Cho đến bây giờ, các thiên hà đang "hoàn thành" chính bạn từ bên trong, hình thành các ngôi sao và cụm ngôi sao. "Thực phẩm" cho việc này là khí. Các thiên hà elip đã dành từ lâu cung cấp khí đốt, và không có ngôi sao trẻ trong đó. Trong các thiên hà khác, nơi khí vẫn còn lại, các ngôi sao tiếp tục được sinh ra. Họ phát sinh trong các nhóm lớn - đội hình sao có những khu vực rộng lớn với kích thước lên đến vài ngàn năm ánh sáng. Những ngôi sao lớn nhất, nhanh chóng vượt qua nó con đường cuộc sống, nổ tung như siêu tân tinh. Vụ nổ siêu nhân gây ra sóng nén mạnh mẽ trong môi trường xung quanh xung quanh, và lần lượt này kích thích "dịch bệnh" của lưu trữ ở các khu vực lân cận của thiên hà.

Tình hình xã hội của người Viking của thiên hà phụ thuộc vào khối lượng của nó. Lớn, lớn bao quanh bởi một lượng lớn retinue từ các thiên hà nhỏ hơn. Các thiên hà nhỏ khi đi qua lớn, "Tribute trả tiền", cho chúng một phần hoặc đầy đủ vật liệu xây dựng của họ - khí. Nếu hai thiên hà diễn ra đủ gần nhau, các lĩnh vực hấp dẫn của họ tích cực ảnh hưởng đến sự di chuyển của các ngôi sao và khí đốt trong các hệ thống này. Do đó, sự xuất hiện của các thiên hà có thể trải qua những thay đổi đáng chú ý.

Thiên hà xoắn ốc.

Năm 1845, nhà thiên văn học tiếng Anh Lord Ross (William Parsons), với một chiếc kính viễn vọng với gương kim loại 180 centimet, đã tìm thấy cả một lớp "tinh việt xoắn ốc", ví dụ nổi bật nhất trong số đó là tinh vân trong chòm sao Pings Racing (M 51 theo danh mục S. Messier). Bản chất của những nebulae này chỉ được thành lập trong nửa đầu thế kỷ XX. Vào thời điểm đó, các nghiên cứu được thực hiện mạnh mẽ để xác định kích thước của thiên hà của chúng ta - dải ngân hà - và khoảng cách đến một số tinh vân, quản lý để phân hủy các ngôi sao. Các kết luận là mâu thuẫn như trong các ước tính khoảng cách đến tinh vân, và trong việc xác định quy mô. Mọi thứ rơi vào vị trí khi ở độ tuổi 20. Trong tinh vân xoắn ốc gần nhất, Cefeids đã được tìm thấy, nơi được phép ước tính khoảng cách với chúng. Ngay từ năm 1908, Nhà thiên văn học Harry Đài quan sát Henrietta Livitt phát hiện ra mối quan hệ giữa thời kỳ thay đổi độ bóng của các ngôi sao lớp Cefeide biến đổi và độ sáng của chúng. Nó làm cho nó có thể tìm hiểu độ sáng của ngôi sao trong độ lớn của giai đoạn - khoảng cách với nó, và do đó, đến hệ thống ngôi sao, nơi nó vào. Phương pháp này giúp xác định khoảng cách đến tinh vân của Andromeda trong 900 nghìn năm ánh sáng. Một đánh giá như vậy đã được đánh giá thấp. Do đó, bằng chứng mới nhất đã thu được rằng tinh vân xoắn ốc là hệ thống ngôi sao khổng lồ,

Một thiên hà xoắn ốc lớn lớn với một Jumper NGG 1300 nằm ở khoảng cách khoảng 70 triệu năm ánh sáng trong chòm sao Eridan. Kích thước NGC 1300 - Hơn 100 nghìn năm ánh sáng.

Galaxy xoắn ốc M66, thể hiện trong hình, có kích thước của 100 nghìn năm ánh sáng và nằm ở khoảng cách 35 triệu năm ánh sáng từ mặt trời. Đây là thiên hà vĩ đại nhất trong bộ ba sư tử.

so sánh với thiên hà của chúng tôi. Kể từ đó, họ bắt đầu gọi Galaxies.

Các thiên hà xoắn ốc là dạng phẳng, hình dạng vũ trường, được giải thích bằng cách quay. Trong quá trình hình thành Galaxy, các lực ly tâm đã ngăn việc nén các hệ thống đám mây hoặc đám mây gas chống lại theo hướng vuông góc với trục quay. Do đó, khí được tập trung đến một số đĩa quay mặt phẳng - các kênh xoắn ốc được hình thành. Đĩa quay không phải là một chất rắn (Ví dụ: bánh xe): khoảng thời gian của các ngôi sao xung quanh các cạnh của đĩa lớn hơn nhiều so với các phần bên trong.

Rất nhiều nỗ lực đã phải gắn các nhà thiên văn học để hiểu nguyên nhân của các đặc tính quan sát khác của các thiên hà xoắn ốc. Một đóng góp đáng chú ý cho việc nghiên cứu về bản chất của họ đã giới thiệu khoa học trong nước. Đây là cách bản chất của các nhánh xoắn ốc của các thiên hà trong thời đại của chúng ta. Tất cả các ngôi sao cư ngụ các thiên hà, tương tác hấp dẫn, dẫn đến một lĩnh vực hấp dẫn chung của thiên hà.

Có một số lý do tại sao, khi xoay một đĩa lớn, niêm phong thường xuyên phát sinh rằng truyền bá như sóng trên bề mặt nước. Trong các thiên hà, chúng có hình dạng xoắn ốc, có liên quan đến bản chất của vòng quay của đĩa. Trong các nhánh xoắn ốc, có sự gia tăng mật độ của cả hai ngôi sao và các chất liên canterstellar - bụi và khí. Mật độ khí tăng tăng tốc độ hình thành và nén các đám mây khí tiếp theo và do đó kích thích sự ra đời của các ngôi sao mới. Do đó, các nhánh xoắn ốc là nơi hình thành ngôi sao chuyên sâu.

Các nhánh xoắn ốc là sóng mật độ chạy dọc theo đĩa quay. Do đó, sau một thời gian, ngôi sao sinh ra trong vòng xoắn ốc hóa ra là ra khỏi nó. Những ngôi sao sáng và lớn nhất là rất thời gian ngắn Cuộc sống, họ đốt cháy, không có thời gian để rời khỏi nhánh xoắn ốc. Những ngôi sao lớn hơn sống lâu và sống thế kỷ của họ trong không gian đĩa xen kẽ. Những ngôi sao màu vàng và đỏ nguyên chất tạo thành Baldhi (hình cầu "đầy hơi" ở trung tâm của thiên hà), những ngôi sao lớn tuổi tập trung vào các nhánh xoắn ốc. Những ngôi sao này được sinh ra ngay cả trước khi đĩa thiên hà được hình thành. Đến giữa đám mây bảo vệ, chúng không còn có thể tham gia nén vào mặt phẳng của thiên hà và do đó tạo thành một cấu trúc hình cầu.

Hãy xem xét các thiên hà xoắn ốc trong ví dụ M 51, được gọi là xoáy nước. Trong thiên hà này ở cuối một trong những nhánh xoắn ốc có một thiên hà vệ tinh nhỏ. Cô vẽ quanh thiên hà mẹ. Có thể xây dựng một mô hình máy tính cho sự hình thành của hệ thống này. Người ta cho rằng một thiên hà nhỏ, rung rinh gần lớn, dẫn đến một sự nhiễu loạn hấp dẫn mạnh mẽ của đĩa của nó. Do đó, một sóng mật độ hình xoắn ốc được tạo ra trong đĩa Galaxy cao. Sao, sinh ra trong các nhánh xoắn ốc, làm cho những nhánh này sáng và rõ ràng.

Balja và Đĩa Galaxy được vận chuyển thành Halo lớn. Một số nhà nghiên cứu cho rằng khối lượng hào quang chính không có trong các ngôi sao, nhưng trong chất không hợp lý (ẩn), bao gồm một trong hai cơ thể có khối lượng, trung gian giữa các khối của các ngôi sao và hành tinh, hoặc từ các hạt cơ bản, sự tồn tại của nó Dự đoán các nhà lý thuyết, nhưng nó vẫn phải được phát hiện. Vấn đề về bản chất của chất này là một khối ẩn - bây giờ chiếm lĩnh tâm trí của nhiều nhà khoa học, và quyết định của nó có thể đưa chìa khóa cho bản chất của chất trong vũ trụ nói chung.

Thiên hà với hạt nhân hoạt động

Trong tất cả các thiên hà, ngoại trừ nhỏ nhất, một phần trung tâm sáng được phân biệt, được gọi là kernel. Trong các thiên hà bình thường, chẳng hạn như chúng ta, độ sáng lớn của hạt nhân được giải thích bởi nồng độ sao cao. Nhưng tuy nhiên, tổng số ngôi sao kernel chỉ là một vài phần trăm của tổng số của họ trong Galaxy.

Có những thiên hà có lõi đặc biệt sáng. Hơn nữa, trong các hạt nhân này, ngoài các ngôi sao, một nguồn giống như ngôi sao sáng được quan sát ở trung tâm và khí phát sáng di chuyển với tốc độ rất lớn - hàng ngàn km mỗi giây. Các thiên hà với hạt nhân tích cực đã được mở bởi Nhà thiên văn học Mỹ Karl Seyfert vào năm 1943 và sau đó nhận được tên của các thiên hà Seyfert. Hàng ngàn đối tượng tương tự hiện đang được biết đến. Seyfert Galaxies (hoặc đơn giản là SEERPS) thuộc về khổng lồ

Active Galaxy Centaur A, ở trung tâm đang chảy một hỗn hợp các cụm ngôi sao trẻ màu xanh, những đám mây gas khổng lồ và cơ thể bụi đen say sưa.

Hình ảnh nghệ thuật của các máy bay phản lực xung quanh một loạt các lỗ đen với một đĩa đệm. Jets - Jeta các chất.

hệ thống sao xoắn ốc. Trong số đó, tỷ lệ xoắn ốc chéo được tăng lên, tức là. Thiên hà với một thanh (sb). Seyphers thường xuyên hơn các thiên hà thông thường, hình thành các cặp hoặc nhóm, nhưng tránh các cụm lớn. Seyfert đã phát hiện ra 12 thiên hà với hạt nhân hoạt động, nhưng trong 15 năm họ thực tế không được nghiên cứu. Năm 1958, Astrophysicik Viktor Amazasovich Amazasovich của Liên Xô đã thu hút sự chú ý của thiên văn học.

Các hình thức biểu hiện của hoạt động của hạt nhân không bằng nhau trong các thiên hà khác nhau. Đây có thể là một công suất phóng xạ rất cao trong một khu vực quang phổ quang, tia X hoặc hồng ngoại và một tháng thay đổi hàng tháng hoặc thậm chí nhiều ngày. Trong một số trường hợp, có một sự chuyển động rất nhanh của khí trong hạt nhân - với tốc độ hàng ngàn km mỗi giây. Đôi khi khí hình thành khí thải trực tràng dài. Trong một số thiên hà, các hạt nhân là nguồn của các hạt cơ bản năng lượng cao. Những dòng hạt này thường mãi mãi rời khỏi thiên hà dưới dạng ổ đĩa phát thanh, hoặc các vấn đề vô tuyến. Các hạt nhân hoạt động của bất kỳ loại nào được đặc trưng bởi độ sáng rất lớn trong toàn bộ phạm vi của phổ điện từ. Sức mạnh phóng xạ của các thiên hà Seyfert đôi khi đạt 10 35 W, hơi kém so với độ sáng của toàn bộ thiên hà của chúng ta. Nhưng năng lượng khổng lồ này được tô sáng trong khu vực có đường kính khoảng 1 PC - ít hơn khoảng cách từ mặt trời đến ngôi sao gần nhất! Nguồn phóng xạ nhẹ (độ sáng quang học) thấp hơn đáng kể. Phần lớn năng lượng thường được tỏa ra trong phạm vi hồng ngoại.

Nguồn năng lượng cho hoạt động hỗn loạn như thế nào? Loại "lò phản ứng" nào, chiếm ít hơn 1 pc, tạo ra rất nhiều năng lượng? Không ai biết phản ứng cuối cùng, nhưng là kết quả của công việc lâu dài của các nhà lý thuyết và người quan sát, một số mô hình có khả năng nhất đã được phát triển. Người đầu tiên được đưa ra bởi giả thuyết rằng ở trung tâm của thiên hà là một sự tích tụ khổng lồ dày đặc của những ngôi sao trẻ tuổi. Trong một cụm như vậy, vụ nổ siêu tân tinh thường cần xảy ra. Những vụ nổ này có thể giải thích lượng khí thải quan sát của chất từ \u200b\u200blõi và sự biến đổi của bức xạ. Mô hình thứ hai được đề xuất vào cuối thập niên 60. Một phần bằng cách tương tự với sau đó chỉ mở pulsars. Theo phiên bản này, nguồn của hoạt động kernel là đối tượng giống như ngôi sao siêu mạnh với mạnh mẽ từ trường - Cái gọi là từ tính. Mô hình thứ ba được liên kết với một đối tượng bí ẩn như một lỗ đen. Người ta được coi là có một khối lỗ đen trong hàng chục hoặc hàng trăm triệu khối lượng của mặt trời ở trung tâm của thiên hà. Là kết quả của sự bồi tụ (mùa thu) của một chất trên một lỗ đen, một lượng năng lượng khổng lồ được nhấn mạnh. Khi rơi vào một trường hấp dẫn của một lỗ đen, chất tăng tốc để tăng tốc độ gần với tốc độ ánh sáng. Sau đó khi va chạm khối khí Gần lỗ đen, năng lượng chuyển động được chuyển đổi thành bức xạ của sóng điện từ.

Quan sát quang phổ trên kính viễn vọng vũ trụ Hubblovsk và kính viễn vọng mặt đất lớn đã xác nhận sự hiện diện của khối lượng lớn chất không hợp lý trong hạt nhân của một số thiên hà. Nó đồng ý tốt với giả định rằng nguyên nhân của hoạt động của hạt nhân là những lỗ đen lớn. Các lỗ đen có trọng lượng hơn một triệu khối mặt trời có thể tồn tại trong một phần quan trọng của các thiên hà. Có bằng chứng quan sát về sự tồn tại của các lỗ đen ở hạt nhân của thiên hà và tinh vân Andromeda của chúng ta. Nhưng vì khối lượng của chúng tương đối nhỏ, hoạt động của hạt nhân là yếu.

Thiên hà tương tác

Vào giữa thế kỷ 20, kính viễn vọng lớn cho phép các nhà thiên văn học khám phá các quy định và hình thức hàng chục ngàn thiên hà yếu. Đáng chú ý là một phần của các thiên hà (5-10%) có vẻ ngoài rất kỳ lạ, bị bóp méo, để đôi khi chúng khó gán cho một số loại hình thái. Một số trong số họ trông rất bất đối xứng, như thể đúc. Đôi khi hai thiên hà được bao quanh bởi sương mù ngôi sao sáng thường hoặc bị ràng buộc bởi một ngôi sao hoặc người nhảy khí. Và trong một số trường hợp, các thiên hà được khởi hành Đuôi dài., kéo dài hàng trăm ngàn năm ánh sáng trong không gian xen kẽ. Một số hệ thống được phân biệt theo bản chất của các chuyển động bên trong của khí bên trong, không giảm đến sự hấp dẫn đơn giản của chất xung quanh trung tâm. Các chuyển động bị hoại tử như vậy không thể tiếp tục dài, chúng phải phai cho một hoặc hai doanh thu của đĩa. 3at, họ nảy sinh tương đối gần đây. Có lẽ chúng ta đang xem trẻ, chưa d0 bao giờ thành lập thiên hà? Không, việc phân tích thành phần sao cho thấy họ già như hầu hết những người khác.

Thông thường, các hệ thống ngôi sao khác thường này là thành viên của các cặp vợ chồng hoặc nhóm đóng và điều này cho thấy rằng tất cả các tính năng được liệt kê là kết quả của ảnh hưởng của các thiên hà đối với nhau. Nhà thiên văn học nổi tiếng của Liên Xô Boris Aleksandrovich Vorontsov-Veljaminov, người đầu tiên bắt đầu nghiên cứu các đối tượng như vậy, đã cho họ cái tên "Tương tác các thiên hà". Ông mô tả và liệt kê trong danh mục hàng ngàn hệ thống tương tác, bao gồm cả hiếm nhất trong cấu trúc và hình thức của họ

Các nghiên cứu về đối tượng ARP 230 cho thấy vẻ ngoài của Galaxy xoắn ốc này, trên thực tế, đó là kết quả của sự va chạm gần đây của hai thiên hà xoắn ốc.

Centaurus A dường như là một sự va chạm của hai thiên hà có mảnh vụn tiếp tục bị chặn bởi một lỗ đen.

các thiên hà, sự xuất hiện khác thường của những người vẫn còn hoang mang. Các nghiên cứu thống kê đã dẫn đến kết luận rằng hầu hết các thiên hà tương tác không vô tình gặp phải những kẻ lang thang trong vũ trụ và người thân liên quan đến nguồn gốc chung. Trong việc xây dựng phong trào họ đến gần hơn, chúng được lấy ra khỏi nhau. Lĩnh vực hấp dẫn Đóng Hệ thống Stellar tạo các lực lượng thủy triều đủ để bóp méo dạng thiên hà hoặc thay đổi cấu trúc bên trong của chúng. Theo lý thuyết mô tả quá trình này là khá khó khăn. Một vai trò rất lớn trong nghiên cứu của mình được chơi bằng cách xây dựng các mô hình máy tính. Những quá trình đó trong tự nhiên mất hàng trăm triệu năm, trên màn hình màn hình diễn ra theo nghĩa đen trong mắt chúng ta. Với sự hội tụ của các hệ thống sao, hình dạng của chúng bị biến dạng, nhánh xoắn ốc mạnh mẽ phát sinh, những người nhảy giữa các thiên hà được sinh ra. Sau đó, khi các thiên hà bắt đầu bị loại khỏi nhau, đuôi dài từ khí và các ngôi sao bị ném ra khỏi một hoặc cả hai. Với sự tương tác mạnh mẽ, kích thước, hình dạng và thậm chí là loại thiên hà hình thái thay đổi không thể đảo ngược.

Bản chất của sự tương tác phụ thuộc vào nhiều yếu tố. Ví dụ, liệu Galaxy có đĩa sao, có nhiều Gas Interstellar, Galaxy lân cận đến mức nào, theo hướng nào và tốc độ nó đang di chuyển, như quỹ đạo của nó. Do đó, các hình thức hệ thống tương tác rất đa dạng. Nhưng bạn có thể thực hiện một dự đoán chung: Nếu các thiên hà không vô tình gặp nhau trong không gian, nhưng hãy tạo thành hệ thống, sự tương tác của chúng sớm hơn hoặc sau đó nên dẫn đến sự hội tụ chặt chẽ và sáp nhập tiếp theo. Quá trình này có thể kéo dài hơn một tỷ năm. Các hệ thống sáp nhập như vậy thực sự được phát hiện trong các thiên hà nổi tiếng. Chúng có đôi, ít thường xuyên hơn nhiều hạt nhân, máy bay phản lực ánh sáng từng ném vào không gian xen kẽ của một chất hoặc ngôi sao mở rộng bất thường "vương miện".

Sự tương tác đóng một vai trò rất lớn trong sự phát triển của các hệ thống ngôi sao. Nhiều thiên hà phải trải qua sự tương tác mạnh mẽ, hoàn thành bằng cách sáp nhập, trong quá khứ xa xôi. Bây giờ sự xuất hiện của họ có thể hoàn toàn bình thường và chỉ có nghiên cứu đặc biệt cho phép nghi ngờ các quá trình nhanh chóng từng trải qua. Vì vậy, Tam quyết Radiogal Wax gần nhất A được coi là kết quả của việc sáp nhập hệ thống elip với đĩa, khí liên đồng được hình thành bởi một đĩa gas khổng lồ. Nó nằm ở rìa của chúng ta và do đó có thể nhìn thấy trong các bức ảnh như một dải tối băng qua thiên hà. Có thể giả định rằng hàng tỷ năm trước, sự tương tác và sáp nhập các thiên hà xảy ra thường xuyên hơn nhiều - sau tất cả, nhiều thiên hà đã quản lý để hợp nhất thành các hệ thống thống nhất. Và thực sự, đã dành cho kính viễn vọng không gian Hubblovsk của các thiên hà xa xôi và yếu, ánh sáng từ đó bay đến hàng tỷ năm tuổi của Hoa Kỳ đã chỉ ra rằng trong số đó có tỷ lệ các hệ thống tương tác bị bóp méo, đã được cải thiện.

Sự tương tác của các thiên hà không bị giới hạn trong một sự thay đổi đơn giản trong cấu trúc hoặc loại của chúng. Ảnh hưởng của nhau thậm chí còn tương đối xa các thiên hà xa xôi thường dẫn đến sự hình thành ngôi sao bùng phát ở một trong số đó hoặc trong cả hai. Tương tác thủy triều của các thiên hà góp phần hình thành các đám mây khí lớn. Ngoài ra, tỷ lệ tương đối của các đám mây tăng lên, và họ thường đối mặt với nhau. Chính các quá trình này được xác định phần lớn bởi cường độ sinh của các ngôi sao. Cuối cùng, trong số các thiên hà tương tác, khá nhiều hệ thống với hạt nhân hoạt động. Theo những ý tưởng hiện đại, hoạt động cốt lõi đòi hỏi một vật nhỏ gọn lớn ở trung tâm của thiên hà và gas, có thể tự do rơi vào nó.