Digər lüğətlərdə "Ən yaxın qalaktikalar"ın nə olduğuna baxın. Ən yaxın qalaktikaya olan məsafə nə qədərdir

Andromeda M31 və NGC224 kimi də tanınan qalaktikadır. Bu, təxminən 780 kp (Yerdən 2,5 milyon) məsafədə yerləşən spiral formasiyadır.

Andromeda Süd Yoluna ən yaxın qalaktikadır. O, eyni adlı mifik şahzadənin adını daşıyır. 2006-cı ildə aparılan müşahidələr belə nəticəyə gəldi ki, burada təxminən bir trilyon ulduz var - onların sayı təxminən 200 - 400 milyard olan Süd yolundakıdan ən azı iki dəfə çoxdur.Alimlər hesab edirlər ki, Süd Yolu ilə Andromedanın toqquşması. qalaktika təxminən 3,75 milyard il sonra baş verəcək və nəticədə nəhəng elliptik və ya diskli qalaktika yaranacaq. Ancaq bu barədə daha sonra. Əvvəlcə "mifik şahzadə"nin necə göründüyünü öyrənək.

Şəkildə Andromeda göstərilir. Qalaktikada mavi və ağ zolaqlar var. Onlar onun ətrafında halqalar əmələ gətirir və isti qırmızı-isti nəhəng ulduzlara sığınırlar. Tünd mavi-boz zolaqlar bu parlaq halqalarla kəskin şəkildə təzad yaradır və sıx bulud baramalarında ulduz əmələ gəlməsinin yenicə başladığı sahələri göstərir. Görünən spektrdə baxdıqda, Andromeda üzükləri daha çox spiral qollara bənzəyir. Ultrabənövşəyi diapazonda bu formasiyalar daha çox halqa strukturlarına bənzəyir. Onlar daha əvvəl NASA teleskopu tərəfindən kəşf edilmişdi. Astronomlar hesab edirlər ki, bu halqalar 200 milyon ildən çox əvvəl qonşusu ilə toqquşma nəticəsində qalaktikanın yaranmasına işarə edir.

Andromeda peykləri

Süd Yolu kimi Andromeda da bir sıra cırtdan peyklərə malikdir, onlardan 14-ü artıq kəşf edilib. Ən məşhurları M32 və M110-dur. Təbii ki, qalaktikaların hər birinin ulduzlarının bir-biri ilə toqquşması çətin ki, aralarındakı məsafələr çox böyükdür. Əslində nə olacağı ilə bağlı elm adamlarının hələ də kifayət qədər qeyri-müəyyən bir fikri var. Ancaq gələcək yeni doğulmuş körpə üçün artıq bir ad icad edilmişdir. Mlekomed - bu, hələ doğulmamış nəhəng qalaktika alimlərinin adıdır.

Ulduzların toqquşması

Andromeda 1 trilyon ulduz (10 12), Süd Yolu isə 1 milyard (3 * 10 11) olan qalaktikadır. Bununla birlikdə, göy cisimlərinin toqquşma şansı cüzidir, çünki onlar arasında böyük bir məsafə var. Məsələn, Günəşə ən yaxın ulduz Proksima Sentavr 4,2 işıq ili (4 * 10 13 km) və ya Günəşin 30 milyon (3 * 10 7) diametrində məsafədə yerləşir. Təsəvvür edin ki, ulduzumuz stolüstü tennis topudur. Onda Proxima Centauri ondan 1100 km məsafədə yerləşən noxud kimi görünəcək və Süd Yolunun özü 30 milyon km eninə uzanacaq. Hətta qalaktikanın mərkəzindəki ulduzlar da (yəni onların ən böyük çoxluğunun olduğu yerdə) 160 milyard (1,6 * 10 11) km intervalla yerləşir. Bu, hər 3,2 km-ə bir stolüstü tennis topu kimidir. Buna görə də qalaktikaların birləşməsi zamanı hər hansı iki ulduzun toqquşması ehtimalı çox kiçikdir.

Qara dəliklərin toqquşması

Andromeda Qalaktikası və Süd Yolunda mərkəzi Oxatan A (3,6*10 6 günəş kütləsi) və Qalaktika nüvəsinin P2 klasterinin içərisində bir obyekt var. Bu qara dəliklər yeni yaranmış qalaktikanın mərkəzinə yaxın bir nöqtədə birləşərək, orbital enerjini ulduzlara ötürəcək və zaman keçdikcə daha yüksək trayektoriyalara keçəcək. Yuxarıdakı proses milyonlarla il çəkə bilər. Qara dəliklər birinin içərisinə yaxınlaşdıqda işıq ili ayrı, onlar qravitasiya dalğaları yaymağa başlayacaqlar. Birləşmə tamamlanana qədər orbital enerji daha da güclü olacaq. 2006-cı ildəki simulyasiya məlumatlarına əsasən, Yer əvvəlcə yeni yaranmış qalaktikanın demək olar ki, tam mərkəzinə atıla bilər, sonra qara dəliklərdən birinin yaxınlığından keçərək Mlekomedanın kənarında püskürə bilər.

Nəzəriyyənin təsdiqi

Andromeda Qalaktikası bizə saniyədə təxminən 110 km sürətlə yaxınlaşır. 2012-ci ilə qədər toqquşmanın baş verib-verməyəcəyini bilmək üçün heç bir yol yox idi. Bunun demək olar ki, qaçılmaz olduğu qənaətinə gəlmək üçün Hubble Kosmik Teleskopu elm adamlarına kömək etdi. 2002-ci ildən 2010-cu ilə qədər Andromedanın hərəkətlərini izlədikdən sonra toqquşmanın təxminən 4 milyard il sonra baş verəcəyi qənaətinə gəlindi.

Oxşar hadisələr kosmosda geniş yayılmışdır. Məsələn, Andromedanın keçmişdə ən azı bir qalaktika ilə qarşılıqlı əlaqədə olduğu güman edilir. Və bəzi cırtdan qalaktikalar, məsələn, SagDEG, Süd Yolu ilə toqquşmağa davam edərək, tək bir formasiya yaradır.

Tədqiqatlar həmçinin M33 və ya Yerli Qrupun üçüncü ən böyük və ən parlaq üzvü olan Üçbucaq Qalaktikasının da bu tədbirdə iştirak edəcəyini göstərir. Onun böyük ehtimalla taleyi birləşmədən sonra formalaşan obyektin orbitə çıxması, uzaq gələcəkdə isə son birləşmə olacaq. Bununla belə, Andromeda yaxınlaşmadan və ya Günəş Sistemimiz Yerli Qrupdan atılmadan əvvəl M33-ün Samanyolu ilə toqquşması istisna edilir.

Günəş sisteminin taleyi

Harvardlı elm adamları qalaktikaların birləşməsinin vaxtının Andromedanın tangensial sürətindən asılı olacağını iddia edirlər. Hesablamalara əsasən, onlar birləşmə zamanı Günəş sisteminin Süd Yolunun mərkəzinə indiki məsafədən üç dəfə çox olan məsafəyə geri atılma ehtimalının 50% olduğu qənaətinə gəliblər. Andromeda qalaktikasının necə davranacağı dəqiq məlum deyil. Yer planeti də təhlükə altındadır. Elm adamları toqquşmadan bir müddət sonra keçmiş “evimizdən” atılacağımız ehtimalının 12% olduğunu söyləyirlər. Lakin bu hadisə, çox güman ki, Günəş sisteminə güclü mənfi təsir göstərməyəcək və göy cisimləri məhv olmayacaq.

Planet mühəndisliyini istisna etsək, o zaman Yerin səthi çox isti olacaq və orada heç bir su qalmayacaq. maye vəziyyət və buna görə də həyat.

Mümkün yan təsirlər

İki spiral qalaktika birləşdikdə, onların disklərində olan hidrogen büzülür. başlayır təkmilləşdirilmiş təhsil yeni ulduzlar. Məsələn, bunu başqa bir şəkildə "Antenalar" kimi tanınan, qarşılıqlı əlaqədə olan NGC 4039 qalaktikasında müşahidə etmək olar. Andromeda ilə Samanyolu arasında birləşmə baş verərsə, onların disklərində az miqdarda qaz qalacağına inanılır. Ulduz əmələ gəlməsi o qədər də intensiv olmayacaq, baxmayaraq ki, kvazarın doğulması ehtimalı olduqca yüksəkdir.

Birləşmə nəticəsi

Birləşmə zamanı yaranan qalaktika alimlər tərəfindən şərti olaraq Mlecomed adlanır. Simulyasiya nəticəsində ortaya çıxan obyektin elliptik formaya sahib olacağını göstərir. Onun mərkəzində müasir elliptik qalaktikalardan daha az ulduz sıxlığı olacaq. Ancaq disk forması da ehtimal olunur. Çox şey Samanyolu və Andromeda daxilində nə qədər qazın qalmasından asılı olacaq. Yaxın gələcəkdə qalanlar bir obyektdə birləşəcək və bu, yeni təkamül mərhələsinin başlanğıcı demək olacaq.

Andromeda haqqında faktlar

• Andromeda Yerli Qrupun ən böyük qalaktikasıdır. Amma yəqin ki, ən kütləvi deyil. Elm adamları Süd Yolunda daha çox şeyin cəmləndiyini və qalaktikamızı daha kütləvi hala gətirən budur.
• Elm adamları Andromeda bizə ən yaxın spiral qalaktika olduğu üçün ona bənzər formasiyaların mənşəyini və təkamülünü başa düşmək üçün onu araşdırırlar.
• Andromeda Yerdən heyrətamiz görünür. Çoxları hətta onun şəklini çəkə bilirlər.
• Andromeda çox sıx qalaktik nüvəyə malikdir. Nəinki onun mərkəzində nəhəng ulduzlar yerləşir, həm də nüvədə gizlənmiş ən azı bir superkütləvi qara dəlik var.
• Onun spiral qolları iki qonşu qalaktika ilə cazibə qüvvəsinin qarşılıqlı təsiri nəticəsində əyilmişdi: M32 və M110.
• Andromeda daxilində orbitdə fırlanan ən azı 450 qlobular ulduz klasteri var. Onların arasında tapılmış ən sıx olanlar da var.
• Andromeda Qalaktikası çılpaq gözlə görülə bilən ən uzaq obyektdir. Sizə lazım olacaq yaxşı fikir görmə qabiliyyəti və minimum parlaq işıq.

Sonda oxuculara tövsiyə etmək istərdim ki, gözlərini ulduzlu səmaya daha tez-tez qaldırsınlar. Bir çox yeni və bilinməyənləri saxlayır. Bu həftə sonu məkana baxmaq üçün boş vaxt tapın. Göydəki Andromeda Qalaktikası heyrətamiz bir mənzərədir.

QALAKSİYALAR, "ekstraqalaktik dumanlıqlar" və ya "ada kainatları", ulduzlararası qaz və toz da ehtiva edən nəhəng ulduz sistemləridir. Günəş sistemi qalaktikamızın bir hissəsidir - Süd Yolu. Bütün kosmos, ən güclü teleskopların nüfuz edə biləcəyi dərəcədə qalaktikalarla doludur. Astronomlar onların ən azı bir milyardını təşkil edir. Ən yaxın qalaktika bizdən təxminən 1 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir. il (10 19 km), teleskoplar tərəfindən qeydə alınan ən uzaq qalaktikalara isə milyardlarla işıq ili. Qalaktikaların tədqiqi astronomiyanın ən iddialı işlərindən biridir.

Tarixə istinad. Bizə ən parlaq və ən yaxın xarici qalaktikalar - Magellan Buludları - səmanın cənub yarımkürəsində çılpaq gözlə görünür və ərəblərə hələ 11-ci əsrdə məlum idi, eləcə də şimal yarımkürəsindəki ən parlaq qalaktika - Andromedadakı Böyük Dumanlıq. 1612-ci ildə alman astronomu S. Marius (1570–1624) tərəfindən teleskopun köməyi ilə bu dumanlığın yenidən kəşfi ilə qalaktikaların, dumanlıqların və ulduz qruplarının elmi tədqiqinə başlanıldı. 17-18-ci əsrlərdə müxtəlif astronomlar tərəfindən bir çox dumanlıq aşkar edilmişdir; sonra onlar parlaq qaz buludları hesab olunurdular.

Qalaktikadan kənar ulduz sistemləri ideyası ilk dəfə 18-ci əsrin filosofları və astronomları tərəfindən müzakirə edilmişdir: İsveçdə E. Swedenborg (1688–1772), İngiltərədə T. Rayt (1711–1786), İ. Kant (1724–). 1804) Prussiyada və .Lambert (1728-1777) Elzasda və V. Herşel (1738-1822) İngiltərədə. Ancaq yalnız 20-ci əsrin birinci rübündə. “ada kainatları”nın mövcudluğu birmənalı olaraq, əsasən amerikalı astronomlar Q.Kertis (1872-1942) və E.Habbl (1889-1953) sayəsində sübuta yetirilmişdir. Onlar sübut etdilər ki, ən parlaq və deməli, ən yaxın "ağ dumanlıqlar"a olan məsafələr bizim Qalaktikamızın ölçüsündən qat-qat böyükdür. 1924-1936-cı illər arasında Hubble qalaktika kəşfiyyatının sərhədini yaxınlıqdakı sistemlərdən Mount Wilson Rəsədxanasındakı 2,5 metrlik teleskopun hüdudlarına qədər itələdi, yəni. bir neçə yüz milyon işıq ilinə qədər.

1929-cu ildə Hubble qalaktikaya olan məsafə ilə onun sürəti arasındakı əlaqəni kəşf etdi. Bu əlaqə, Hubble qanunu müasir kosmologiyanın müşahidə əsasına çevrilmişdir. İkinci Dünya Müharibəsi başa çatdıqdan sonra elektron işıq gücləndiriciləri, avtomatik ölçmə maşınları və kompüterləri olan yeni böyük teleskopların köməyi ilə qalaktikaların aktiv tədqiqi başladı. Bizim və digər qalaktikalardan radio emissiyasının aşkarlanması verdi yeni fürsət Kainatı öyrənmək və radioqalaktikaların, kvazarların və qalaktikaların nüvələrində fəaliyyətin digər təzahürlərinin aşkar edilməsinə səbəb olmuşdur. Geofiziki raketlərdən və peyklərdən atmosferdən kənar müşahidələr aktiv qalaktikaların və qalaktikaların çoxluqlarının nüvələrindən rentgen şüalarının yayılmasını aşkar etməyə imkan verdi.

düyü. 1. Hubble-a görə qalaktikaların təsnifatı

İlk "dumanlıq" kataloqu 1782-ci ildə fransız astronomu C. Messier (1730-1817) tərəfindən nəşr edilmişdir. Bu siyahıya həm qalaktikamızdakı ulduz çoxluqları, həm qaz dumanlıqları, həm də qalaktikadan kənar obyektlər daxildir. Messier obyekt nömrələri bu gün də istifadə olunur; məsələn, Messier 31 (M 31) Andromeda bürcündə müşahidə edilən ən yaxın böyük qalaktika olan məşhur Andromeda dumanlığıdır.

1783-cü ildə V.Herşelin başladığı səmanın sistemli tədqiqi onu şimal səmasında bir neçə min dumanlığın kəşfinə gətirib çıxardı. Bu işi Ümid burnunda (1834-1838) cənub yarımkürəsində müşahidələr aparan oğlu J. Herşel (1792-1871) davam etdirdi və 1864-cü ildə nəşr etdi. Ümumi kataloq 5 min dumanlıq və ulduz qrupları. 19-cu əsrin ikinci yarısında bu obyektlərə yeni kəşf edilmiş obyektlər əlavə edildi və J.Dreyer (1852–1926) 1888-ci ildə nəşr etdi. Yeni paylaşılan kataloq (Yeni Ümumi Kataloq - NGC), o cümlədən 7814 obyekt. 1895 və 1908-ci illərdə iki əlavə nəşr olundu kataloq indeksi(IC) aşkar edilmiş dumanlıqların və ulduz klasterlərinin sayı 13 mini keçib.. NGC və IC kataloqlarına görə təyinat o vaxtdan bəri hamı tərəfindən qəbul edilib. Beləliklə, Andromeda dumanlığı ya M 31, ya da NGC 224 olaraq təyin olunur. Göyün fotoqrafik tədqiqatına əsaslanan 13-cü böyüklükdən daha parlaq olan 1249 qalaktikanın ayrıca siyahısı Harvard Rəsədxanasından H.Şepli və A.Eyms tərəfindən tərtib edilmişdir. 1932.

Bu iş birinci (1964), ikinci (1976) və üçüncü (1991) nəşrləri ilə əsaslı şəkildə genişləndirilmişdir. Parlaq qalaktikaların istinad kataloqu J. de Vaucouleurs işçilərlə. Daha geniş, lakin daha az müfəssəl kataloqlar 1960-cı illərdə ABŞ-da F. Zviki (1898-1974) və SSRİ-də B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) tərəfindən 1960-cı illərdə nəşr edilmişdir. Onların tərkibində təqribən. 15-ci böyüklüyünə qədər 30 min qalaktika. Bu yaxınlarda tamamlandı oxşar baxışÇilidəki Avropa Cənub Rəsədxanasının 1 metrlik Schmidt kamerasını və Avstraliyadakı İngilis 1,2 metrlik Schmidt kamerasını istifadə edərək cənub səmasının.

Onların siyahısını tərtib etmək üçün 15-ci böyüklüyündən daha zəif qalaktikalar çoxdur. 1967-ci ildə 19 maqnitudadan daha parlaq qalaktikaların hesablanmasının nəticələri (əyilmədən şimala 20) C.Şeyn və K.Virtanen tərəfindən Lik Rəsədxanasının 50 sm-lik astroqrafının lövhələrində dərc edilmişdir. Belə qalaktikaların təqribən olduğu ortaya çıxdı. Süd Yolunun geniş toz zolağının bizdən gizlədilənləri nəzərə almasaq, 2 milyon. Və hələ 1936-cı ildə, Maunt Wilson Rəsədxanasında Hubble göy sferası üzərində bərabər paylanmış bir neçə kiçik sahədə 21-ci maqnitudaya qədər qalaktikaların sayını hesabladı (meyilliyin şimalında 30). Bu məlumatlara görə, bütün səmada 21-ci böyüklükdən daha parlaq 20 milyondan çox qalaktika var.

Təsnifat. Müxtəlif formalı, ölçüdə və parlaqlıqda qalaktikalar var; onların bəziləri təcrid olunmuş, lakin əksəriyyətinin onlara cazibə qüvvəsi təsir edən qonşuları və ya peykləri var. Bir qayda olaraq, qalaktikalar sakitdir, lakin aktiv olanlara tez-tez rast gəlinir. 1925-ci ildə Hubble qalaktikaların onların əsasında təsnifatını təklif etdi görünüş. Daha sonra Hubble və Shapley, sonra Sandage və nəhayət Vaucouleur tərəfindən təmizləndi. İçindəki bütün qalaktikalar 4 növə bölünür: elliptik, lentikulyar, spiral və nizamsız.

Elliptik(E) qalaktikalar kəskin sərhədləri və aydın detalları olmayan fotoşəkillərdə ellips formasına malikdir. Onların parlaqlığı mərkəzə doğru artır. Bunlar köhnə ulduzlardan ibarət fırlanan ellipsoidlərdir; onlar görünən forma müşahidəçinin baxış xəttinə istiqamətlənməsindən asılıdır. Kənardan baxdıqda ellipsin qısa və uzun oxlarının uzunluqlarının nisbəti  5/10-a çatır (işarə edilir E5).

düyü. 2 Eliptik Galaxy ESO 325-G004

Lentikulyar(L və ya S 0) qalaktikalar elliptik olanlara bənzəyir, lakin sferik komponentə əlavə olaraq, nazik, sürətlə fırlanan ekvator diskinə malikdirlər, bəzən Saturnun halqaları kimi halqaya bənzər strukturlara malikdirlər. Kənardan baxılan lentikulyar qalaktikalar elliptik olanlara nisbətən daha sıx görünür: onların oxlarının nisbəti 2/10-a çatır.

düyü. 2. Spindle Galaxy (NGC 5866), Draco bürcündə lentikulyar qalaktika.

Spiral(S) qalaktikalar da iki komponentdən ibarətdir - sferoid və yastı, lakin diskdə az və ya çox inkişaf etmiş spiral quruluşa malikdir. Alt tiplərin ardıcıllığı boyunca Sa, Sb, sc, SD("erkən"dən "gec" spirallara qədər), spiral qolları qalınlaşır, daha mürəkkəb və daha az bükülür və sferoid (mərkəzi kondensasiya və ya qabarıq) azalır. Kenarda yerləşən spiral qalaktikaların spiral qolları yoxdur, lakin qalaktika tipi qabarıqlığın və diskin nisbi parlaqlığına əsasən müəyyən edilə bilər.

düyü. 2. Spiral qalaktika nümunəsi, Fırıldaq Qalaktikası (Messier List 101 və ya NGC 5457)

Səhv(I) qalaktikalar iki əsas tipdir: Magellan tipi, yəni. Macellan Buludları növündən gələn spiral ardıcıllığını davam etdirir sməvvəl Im, və qeyri-magellan növü I 0, lentikulyar və ya erkən spiral quruluş kimi sferoid və ya disk quruluşu üzərində xaotik tünd toz zolaqları olan.

düyü. 2. NGC 1427A, nizamsız qalaktika nümunəsidir.

Növlər L və S mərkəzdən keçidin olub-olmamasından və diskdən keçməsindən asılı olaraq iki ailəyə və iki növə bölünürlər. xətti quruluş (bar), eləcə də mərkəzi simmetrik üzük.

düyü. 2. Süd Yolu qalaktikasının kompüter modeli.

düyü. 1. NGC 1300, bloklu spiral qalaktika nümunəsi.

düyü. 1. QALAKSİYALARIN ÜÇ ÖLÇÜLÜ TƏSNİFATI. Əsas növlər: E, L, S, İ dan seriyalardadır Eəvvəl Im; adi ailələr A və keçdi B; mehriban s və r. Aşağıdakı dairəvi diaqramlar spiral və lentikulyar qalaktikalar bölgəsindəki əsas konfiqurasiyanın kəsişməsidir.

düyü. 2. ƏSAS AİLƏLƏR VƏ SPİRAL NÖVLƏRİ sahədə əsas konfiqurasiyanın bölməsində Sb.

Qalaktikalar üçün daha incə morfoloji detallara əsaslanan başqa təsnifat sxemləri də mövcuddur, lakin fotometrik, kinematik və radio ölçmələrə əsaslanan obyektiv təsnifat hələ hazırlanmamışdır.

Qarışıq. iki struktur komponentləri– sferoid və disk – 1944-cü ildə alman astronomu V. Baade (1893–1960) tərəfindən kəşf edilmiş qalaktikaların ulduz populyasiyasındakı fərqi əks etdirir.

Əhali I, nizamsız qalaktikalarda və spiral qollarda mövcud olan O və B spektral tipli mavi nəhənglər və super nəhənglər, K və M siniflərinin qırmızı super nəhəngləri və ionlaşmış hidrogenin parlaq bölgələri olan ulduzlararası qaz və tozdan ibarətdir. O, həmçinin Günəşin yaxınlığında görünən, lakin uzaq qalaktikalarda fərqlənməyən aşağı kütləli əsas ardıcıl ulduzları ehtiva edir.

Əhali II, elliptik və lentikulyar qalaktikalarda, həmçinin spiralların mərkəzi bölgələrində və qlobular çoxluqlarda mövcud olan, G5-dən K5 sinfinə qədər olan qırmızı nəhəngləri, alt nəhəngləri və ehtimal ki, alt cırtdanları ehtiva edir; onun tərkibində planetar dumanlıqlar və novaların partlayışları var (şək. 3). Əncirdə. Şəkil 4-də ulduzların spektral sinifləri (və ya rəngi) və müxtəlif populyasiyalarda onların parlaqlığı arasındakı əlaqə göstərilir.

düyü. 3. Ulduzlu Əhali. Andromeda Dumanlığının spiral qalaktikasının fotoşəkili göstərir ki, I Populyasiyanın mavi nəhəngləri və super nəhəngləri onun diskində cəmləşib, mərkəzi hissə isə II Populyasiyanın qırmızı ulduzlarından ibarətdir. Andromeda dumanlığının peykləri də görünür: qalaktika NGC 205 ( dibdə) və M 32 ( yuxarı sol). Bu fotodakı ən parlaq ulduzlar qalaktikamıza aiddir.

düyü. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELL DİQRAMI, spektral sinif (və ya rəng) ilə ulduzların parlaqlığı arasındakı əlaqəni göstərir müxtəlif növ. I: Əhali I spiral qollara xas gənc ulduzlar. II: yaşlı ulduzlar Əhali I; III: Qlobular çoxluqlara və elliptik qalaktikalara xas olan köhnə Əhali II ulduzları.

Əvvəlcə elliptik qalaktikaların yalnız II populyasiyasını, qeyri-müntəzəm qalaktikaların isə yalnız I Populyasiyasını ehtiva etdiyi düşünülürdü. Lakin məlum oldu ki, qalaktikalarda adətən müxtəlif nisbətlərdə iki ulduz populyasiyasının qarışığı olur. Ətraflı populyasiya təhlili yalnız bir neçə yaxın qalaktika üçün mümkündür, lakin uzaq sistemlərin rəngi və spektrinin ölçülməsi göstərir ki, onların ulduz populyasiyalarındakı fərq Baadenin düşündüyündən daha əhəmiyyətli ola bilər.

Məsafə. Uzaq qalaktikalara olan məsafələrin ölçülməsi Qalaktikamızın ulduzlarına olan mütləq məsafə miqyasına əsaslanır. Bir neçə yolla quraşdırılır. Ən əsası 300 sv-ə qədər məsafədə işləyən triqonometrik paralakslar üsuludur. illər. Digər üsullar dolayı və statistikdir; onlar düzgün hərəkətlərin, radial sürətlərin, parlaqlığın, ulduzların rənginin və spektrinin öyrənilməsinə əsaslanır. Onlara əsaslanaraq, Yeni və RR Lyrae tipli dəyişənlərin mütləq dəyərləri və  Cepheus, göründükləri ən yaxın qalaktikalara olan məsafənin əsas göstəricilərinə çevrilir. kürə şəklində çoxluqlar, ən parlaq ulduzlar və bu qalaktikaların emissiya dumanlıqları ikinci dərəcəli göstəricilərə çevrilir və daha uzaq qalaktikalara olan məsafələri təyin etməyə imkan verir. Nəhayət, üçüncü dərəcəli göstəricilər kimi qalaktikaların özlərinin diametrləri və parlaqlıqları istifadə olunur. Məsafə ölçüsü kimi astronomlar adətən obyektin görünən böyüklüyü arasındakı fərqdən istifadə edirlər m və onun mütləq böyüklüyü M; bu dəyər ( m-M) "görünən məsafə modulu" adlanır. Həqiqi məsafəni bilmək üçün o, ulduzlararası toz tərəfindən işığın udulmasına görə düzəldilməlidir. Bu vəziyyətdə səhv adətən 10-20% -ə çatır.

Qalaktikadankənar məsafə miqyasına vaxtaşırı yenidən baxılır, bu o deməkdir ki, qalaktikaların məsafədən asılı olan digər parametrləri də dəyişir. Cədvəldə. 1 bu gün ən yaxın qalaktika qruplarına ən dəqiq məsafələri göstərir. Milyarlarla işıq ili uzaqda olan daha uzaq qalaktikalara qədər olan məsafələr qırmızı yerdəyişmələri ilə aşağı dəqiqliklə təxmin edilir ( aşağıya baxın: Qırmızı yerdəyişmənin təbiəti).

Parlaqlıq. Qalaktikanın səth parlaqlığının ölçülməsi onun ulduzlarının vahid sahəyə düşən ümumi parlaqlığını verir. Mərkəzdən uzaqlaşdıqca səthin parlaqlığının dəyişməsi qalaktikanın quruluşunu xarakterizə edir. Elliptik sistemlər, ən nizamlı və simmetrik olaraq, digərlərinə nisbətən daha ətraflı öyrənilmişdir; ümumiyyətlə, onlar vahid parlaqlıq qanunu ilə təsvir olunur (şək. 5, a):

düyü. 5. QALAKSİYALARIN PARLAKLIĞI PAYLAŞMASI. a– elliptik qalaktikalar (kiçildilmiş radiusun dördüncü kökündən asılı olaraq səthin parlaqlığının loqarifmi göstərilir ( r/r e) 1/4 , harada r mərkəzdən məsafədir və r e - qalaktikanın ümumi parlaqlığının yarısını ehtiva edən effektiv radius); b– lentikulyar qalaktika NGC 1553; in- üç normal spiral qalaktika ( xarici hissəsi hər biri düz xətlər, parlaqlığın məsafədən eksponensial asılılığını göstərir).

Lentikulyar sistemlər haqqında məlumatlar o qədər də tam deyil. Onların parlaqlıq profilləri (şək. 5, b) elliptik qalaktikaların profillərindən fərqlənir və üç əsas bölgəyə malikdir: nüvə, obyektiv və zərf. Bu sistemlər eliptik və spiral sistemlər arasında aralıq kimi görünür.

Spirallar çox müxtəlifdir, strukturları mürəkkəbdir və onların parlaqlığının paylanması üçün vahid qanun yoxdur. Bununla belə, görünür ki, nüvədən uzaq olan sadə spirallərdə diskin səthi parlaqlığı periferiyaya doğru eksponent olaraq azalır. Ölçmələr göstərir ki, spiral qolların parlaqlığı qalaktikaların fotoşəkillərinə baxarkən göründüyü qədər yüksək deyil. Silahlar mavi şüalarda diskin parlaqlığına 20% -dən çox deyil, qırmızılarda isə daha az əlavə olunur. Çıxıntıdan gələn parlaqlığa qatqısı azalır Saüçün SD(şək. 5, in).

Qalaktikanın görünən böyüklüyünü ölçməklə m və onun məsafə modulunun müəyyən edilməsi ( m-M), mütləq dəyəri hesablayın M. Kvazarlar istisna olmaqla, ən parlaq qalaktikalar, M -22, yəni. onların parlaqlığı Günəşin parlaqlığından təxminən 100 milyard dəfə böyükdür. Və ən kiçik qalaktikalar M10, yəni. parlaqlıq təqribən. 10 6 günəş. Qalaktikaların sayının paylanması M, "parlaqlıq funksiyası" adlanır, - mühüm xüsusiyyət kainatın qalaktik əhalisi, lakin onu dəqiq müəyyən etmək asan deyil.

Müəyyən məhdud görünən böyükliyə qədər seçilmiş qalaktikalar üçün hər bir növün parlaqlıq funksiyası Eəvvəl sc mavi şüalarda orta mütləq qiymətə malik demək olar ki, Qauss (zəngvari). M m= 18,5 və dispersiya  0,8 (şək. 6). Lakin gec tipli qalaktikalardan SDəvvəl Im və elliptik cırtdanlar daha zəifdir.

Müəyyən bir həcmdə, məsələn, bir çoxluqda qalaktikaların tam nümunəsi üçün parlaqlıq funksiyası parlaqlığın azalması ilə kəskin şəkildə artır, yəni. Cırtdan qalaktikaların sayı nəhəng qalaktikaların sayından dəfələrlə çoxdur.

düyü. 6. QALAKSİYA PARLAKLIĞI FUNKSİYASI. a– nümunə bəzi məhdud görünən dəyərdən daha parlaqdır; b müəyyən böyük həcmdə məkanda tam nümunədir. Cırtdan sistemlərin böyük əksəriyyətinə diqqət yetirin M B< -16.

Ölçü. Qalaktikaların ulduz sıxlığı və parlaqlığı tədricən xaricə düşdüyündən, onların ölçüsü ilə bağlı sual əslində teleskopun imkanlarına, gecənin parıltısı fonunda qalaktikanın xarici bölgələrinin zəif parıltısını ayırd etmək qabiliyyətinə əsaslanır. səma. Müasir texnologiya səmanın parlaqlığının 1%-dən az parlaqlığı olan qalaktikaların bölgələrini qeyd etməyə imkan verir; bu, qalaktikaların nüvələrinin parlaqlığından təxminən bir milyon dəfə aşağıdır. Bu izofot (bərabər parlaqlıq xətləri) görə qalaktikaların diametrləri cırtdan sistemlərdə bir neçə min işıq ilindən nəhəng sistemlərdə yüz minlərlə işıq ilinə qədər dəyişir. Bir qayda olaraq, qalaktikaların diametrləri onların mütləq parlaqlığı ilə yaxşı əlaqələndirilir.

Spektral sinif və rəng. Qalaktikanın ilk spektroqramı - 1899-cu ildə Potsdam Rəsədxanasında C.Şayner (1858–1913) tərəfindən əldə edilmiş Andromeda Dumanlığı udma xətləri ilə Günəşin spektrini xatırladır. Qalaktikaların spektrlərinin kütləvi tədqiqi aşağı dispersiyaya malik (200–400 /mm) "sürətli" spektroqrafların yaradılması ilə başladı; Daha sonra elektron təsvir gücləndiricilərinin istifadəsi dispersiyanı 20-100/mm-ə qədər artırmağa imkan verdi. Morqanın Yerkes Rəsədxanasında apardığı müşahidələr göstərdi ki, qalaktikaların mürəkkəb ulduz tərkibinə baxmayaraq, onların spektrləri adətən müəyyən bir sinifdən olan ulduzların spektrlərinə yaxındır. Aəvvəl K, və qalaktikanın spektri ilə morfoloji tipi arasında nəzərə çarpan korrelyasiya var. Bir qayda olaraq, sinif spektri A nizamsız qalaktikalara malikdir Im və spirallər sm və SD. sinif spektrləri A–F spirallərdə SD və sc. dən köçürmə scüçün Sb-dən spektrin dəyişməsi ilə müşayiət olunur Füçün F–G, və spirallər Sb və Sa, lentikulyar və elliptik sistemlərin spektrləri var G və K. Düzdür, sonradan məlum oldu ki, qalaktikaların şüalanması spektral növü Aəslində spektral siniflərin nəhəng ulduzlarından gələn işıq qarışığından ibarətdir B və K.

Absorbsiya xətlərinə əlavə olaraq, bir çox qalaktikalar Süd Yolunun emissiya dumanlıqları kimi emissiya xətlərini göstərir. Adətən bunlar Balmer seriyasının hidrogen xətləridir, məsələn, H  üstündə  6563, ionlaşmış azotun dubletləri (N II) üzərində  6548 və 6583 və kükürd (S II) üzrə  6717 və 6731, ionlaşmış oksigen (O II) üzərində  3726 və 3729 və ikiqat ionlaşmış oksigen (O III) üzərində  4959 və 5007. Emissiya xətlərinin intensivliyi adətən qalaktikaların disklərindəki qaz və supernəhəng ulduzların miqdarı ilə əlaqələndirilir: bu xətlər elliptik və lentikulyar qalaktikalarda yoxdur və ya çox zəifdir, lakin spiral və qeyri-müntəzəm olanlarda artır - Saüçün Im. Bundan əlavə, hidrogendən daha ağır olan elementlərin (N, O, S) emissiya xətlərinin intensivliyi və ehtimal ki, bu elementlərin nisbi bolluğu disk qalaktikalarının nüvəsindən periferiyaya qədər azalır. Bəzi qalaktikaların nüvələrində qeyri-adi dərəcədə güclü emissiya xətləri var. 1943-cü ildə K.Seifert nüvələrində çox geniş hidrogen xətləri olan xüsusi tipli qalaktikalar kəşf etdi ki, bu da onların yüksək aktivliyini göstərir. Bu nüvələrin parlaqlığı və spektrləri zamanla dəyişir. Ümumiyyətlə, Seyfert qalaktikalarının nüvələri o qədər güclü olmasa da, kvazarlara bənzəyir.

Qalaktikaların morfoloji ardıcıllığı boyunca onların rənginin inteqral indeksi dəyişir ( B-V), yəni. göy rəngdə qalaktikanın böyüklüyü arasındakı fərq B və sarı Vşüalar. Əsas qalaktika növlərinin orta rəng indeksi aşağıdakı kimidir:

Bu miqyasda 0.0 uyğun gəlir ağ rəng, 0,5 - sarımtıl, 1,0 - qırmızımtıl.

Ətraflı fotometriya ilə adətən qalaktikanın rənginin nüvədən kənara doğru dəyişdiyi ortaya çıxır ki, bu da ulduzun tərkibində dəyişiklik olduğunu göstərir. Əksər qalaktikalar nüvəyə nisbətən xarici bölgələrdə daha mavi olur; Bu, spirallərdə elliptiklərə nisbətən daha çox nəzərə çarpır, çünki disklərində çoxlu gənc mavi ulduz var. Adətən nüvədən məhrum olan qeyri-müntəzəm qalaktikalar kənardan daha çox mərkəzdə mavi olur.

Fırlanma və kütlə. Qalaktikanın mərkəzdən keçən ox ətrafında fırlanması onun spektrindəki xətlərin dalğa uzunluğunun dəyişməsinə səbəb olur: qalaktikanın bizə yaxınlaşan bölgələrindən gələn xətlər spektrin bənövşəyi hissəsinə, uzaqlaşan hissəsindən isə sürüşür. bölgələr qırmızıya keçir (şək. 7). Doppler düsturuna görə xəttin dalğa uzunluğunun nisbi dəyişməsi -dir  / = V r /c, harada c işıq sürətidir və V r radial sürətdir, yəni. görmə xətti boyunca mənbə sürətinin komponenti. Ulduzların qalaktikaların mərkəzləri ətrafında fırlanma dövrləri yüz milyonlarla ildir və onların orbital hərəkət sürətləri 300 km/s-ə çatır. Adətən diskin fırlanma sürəti maksimum dəyərə çatır ( V M) mərkəzdən bir qədər məsafədə ( r M), sonra isə azalır (şək. 8). Bizim Qalaktikamız V M= 230 km/s məsafədə r M= 40 min St. mərkəzdən illər:

düyü. 7. QALAKSİYANIN SPEKTRAL XƏTLƏRİ, ox ətrafında fırlanan N, spektroqraf yarığı ox boyunca istiqamətləndirildikdə ab. Qalaktikanın uzaq kənarından bir xətt ( b) qırmızı tərəfə (R) və yaxınlaşan kənardan ( a) ultrabənövşəyi (UV).

düyü. 8. QALAKSİYA FIRLANMA ƏYRİSİ. Fırlanma sürəti V r maksimum dəyərinə çatır V məsafədə M R Qalaktikanın mərkəzindən M və sonra yavaş-yavaş azalır.

Qalaktikaların spektrlərində udma xətləri və emissiya xətləri var eyni forma, buna görə də, diskdəki ulduzlar və qaz ilə birlikdə fırlanır eyni sürət bir istiqamətdə. Diskdəki tünd toz zolaqlarının yerləşməsi ilə qalaktikanın hansı kənarının bizə daha yaxın olduğunu başa düşmək mümkün olduqda, spiral qolların bükülmə istiqamətini öyrənə bilərik: bütün tədqiq edilmiş qalaktikalarda onlar geridə qalırlar. , yəni mərkəzdən uzaqlaşaraq, qolun fırlanma istiqamətinə əks istiqamətdə əyilir.

Fırlanma əyrisinin təhlili qalaktikanın kütləsini təyin etməyə imkan verir. Ən sadə halda, cazibə qüvvəsini mərkəzdənqaçma qüvvəsinə bərabər tutaraq, ulduzun orbitindəki qalaktikanın kütləsini əldə edirik: M = rV r 2 /G, harada G qravitasiya sabitidir. Periferik ulduzların hərəkətinin təhlili ümumi kütləni təxmin etməyə imkan verir. Qalaktikamızın kütləsi təqribəndir. 210 11 günəş kütlələri, Andromeda Dumanlığı üçün 410 11 , Böyük Magellan Buludu üçün - 1510 9 . Disk qalaktikalarının kütlələri onların parlaqlığına təxminən mütənasibdir ( L), yəni nisbət M/L onlar demək olar ki, eynidir və mavi şüalarda parlaqlıq bərabərdir M/L Günəşin kütlə və parlaqlıq vahidlərində 5.

Sferik qalaktikanın kütləsi diskin fırlanma sürəti əvəzinə qalaktikadakı ulduzların xaotik hərəkətinin sürətini götürməklə eyni şəkildə təxmin edilə bilər (  v), spektral xətlərin eni ilə ölçülür və sürət dispersiyası adlanır: M  R v 2 /G, harada R qalaktika radiusudur (virial teorem). Elliptik qalaktikalarda ulduzların sürət dispersiyası adətən 50-300 km/s, kütlələri isə cırtdan sistemlərdə 109 günəş kütləsindən nəhənglərdə 1012-ə qədərdir.

radio emissiyası Süd Yolu 1931-ci ildə K. Yanski tərəfindən kəşf edilmişdir. Süd Yolunun ilk radio xəritəsi 1945-ci ildə G. Reber tərəfindən qəbul edilmişdir. Bu şüalanma geniş dalğa uzunluqlarında olur.  və ya tezliklər  = c/ , bir neçə megahertzdən (   100 m) onlarla gigahertsə (   1 sm) və “davamlı” adlanır. Bunun üçün bir neçə fiziki proses məsuldur, onlardan ən vacibi zəif ulduzlararası maqnit sahəsində demək olar ki, işıq sürəti ilə hərəkət edən ulduzlararası elektronların sinxrotron şüalanmasıdır. 1950-ci ildə 1,9 m dalğa uzunluğunda davamlı şüalanma R.Braun və C.Hazard (Jodrell Bank, İngiltərə) tərəfindən Andromeda dumanlığından, sonra isə bir çox başqa qalaktikalardan kəşf edilmişdir. Normal qalaktikalar, bizimki və ya M 31 kimi, radio dalğalarının zəif mənbələridir. Onlar radio diapazonunda optik gücünün demək olar ki, milyonda birini şüalandırırlar. Ancaq bəzi qeyri-adi qalaktikalarda bu şüalanma daha güclüdür. Ən yaxın "radioqalaktikalar" Qız A (M 87), Centavr A (NGC 5128) və Perseus A (NGC 1275) optikdən 10-4 10-3 radio parlaqlığına malikdir. Və Cygnus A radioqalaktikası kimi nadir obyektlər üçün bu nisbət birliyə yaxındır. Bu güclü radio mənbəyinin kəşfindən cəmi bir neçə il sonra onunla əlaqəli zəif qalaktika tapmaq mümkün oldu. Çox güman ki, uzaq qalaktikalarla əlaqəli olan bir çox zəif radio mənbələri hələ də optik obyektlərlə müəyyən edilməmişdir.

Alimlər bir müddətdir ki, Süd Yolu Qalaktikasının kainatda yeganə olmadığını bilirlər. Yerli Qrupa - 54 qalaktika və cırtdan qalaktika toplusuna daxil olan qalaktikamıza əlavə olaraq, biz həm də Qız bürcü qalaktikalar çoxluğu kimi tanınan daha böyük varlığın bir hissəsiyik. Beləliklə, Süd yolunun çoxlu qonşuları olduğunu söyləyə bilərik.

Bunlardan çoxu Andromeda Qalaktikasının bizim ən yaxın qalaktik birlikdə yaşadığımıza inanır. Düzünü desəm, Andromeda ən yaxındır spiral Qalaktika, lakin heç də ən yaxın qalaktika deyil. Bu fərq əslində Süd Yolunun özündə olanı deyil, Canis Major Gnome Galax (aka. Canis Major) adı ilə tanınan cırtdan qalaktikanın formalaşması nöqtəsinə düşür.

Bu ulduz formalaşması qalaktika mərkəzindən təqribən 42.000 işıq ili, bizdən isə cəmi 25.000 işıq ili uzaqlıqda yerləşir. günəş sistemi. Bu, onu bizə Günəş sistemindən 30.000 işıq ili uzaqda olan öz qalaktikamızın mərkəzindən daha yaxın edir.

Kəşf edilməzdən əvvəl astronomlar Oxatan Cırtdan Qalaktikasının bizimkinə ən yaxın qalaktik formasiya olduğuna inanırdılar. Yerdən 70.000 işıq ili uzaqlıqda olan bu qalaktika 1994-cü ildə bizə 180.000 işıq ili uzaqlıqda olan və əvvəllər ən yaxın qonşumuz ünvanını daşıyan cırtdan qalaktika olan Böyük Magellan Buludundan daha yaxın olduğu müəyyən edildi.

Hər şey 2003-cü ildə, Canis Major cırtdan qalaktikasının 1997-2001-ci illər arasında baş vermiş astronomik missiya zamanı 2 Mikron Panoramik Tədqiqat (2MASS) tərəfindən kəşf edildiyi zaman dəyişdi.

MT-də yerləşən teleskopların köməyi ilə. Arizonadakı Hopkins Rəsədxanası (Şimali Yarımkürə üçün) və Çilidəki Amerikalararası Rəsədxanasında Cənubi Yarımkürə üçün astronomlar qaz və toz tərəfindən amansızcasına bağlanmayan infraqırmızı işıqda səmanı hərtərəfli tədqiq edə bildilər. görünən işıq kimi.

Bu texnika sayəsində astronomlar bürclərin tutduğu səmada M sinfinə aid nəhəng ulduzların çox əhəmiyyətli sıxlığını aşkar edə bildilər. böyük it, eləcə də bu tip ulduzu təşkil edən bir neçə digər əlaqəli strukturlar, bunlardan ikisi geniş, süzülmüş qövslərin görünüşünə malikdir (yuxarıdakı şəkildə göründüyü kimi).

M-sinif ulduzların bolluğu, formalaşmanı asanlıqla aşkar etməyə imkan verdi. Bu sərin, "qırmızı cırtdanlar" digər ulduz sinifləri ilə müqayisədə çox parlaq deyil və hətta çılpaq gözlə görülə bilməz. Bununla belə, onlar infraqırmızıda və içərisində çox parlaq şəkildə parlayırlar böyük sayda meydana çıxdı.

Tərkibinə əlavə olaraq, Qalaktikanın təxminən elliptik forması var və onun Süd Yolunda yerləşdiyimiz yerə ən yaxın qalaktika üçün əvvəlki rəqibi olan Oxatan Cırtdan Elliptik Qalaktikası qədər ulduzun olduğu güman edilir.

Cırtdan qalaktika ilə yanaşı, onun arxasında uzun bir ulduz silsiləsi də görünür. Bu mürəkkəb, halqa quruluşu - bəzən Monoceros halqası adlanır - qalaktikanın ətrafında üç dəfə əyilir. Axın ilk dəfə 21-ci əsrin əvvəllərində Sloan Digital Sky Survey aparan astronomlar tərəfindən aşkar edilib.

Məhz bu ulduz halqasının və Oxatan bürcünün cırtdan elliptik qalaktikaları ilə əlaqəli olanlara bənzər bir-birinə yaxın məsafədə yerləşən qlobular çoxluq qruplarının tədqiqi zamanı Canis Major cırtdan qalaktikası kəşf edildi.

Mövcud nəzəriyyə budur ki, bu qalaktika Süd Yolu Qalaktikasına birləşdirilib (və ya udulub). Süd Yolunun mərkəzi ətrafında peyk kimi dolanan digər qlobulyar klasterlərin - yəni ya NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 və NGC 2808 - toplanmadan əvvəl cırtdan qalaktikanın böyük itinin bir hissəsi olduğu güman edilir.

Bu qalaktikanın kəşfi və onunla əlaqəli ulduzların sonrakı təhlili, qalaktikaların kiçik qonşularını udaraq ölçülərinin arta biləcəyi ilə bağlı mövcud nəzəriyyəyə müəyyən dəstək verir. Süd Yolu böyük bir it kimi digər qalaktikaları yeyərək indiki halına gəldi və bu gün də belə etməyə davam edir. Canis major cırtdan qalaktikasının ulduzları texniki cəhətdən artıq Süd Yolunun bir hissəsi olduğundan, o, tərifinə görə bizə ən yaxın qalaktikadır.

Astronomlar həmçinin inanırlar ki, böyük cırtdan qalaktikalar bu prosesdə daha kütləvi Süd Yolu qalaktikasının qravitasiya sahəsini ayırır. Qalaktikanın əsas gövdəsi artıq hədsiz dərəcədə deqradasiyaya uğrayıb və bu proses Qalaktikamızın ətrafında və onun içindən keçərkən davam edəcək. Akkreditasiya zamanı böyük bir it cırtdan qalaktikası ilə başa çatması ehtimal olunur ki, artıq Süd Yolunun bir hissəsi olan 200 m0 400 milyarda 1 milyard ulduz yerləşdirilir.

2003-cü ildə kəşf edilməmişdən əvvəl, məhz Oxatan bürcünün cırtdan eliptik qalaktikası özümüzə ən yaxın qalaktika mövqeyində idi. 75.000 işıq ili məsafədə. Diametri təqribən 10.000 işıq ili olan dörd qlobus klasterdən ibarət olan bu cırtdan qalaktika 1994-cü ildə kəşf edilib. Bundan əvvəl Böyük Magellan Buludunun bizim ən yaxın qonşumuz olduğu düşünülürdü.

Andromeda Qalaktikası (M31) bizə ən yaxın spiral qalaktikadır. Baxmayaraq ki, - qravitasiya - ilə bağlıdır süd Yolu, bu hələ də ən yaxın qalaktika deyil - bizdən 2 milyon işıq ili. Andromeda hazırda qalaktikamıza saniyədə təxminən 110 kilometr sürətlə yaxınlaşır. Təxminən 4 milyard ildən sonra Andromeda Qalaktikasının birləşərək vahid Super Qalaktikaya çevriləcəyi gözlənilir.

Süd Yolu - onun qalaktika növü üçün çox xarakterik bir nümunə - o qədər böyükdür ki, işığın saniyədə 300.000 kilometr sürətlə hərəkət etməsi, Qalaktikanın kənarından kənarına keçməsi üçün 100.000 ildən çox vaxt lazımdır. Yer və Günəş Süd Yolunun mərkəzindən təxminən 30 min işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Əgər qalaktikamızın mərkəzinə yaxın yaşayan fərziyyəli varlığa mesaj göndərməyə çalışsaydıq, 60.000 ildən sonra cavab ala bilməzdik. Kainatın yaranması zamanı təyyarə sürətində (saatda 600 mil və ya 1000 kilometr) göndərilən bir mesaj indiyə qədər Qalaktikanın mərkəzinə gedən yolun yalnız yarısını qət etmiş və cavab gözləmə müddətini keçmişdi. 70 milyard il olardı.

Bəzi qalaktikalar bizimkindən çox böyükdür. Onlardan ən böyüyünün - cənub səmasının məşhur obyekti - Centaurus A kimi radiodalğalar şəklində nəhəng enerji yayan nəhəng qalaktikaların diametrləri Süd Yolunun diametrindən yüz dəfə böyükdür. Digər tərəfdən, Kainatda nisbətən kiçik qalaktikalar çoxdur. Cırtdan elliptik qalaktikaların ölçüləri ( tipik nümayəndə Draco bürcündə yerləşir) cəmi 10 min işıq ilini əhatə edir. Təbii ki, hətta bu gözə dəyməyən obyektlər də demək olar ki, ağlasığmaz dərəcədə böyükdür: Drako bürcündəki qalaktikanı cırtdan qalaktika adlandırmaq olar, onun diametri 160 000 000 000 000 000 kilometri keçir.

Kosmosda milyardlarla qalaktika məskunlaşsa da, onlar heç də sıx deyillər: Kainat qalaktikaların ona rahat sığması üçün kifayət qədər böyükdür və hələ də çoxlu boş yer var. Parlaq qalaktikalar arasında tipik məsafə təxminən 5-10 milyon işıq ilidir; qalan həcmi cırtdan qalaktikalar tutur. Lakin onların ölçülərini nəzərə alsaq, məlum olur ki, qalaktikalar, məsələn, Günəşə yaxın olan ulduzlarla müqayisədə bir-birinə nisbətən daha yaxındır. Bir ulduzun diametri ən yaxın qonşu ulduza olan məsafə ilə müqayisədə əhəmiyyətsizdir. Günəşin diametri cəmi 1,5 milyon kilometrdir, bizə ən yaxın ulduza olan məsafə isə 50 milyon dəfə böyükdür.

Qalaktikalar arasındakı nəhəng məsafələri təsəvvür etmək üçün onların ölçüsünü zehni olaraq orta insanın boyu qədər kiçildək. Sonra Kainatın tipik bir bölgəsində "yetkin" (parlaq) qalaktikalar orta hesabla 100 metr məsafədə olacaq və onların arasında az sayda uşaq yerləşəcəkdir. Kainat oyunçular arasında çoxlu boşluq olan geniş bir beysbol meydançası kimi olardı. Yalnız qalaktikaların yaxın çoxluqlarda toplaşdığı bəzi yerlərdə. bizim miqyaslı model Kainat şəhərin səkisinə bənzəyir və heç bir yerdə pik saatlarda şənlik və ya metro vaqonu kimi bir şey olmaz. Bununla belə, tipik bir qalaktikanın ulduzları insan böyüməsi miqyasına qədər azaldılsaydı, o zaman ərazi son dərəcə seyrək məskunlaşacaq: ən yaxın qonşu 100 min kilometr məsafədə - məsafənin dörddə birində yaşayacaqdı. Yerdən Aya.

Bu nümunələrdən aydın olmaq lazımdır ki, qalaktikalar kainatda olduqca nadir hallarda səpələnmişdir və əsasən boş fəzadan ibarətdir. Ulduzlar arasındakı boşluğu dolduran nadir qazı nəzərə alsaq belə, maddənin orta sıxlığı hələ də son dərəcə aşağıdır. Qalaktikalar dünyası böyük və demək olar ki, boşdur.

Kainatdakı qalaktikalar eyni deyil. Onların bəziləri düz və yuvarlaq, digərləri yastı, yayılan spirallardır, bəziləri isə demək olar ki, heç bir quruluşa malik deyildir. 1920-ci illərdə nəşr olunan Edwin Hubble-ın qabaqcıl işindən sonra astronomlar qalaktikaları formalarına görə üç əsas tipə təsnif edirlər: elliptik, spiral və nizamsız, müvafiq olaraq E, S və Irr olaraq təyin olunur.

Ən yaxın qalaktikaya olan məsafə nə qədərdir? 12 mart 2013-cü il

Alimlər ilk dəfə bizdən ən yaxın qalaktikaya olan dəqiq məsafəni ölçə bildilər. Bu cırtdan qalaktika kimi tanınır Böyük Macellan Buludu. Bizdən 163 min işıq ili, daha dəqiq desək, 49,97 kiloparsek məsafədə yerləşir.

Böyük Magellan Bulud Qalaktikası yavaş-yavaş bizim qalaktikadan yan keçərək kosmosda üzür. süd Yolu ayın yerin ətrafında fırlanması kimi.

Qalaktikanın ətrafında nəhəng qaz buludları yavaş-yavaş dağılır, nəticədə öz işığı ilə ulduzlararası məkanı işıqlandıran, parlaq rəngli kosmik mənzərələr yaradan yeni ulduzlar əmələ gəlir. Bu mənzərələr kosmik teleskopla çəkilib Hubble.

Kiçik qalaktika Böyük Magellan Buludu, bizim qonşuluqdakı kosmosda ən parlaq ulduz beşiyi olan Tarantula Dumanlığını ehtiva edir - bu, yeni ulduzların əmələ gəlməsinin əlamətləri görüldü.

Elm adamları nadir, yaxın ulduz cütlüyü kimi tanınan ulduzları müşahidə edərək hesablamalar apara bildilər. ikili ulduzların tutulması. Bu cüt ulduzlar cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlıdır və Yerdən gələn bir müşahidəçinin gördüyü kimi ulduzlardan biri digərindən üstün olanda sistemin ümumi parlaqlığı azalır.

Ulduzların parlaqlığını müqayisə etsəniz, bu üsulla inanılmaz dəqiqliklə onlara olan dəqiq məsafəni hesablaya bilərsiniz.

Kosmik obyektlərə olan dəqiq məsafənin müəyyən edilməsi kainatımızın ölçüsünü və yaşını anlamaq üçün çox vacibdir. Hələlik sual açıq qalır: Kainatımızın ölçüsü nədir, elm adamlarından heç biri hələ dəqiq deyə bilməz.

Astronomlar kosmosda məsafələri təyin etməkdə belə dəqiqliyə nail olduqdan sonra daha uzaqdakı obyektlərə baxa biləcək və son nəticədə kainatın ölçüsünü hesablaya biləcəklər.

Həmçinin, yeni funksiyalar Kainatımızın genişlənmə sürətini daha dəqiq müəyyən etməyə, eləcə də daha dəqiq hesablamağa imkan verəcək. Hubble sabiti. Bu əmsalı 1929-cu ildə sübut edən amerikalı astronom Edvin P. Hablın şərəfinə adlandırılmışdır ki, bizim kainat yarandığı ilk vaxtdan bəri daim genişlənir.

qalaktikalar arasındakı məsafə

Böyük Magellan Bulud Qalaktikası bizdən ən yaxın cırtdan qalaktikadır, lakin ölçüsünə görə ən böyük qalaktika bizim qonşumuz hesab olunur. Andromeda spiral qalaktikası, bizdən təxminən 2,52 milyon işıq ili məsafəsində yerləşir.

Qalaktikamız ilə Andromeda qalaktikası arasındakı məsafə getdikcə azalır. Onlar bir-birlərinə saniyədə 100-140 kilometr sürətlə yaxınlaşırlar, baxmayaraq ki, çox tezliklə, daha doğrusu, 3-4 milyard ildən sonra qarşılaşacaqlar.

Ola bilsin ki, gecə səması bir neçə milyard ildən sonra yer üzündəki müşahidəçiyə belə görünəcək.

Buna görə qalaktikalar arasındakı məsafələr çox fərqli ola bilər müxtəlif mərhələlər zaman, çünki onlar daim dinamikadadırlar.

Kainatın miqyası

Görünən Kainatın inanılmaz diametri var, bu da milyardlarla, bəlkə də on milyardlarla işıq ilidir. Teleskoplarla görə bildiyimiz cisimlərin çoxu artıq orada deyil və ya tamamilə fərqli görünür, çünki işıq onların qarşısında inanılmaz dərəcədə uzun müddət keçdi.

Təklif olunan illüstrasiyalar silsiləsi heç olmasa bir yerdə təsəvvür etməyə kömək edəcək ümumi mənada kainatımızın miqyası.

Ən böyük obyektləri olan günəş sistemi (planetlər və cırtdan planetlər)

Günəş (mərkəz) və ən yaxın ulduzlar

Günəş sisteminə ən yaxın olan ulduz sistemləri qrupunu göstərən Süd Yolu qalaktikası

Yaxınlıqdakı qalaktikalar qrupu, o cümlədən 50-dən çox qalaktika, yeniləri kəşf olunduqca onların sayı daim artır.

Qalaktikaların yerli superklasteri (Virgo Supercluster). Ölçü - təxminən 200 milyon işıq ili

Qalaktikaların superklasterlər qrupu

Görünən Kainat