Vea qué es "Galaxias más cercanas" en otros diccionarios. ¿Cuál es la distancia a la galaxia más cercana?

Andrómeda es una galaxia también conocida como M31 y NGC224. Es una formación espiral ubicada a una distancia aproximada de 780 kp (2,5 millones de la Tierra.

Andrómeda es la galaxia más cercana a la Vía Láctea. Lleva el nombre de la mítica princesa del mismo nombre. Las observaciones realizadas en 2006 llevaron a la conclusión de que hay alrededor de un billón de estrellas aquí, al menos el doble que en la Vía Láctea, donde hay entre 200 y 400 mil millones de ellas. Los científicos creen que la colisión de la Vía Láctea y Andrómeda galaxia sucederá en aproximadamente 3, 75 mil millones de años, y como resultado, se formará una galaxia elíptica o de disco gigante. Pero más sobre eso más adelante. Primero, averigüemos cómo es la "princesa mítica".

La imagen muestra a Andrómeda. La galaxia tiene rayas azules y blancas. Forman anillos a su alrededor y albergan estrellas gigantes al rojo vivo. Las bandas de color gris azulado oscuro contrastan marcadamente con estos anillos brillantes y muestran áreas donde la formación de estrellas apenas comienza en capullos de nubes densas. Cuando se ven en el espectro visible, los anillos de Andrómeda se parecen más a brazos en espiral. En el rango ultravioleta, estas formaciones se asemejan a estructuras de anillos. Fueron descubiertos previamente por el telescopio de la NASA. Los astrónomos creen que estos anillos indican la formación de una galaxia como resultado de una colisión con una vecina hace más de 200 millones de años.

Lunas de Andrómeda

Al igual que la Vía Láctea, Andrómeda tiene varios satélites enanos, 14 de los cuales ya han sido descubiertos. Los más famosos son M32 y M110. Por supuesto, es poco probable que las estrellas de cada una de las galaxias choquen entre sí, ya que las distancias entre ellas son muy grandes. Sobre lo que realmente sucederá, los científicos todavía tienen una idea bastante vaga. Pero ya se ha inventado un nombre para el futuro recién nacido. Mlekomed: este es el nombre de los científicos de galaxias gigantes no nacidos.

Colisiones de estrellas

Andrómeda es una galaxia con 1 billón de estrellas (10 12), y la Vía Láctea - 1 billón (3 * 10 11). Sin embargo, la posibilidad de una colisión de cuerpos celestes es insignificante, ya que hay una gran distancia entre ellos. Por ejemplo, la estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri, se encuentra a una distancia de 4,2 años luz (4 * 10 13 km), o 30 millones (3 * 10 7) de diámetro del Sol. Imagina que nuestra luminaria es una pelota de tenis de mesa. Entonces Proxima Centauri se verá como un guisante, ubicado a una distancia de 1100 km de él, y la Vía Láctea se extenderá en ancho por 30 millones de km. Incluso las estrellas en el centro de la galaxia (es decir, donde se encuentra su cúmulo más grande) se encuentran a intervalos de 160 mil millones (1,6 * 10 11) km. Es como una pelota de tenis de mesa por cada 3,2 km. Por lo tanto, la posibilidad de que dos estrellas cualesquiera colisionen durante una fusión de galaxias es extremadamente pequeña.

Colisión de agujeros negros

La Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea tienen un Sagitario A central (3,6*10 6 masas solares) y un objeto dentro del cúmulo P2 del Núcleo Galáctico. Estos agujeros negros convergerán en un punto cercano al centro de la galaxia recién formada, transfiriendo energía orbital a las estrellas, que se moverán a trayectorias más altas con el tiempo. El proceso anterior puede llevar millones de años. Cuando los agujeros negros se acercan dentro de uno año luz aparte, comenzarán a emitir ondas gravitacionales. La energía orbital se volverá aún más poderosa hasta que se complete la fusión. Según los datos de simulación de 2006, la Tierra puede ser arrojada primero casi al mismo centro de la galaxia recién formada, luego pasar cerca de uno de los agujeros negros y hacer erupción fuera de Mlecomeda.

Confirmación de la teoría

La galaxia de Andrómeda se acerca a nosotros a una velocidad de unos 110 km por segundo. Hasta 2012, no había forma de saber si ocurriría o no una colisión. Para concluir que es casi inevitable, el Telescopio Espacial Hubble ayudó a los científicos. Después de rastrear los movimientos de Andrómeda desde 2002 hasta 2010, se concluyó que la colisión ocurriría en unos 4 mil millones de años.

Fenómenos similares están muy extendidos en el espacio. Por ejemplo, se cree que Andrómeda interactuó con al menos una galaxia en el pasado. Y algunas galaxias enanas, como SagDEG, continúan chocando con la Vía Láctea, creando una sola formación.

La investigación también indica que M33, o Triangulum Galaxy, el tercer miembro más grande y brillante del Grupo Local, también participará en este evento. Su destino más probable será la entrada en órbita del objeto formado después de la fusión y, en un futuro lejano, la fusión final. Sin embargo, se descarta una colisión de M33 con la Vía Láctea antes de que Andrómeda se acerque, o nuestro Sistema Solar sea expulsado del Grupo Local.

El destino del sistema solar.

Los científicos de Harvard argumentan que el momento de la fusión de las galaxias dependerá de la velocidad tangencial de Andrómeda. Con base en los cálculos, concluyeron que existe un 50% de posibilidades de que durante la fusión el Sistema Solar retroceda a una distancia tres veces mayor que la distancia actual al centro de la Vía Láctea. No se sabe exactamente cómo se comportará la galaxia de Andrómeda. El planeta Tierra también está bajo amenaza. Los científicos dicen que hay un 12% de posibilidades de que seamos expulsados ​​de nuestro antiguo "hogar" algún tiempo después de la colisión. Pero este evento, muy probablemente, no producirá fuertes efectos adversos en el Sistema Solar, y los cuerpos celestes no serán destruidos.

Si excluimos la ingeniería planetaria, para cuando la superficie de la Tierra esté muy caliente y no quede agua sobre ella en estado liquido y por lo tanto la vida.

Posibles efectos secundarios

Cuando dos galaxias espirales se fusionan, el hidrógeno presente en sus discos se contrae. comienza educación mejorada nuevas estrellas Por ejemplo, esto se puede observar en la galaxia en interacción NGC 4039, también conocida como "Antenas". En el caso de una fusión entre Andrómeda y la Vía Láctea, se cree que quedará poco gas en sus discos. La formación estelar no será tan intensa, aunque es bastante probable el nacimiento de un cuásar.

Resultado de la fusión

La galaxia formada durante la fusión es tentativamente llamada Mlecomed por los científicos. El resultado de la simulación muestra que el objeto resultante tendrá una forma elíptica. Su centro tendrá una menor densidad de estrellas que las galaxias elípticas modernas. Pero también es probable una forma de disco. Mucho dependerá de cuánto gas quede dentro de la Vía Láctea y Andrómeda. En un futuro cercano, el resto se fusionará en un solo objeto, y esto significará el comienzo de una nueva etapa evolutiva.

Datos sobre Andrómeda

• Andrómeda es la galaxia más grande del Grupo Local. Pero probablemente no el más masivo. Los científicos sugieren que se concentra más en la Vía Láctea y esto es lo que hace que nuestra galaxia sea más masiva.
• Los científicos están explorando Andrómeda para comprender el origen y la evolución de formaciones como esta, porque es la galaxia espiral más cercana a nosotros.
• Andrómeda se ve increíble desde la Tierra. Muchos incluso logran fotografiarlo.
• Andrómeda tiene un núcleo galáctico muy denso. No solo hay estrellas enormes ubicadas en su centro, sino que también hay al menos un agujero negro supermasivo escondido en el núcleo.
• Sus brazos espirales se doblaron como resultado de la interacción gravitatoria con dos galaxias vecinas: M32 y M110.
• Hay al menos 450 cúmulos de estrellas globulares orbitando dentro de Andrómeda. Entre ellos se encuentran algunos de los más densos que se han encontrado.
• La galaxia de Andrómeda es el objeto más distante que se puede ver a simple vista. Necesitará buen punto visibilidad y un mínimo de luz brillante.

En conclusión, me gustaría aconsejar a los lectores que levanten más la vista al cielo estrellado. Guarda mucho de nuevo y desconocido. Encuentre algo de tiempo libre para ver el espacio este fin de semana. La galaxia de Andrómeda en el cielo es un espectáculo para la vista.

Las GALAXIAS, "nebulosas extragalácticas" o "universos islas", son sistemas estelares gigantes que también contienen gas y polvo interestelar. El sistema solar es parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Todo el espacio exterior, en la medida en que los telescopios más potentes pueden penetrar, está lleno de galaxias. Los astrónomos suman al menos mil millones de ellos. La galaxia más cercana se encuentra a una distancia de aproximadamente 1 millón de años luz de nosotros. años (10 19 km), y a las galaxias más distantes registradas por telescopios: miles de millones de años luz. El estudio de las galaxias es una de las tareas más ambiciosas de la astronomía.

Referencia histórica. Las galaxias exteriores más brillantes y cercanas a nosotros, las Nubes de Magallanes, son visibles a simple vista en el hemisferio sur del cielo y los árabes las conocían desde el siglo XI, así como la galaxia más brillante en el hemisferio norte. la Gran Nebulosa de Andrómeda. Con el redescubrimiento de esta nebulosa en 1612 con la ayuda de un telescopio por parte del astrónomo alemán S. Marius (1570-1624), comenzó el estudio científico de galaxias, nebulosas y cúmulos estelares. Varios astrónomos descubrieron muchas nebulosas en los siglos XVII y XVIII; entonces fueron consideradas nubes de gas luminoso.

La idea de sistemas estelares más allá de la Galaxia fue discutida por primera vez por filósofos y astrónomos del siglo XVIII: E. Swedenborg (1688–1772) en Suecia, T. Wright (1711–1786) en Inglaterra, I. Kant (1724– 1804) en Prusia y .Lambert (1728–1777) en Alsacia y W. Herschel (1738–1822) en Inglaterra. Sin embargo, recién en el primer cuarto del siglo XX. la existencia de "universos islas" se demostró sin ambigüedades principalmente debido al trabajo de los astrónomos estadounidenses G. Curtis (1872-1942) y E. Hubble (1889-1953). Demostraron que las distancias a las más brillantes y, por lo tanto, a las "nebulosas blancas" más cercanas, son mucho más grandes que el tamaño de nuestra galaxia. Entre 1924 y 1936, Hubble empujó la frontera de la exploración de galaxias desde los sistemas cercanos hasta los límites del telescopio de 2,5 metros en el Observatorio del Monte Wilson, es decir, hasta varios cientos de millones de años luz.

En 1929, Hubble descubrió la relación entre la distancia a una galaxia y su velocidad. Esta relación, la ley de Hubble, se ha convertido en la base de observación de la cosmología moderna. Después del final de la Segunda Guerra Mundial, comenzó un estudio activo de las galaxias con la ayuda de nuevos grandes telescopios con amplificadores de luz electrónicos, máquinas de medición automática y computadoras. La detección de emisiones de radio de nuestra y otras galaxias ha dado nueva oportunidad para estudiar el Universo y condujo al descubrimiento de radiogalaxias, cuásares y otras manifestaciones de actividad en los núcleos de las galaxias. Las observaciones extraatmosféricas de cohetes y satélites geofísicos permitieron detectar la emisión de rayos X de los núcleos de galaxias activas y cúmulos de galaxias.

Arroz. 1. Clasificación de galaxias según Hubble

El primer catálogo de "nebulosas" fue publicado en 1782 por el astrónomo francés C. Messier (1730-1817). Esta lista incluye tanto cúmulos estelares como nebulosas gaseosas de nuestra Galaxia, así como objetos extragalácticos. Los números de objetos más desordenados todavía están en uso hoy en día; por ejemplo, Messier 31 (M 31) es la famosa Nebulosa de Andrómeda, la galaxia grande más cercana observada en la constelación de Andrómeda.

Un estudio sistemático del cielo, iniciado por W. Herschel en 1783, lo llevó al descubrimiento de varios miles de nebulosas en el cielo del norte. Este trabajo fue continuado por su hijo J. Herschel (1792-1871), quien realizó observaciones en el hemisferio sur en el Cabo de Buena Esperanza (1834-1838) y publicó en 1864 directorio general 5 mil nebulosas y cúmulos estelares. En la segunda mitad del siglo XIX Se agregaron objetos recién descubiertos a estos objetos, y J. Dreyer (1852–1926) en 1888 publicó Nuevo directorio compartido (Nuevo Catálogo General - NGC), incluidos 7814 objetos. Con la publicación en 1895 y 1908 de dos adicionales directorio-índice(IC) el número de nebulosas y cúmulos estelares descubiertos superó los 13 000. Desde entonces, la designación según los catálogos NGC e IC se ha vuelto generalmente aceptada. Entonces, la Nebulosa de Andrómeda se designa como M 31 o NGC 224. H. Shapley y A. Ames del Observatorio de Harvard compilaron una lista separada de 1249 galaxias más brillantes que la magnitud 13, basada en un estudio fotográfico del cielo. 1932.

Este trabajo se ha ampliado sustancialmente en las ediciones primera (1964), segunda (1976) y tercera (1991). Catálogo de referencia de galaxias brillantes J. de Vaucouleurs con empleados. En la década de 1960, F. Zwicky (1898–1974) en los EE. UU. y BA Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) en la URSS publicaron catálogos más extensos, pero menos detallados, basados ​​​​en la visualización de placas fotográficas de levantamiento del cielo. Contienen aprox. 30 mil galaxias hasta la magnitud 15. Recientemente completado revisión similar del cielo austral utilizando la cámara Schmidt de 1 metro del Observatorio Europeo Austral en Chile y la cámara Schmidt británica de 1,2 metros en Australia.

Hay demasiadas galaxias más débiles que la magnitud 15 para hacer una lista de ellas. En 1967, C. Shein y K. Virtanen publicaron los resultados del conteo de galaxias más brillantes que la magnitud 19 (al norte de la declinación -20) utilizando las placas del astrógrafo de 50 cm del Observatorio Lick. Tales galaxias resultaron ser aprox. 2 millones, sin contar los que nos oculta la amplia franja de polvo de la Vía Láctea. Y en 1936, el Hubble en el Observatorio del Monte Wilson contó el número de galaxias hasta la magnitud 21 en varias áreas pequeñas distribuidas uniformemente sobre la esfera celeste (al norte de la declinación 30). Según estos datos, hay más de 20 millones de galaxias en todo el cielo más brillantes que la magnitud 21.

Clasificación. Hay galaxias de varias formas, tamaños y luminosidades; algunos de ellos están aislados, pero la mayoría tienen vecinos o satélites que ejercen una influencia gravitacional sobre ellos. Como regla general, las galaxias son tranquilas, pero a menudo se encuentran activas. En 1925, Hubble propuso una clasificación de galaxias basada en su apariencia. Más tarde fue refinado por Hubble y Shapley, luego por Sandage y finalmente por Vaucouleur. Todas las galaxias que contiene se dividen en 4 tipos: elípticas, lenticulares, espirales e irregulares.

Elíptico(mi) las galaxias tienen la forma de elipses en fotografías sin límites nítidos y detalles claros. Su brillo aumenta hacia el centro. Estos son elipsoides giratorios formados por viejas estrellas; a ellos forma visible depende de la orientación a la línea de visión del observador. Cuando se ve desde el borde, la relación de las longitudes de los ejes corto y largo de la elipse alcanza  5/10 (denotado E5).

Arroz. 2 Galaxia elíptica ESO 325-G004

lenticular(L o S 0) las galaxias son similares a las elípticas, pero, además de la componente esferoidal, tienen un disco ecuatorial delgado que gira rápidamente, a veces con estructuras anulares como los anillos de Saturno. Vistas de canto, las galaxias lenticulares parecen más comprimidas que las elípticas: la proporción de sus ejes alcanza 2/10.

Arroz. 2. The Spindle Galaxy (NGC 5866), una galaxia lenticular en la constelación de Draco.

Espiral(S) las galaxias también constan de dos componentes: esferoidal y plana, pero con una estructura espiral más o menos desarrollada en el disco. A lo largo de la secuencia de subtipos Sá., Sb, Carolina del Sur, Dakota del Sur(de espirales "tempranas" a "tardías"), los brazos espirales se vuelven más gruesos, más complejos y menos retorcidos, y el esferoide (condensación central, o protuberancia) disminuye. Las galaxias espirales de borde no tienen brazos espirales, pero el tipo de galaxia se puede determinar a partir del brillo relativo de la protuberancia y el disco.

Arroz. 2. Un ejemplo de una galaxia espiral, la Galaxia Molinete (Lista Messier 101 o NGC 5457)

Equivocado(yo) las galaxias son de dos tipos principales: tipo de Magallanes, es decir, tipo de las Nubes de Magallanes, continuando la secuencia de espirales desde SM antes de Yo soy, y tipo no magallánico yo 0, que tienen carriles caóticos de polvo oscuro sobre una estructura esferoidal o de disco, como una estructura lenticular o espiral temprana.

Arroz. 2. NGC 1427A, un ejemplo de galaxia irregular.

Tipos L y S se dividen en dos familias y dos especies, dependiendo de la presencia o ausencia de un pasaje por el centro y que cruza el disco estructura lineal (bar), así como un anillo centralmente simétrico.

Arroz. 2. Modelo informático de la Vía Láctea.

Arroz. 1. NGC 1300, un ejemplo de galaxia espiral barrada.

Arroz. 1. CLASIFICACIÓN TRIDIMENSIONAL DE LAS GALAXIAS. Tipos principales: mi, l, s, yo están en serie desde mi antes de Yo soy; familias de ordinario UN y cruzado B; clase s y r. Los diagramas circulares a continuación son una sección transversal de la configuración principal en la región de las galaxias espirales y lenticulares.

Arroz. 2. FAMILIAS BÁSICAS Y TIPOS DE ESPIRALES en la sección de la configuración principal en el área Sb.

Existen otros esquemas de clasificación de galaxias basados ​​en detalles morfológicos más finos, pero aún no se ha desarrollado una clasificación objetiva basada en mediciones fotométricas, cinemáticas y de radio.

Compuesto. Dos componentes estructurales– esferoide y disco – reflejan la diferencia en la población estelar de galaxias, descubierto en 1944 por el astrónomo alemán W. Baade (1893–1960).

Población I, presente en galaxias irregulares y brazos espirales, contiene gigantes y supergigantes azules de tipos espectrales O y B, supergigantes rojas de clases K y M, y gas y polvo interestelar con regiones brillantes de hidrógeno ionizado. También contiene estrellas de secuencia principal de baja masa que son visibles cerca del Sol, pero indistinguibles en galaxias distantes.

Población II, presente en galaxias elípticas y lenticulares, así como en las regiones centrales de espirales y en cúmulos globulares, contiene gigantes rojas de la clase G5 a K5, subgigantes y probablemente subenanas; contiene nebulosas planetarias y explosiones de novas (Fig. 3). En la fig. La figura 4 muestra la relación entre las clases espectrales (o color) de las estrellas y su luminosidad en diferentes poblaciones.

Arroz. 3. POBLACIONES ESTRELLAS. Una fotografía de la galaxia espiral Nebulosa de Andrómeda muestra que las gigantes y supergigantes azules de Población I se concentran en su disco, y la parte central consiste en estrellas rojas de Población II. También son visibles los satélites de la Nebulosa de Andrómeda: la galaxia NGC 205 ( abajo) y M 32 ( arriba a la izquierda). Las estrellas más brillantes de esta foto pertenecen a nuestra galaxia.

Arroz. 4. DIAGRAMA DE HERTZSHPRUNG-RUSSELL, que muestra la relación entre la clase espectral (o color) y la luminosidad de las estrellas diferente tipo. I: Población I estrellas jóvenes típicas de brazos espirales. II: estrellas envejecidas Población I; III: Estrellas de Población Vieja II, típicas de cúmulos globulares y galaxias elípticas.

Inicialmente, se pensó que las galaxias elípticas contenían solo la Población II y las galaxias irregulares solo la Población I. Sin embargo, resultó que las galaxias generalmente contienen una mezcla de dos poblaciones estelares en diferentes proporciones. Un análisis de población detallado solo es posible para unas pocas galaxias cercanas, pero las mediciones del color y el espectro de sistemas distantes muestran que la diferencia en sus poblaciones estelares puede ser más significativa de lo que pensaba Baade.

Distancia. La medición de distancias a galaxias lejanas se basa en la escala de distancia absoluta a las estrellas de nuestra Galaxia. Se instala de varias maneras. El más fundamental es el método de las paralajes trigonométricas, que opera hasta distancias de 300 sv. años. Otros métodos son indirectos y estadísticos; se basan en el estudio de los movimientos propios, las velocidades radiales, el brillo, el color y el espectro de las estrellas. En base a ellos, los valores absolutos de los Nuevos y variables del tipo RR Lyrae y  Cepheus, que se convierten en los principales indicadores de la distancia a las galaxias más cercanas donde son visibles. cúmulos globulares, estrellas más brillantes y las nebulosas de emisión de estas galaxias se convierten en indicadores secundarios y permiten determinar las distancias a galaxias más lejanas. Finalmente, los diámetros y luminosidades de las propias galaxias se utilizan como indicadores terciarios. Como medida de distancia, los astrónomos suelen utilizar la diferencia entre la magnitud aparente de un objeto metro y su magnitud absoluta METRO; este valor ( M-M) se denomina "módulo de distancia aparente". Para conocer la distancia real, debe corregirse por la absorción de luz por el polvo interestelar. En este caso, el error suele alcanzar el 10-20%.

La escala de distancia extragaláctica se revisa de vez en cuando, lo que significa que también cambian otros parámetros de las galaxias que dependen de la distancia. En mesa. 1 muestra las distancias más precisas a los grupos de galaxias más cercanos en la actualidad. Para galaxias más distantes a miles de millones de años luz de distancia, las distancias se estiman con poca precisión por su corrimiento al rojo ( vea abajo: La naturaleza del corrimiento al rojo).

Luminosidad. Al medir el brillo de la superficie de una galaxia, se obtiene la luminosidad total de sus estrellas por unidad de área. El cambio en la luminosidad de la superficie con la distancia desde el centro caracteriza la estructura de la galaxia. Los sistemas elípticos, por ser los más regulares y simétricos, han sido estudiados con más detalle que otros; en general, están descritos por una sola ley de luminosidad (Fig. 5, un):

Arroz. 5. DISTRIBUCIÓN DE LA LUMINOSIDAD DE LAS GALAXIAS. un– galaxias elípticas (se muestra el logaritmo del brillo de la superficie en función de la raíz cuarta del radio reducido ( r/r e) 1/4 , donde r es la distancia desde el centro, y r e es el radio efectivo que contiene la mitad de la luminosidad total de la galaxia); b– galaxia lenticular NGC 1553; en– tres galaxias espirales normales ( parte exterior Cada uno de lineas rectas, lo que indica una dependencia exponencial de la luminosidad de la distancia).

Los datos sobre los sistemas lenticulares no son tan completos. Sus perfiles de luminosidad (Fig. 5, b) difieren de los perfiles de las galaxias elípticas y tienen tres regiones principales: núcleo, lente y envoltura. Estos sistemas parecen ser intermedios entre los sistemas elípticos y espirales.

Las espirales son muy diversas, su estructura es compleja y no existe una ley única para la distribución de su luminosidad. Sin embargo, parece que en espirales simples alejadas del núcleo, la luminosidad superficial del disco decrece exponencialmente hacia la periferia. Las mediciones muestran que la luminosidad de los brazos espirales no es tan alta como parece cuando se miran fotografías de galaxias. Los brazos no suman más del 20% a la luminosidad del disco en rayos azules y mucho menos en rojos. La contribución a la luminosidad de la protuberancia disminuye de Sá. para Dakota del Sur(Figura 5, en).

Midiendo la magnitud aparente de la galaxia. metro y determinando su módulo de distancia ( M-M), calcular el valor absoluto METRO. Las galaxias más brillantes, excluyendo los cuásares, METRO -22, es decir su luminosidad es casi 100 mil millones de veces mayor que la del Sol. Y las galaxias más pequeñas METRO10, es decir luminosidad aprox. 10 6 solares. Distribución del número de galaxias por METRO, llamada "función de luminosidad", - característica importante la población galáctica del universo, pero no es fácil determinarla con precisión.

Para galaxias seleccionadas hasta una cierta magnitud visible límite, la función de luminosidad de cada tipo por separado de mi antes de Carolina del Sur casi gaussiana (en forma de campana) con un valor absoluto promedio en rayos azules METRO metro= 18.5 y dispersión  0.8 (Fig. 6). Pero las galaxias de tipo tardío de Dakota del Sur antes de Yo soy y las enanas elípticas son más débiles.

Para una muestra completa de galaxias en un volumen dado de espacio, por ejemplo, en un cúmulo, la función de luminosidad crece abruptamente con la disminución de la luminosidad, es decir El número de galaxias enanas es muchas veces mayor que el número de gigantes.

Arroz. 6. FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD DE LA GALAXIA. un– la muestra es más brillante que algún valor visible límite; b es una muestra completa en una gran cantidad de espacio. Tenga en cuenta la gran mayoría de los sistemas enanos con METRO B< -16.

El tamaño. Dado que la densidad estelar y la luminosidad de las galaxias disminuyen gradualmente hacia el exterior, la cuestión de su tamaño en realidad se basa en las capacidades del telescopio, en su capacidad para distinguir el tenue resplandor de las regiones exteriores de la galaxia contra el fondo del resplandor de la noche. cielo. La tecnología moderna permite registrar regiones de galaxias con un brillo inferior al 1% del brillo del cielo; esto es aproximadamente un millón de veces menor que el brillo de los núcleos de las galaxias. Según esta isófota (líneas de igual brillo), los diámetros de las galaxias van desde varios miles de años luz en los sistemas enanos hasta cientos de miles en los gigantes. Por regla general, los diámetros de las galaxias se correlacionan bien con su luminosidad absoluta.

Clase espectral y color. El primer espectrograma de la galaxia, la Nebulosa de Andrómeda, obtenido en el Observatorio de Potsdam en 1899 por J. Scheiner (1858–1913), se asemeja al espectro del Sol con sus líneas de absorción. El estudio de masas de los espectros de galaxias comenzó con la creación de espectrógrafos "rápidos" con baja dispersión (200–400 /mm); Posteriormente, el uso de intensificadores de imagen electrónicos permitió aumentar la dispersión a 20-100/mm. Las observaciones de Morgan en el Observatorio Yerkes mostraron que, a pesar de la compleja composición estelar de las galaxias, sus espectros suelen estar cerca de los espectros de las estrellas de una determinada clase de UN antes de k, y existe una notable correlación entre el espectro y el tipo morfológico de la galaxia. Por regla general, el espectro de clases UN tienen galaxias irregulares Yo soy y espirales SM y Dakota del Sur. espectros de clase A–F en las espirales Dakota del Sur y Carolina del Sur. Transferido de Carolina del Sur para Sb acompañada de un cambio en el espectro de F para F–G, y las espirales Sb y Sá., los sistemas lenticular y elíptico tienen espectros GRAMO y k. Es cierto que más tarde resultó que la radiación de las galaxias tipo espectral UN en realidad consiste en una mezcla de luz de estrellas gigantes de tipos espectrales B y k.

Además de las líneas de absorción, muchas galaxias muestran líneas de emisión, como las nebulosas de emisión de la Vía Láctea. Por lo general, estas son líneas de hidrógeno de la serie Balmer, por ejemplo, H  sobre el  6563, dobletes de nitrógeno ionizado (N II) en  6548 y 6583 y azufre (S II) en  6717 y 6731, oxígeno ionizado (O II) en  3726 y 3729 y oxígeno doblemente ionizado (O III) en  4959 y 5007. La intensidad de las líneas de emisión generalmente se correlaciona con la cantidad de gas y estrellas supergigantes en los discos de las galaxias: estas líneas están ausentes o son muy débiles en las galaxias elípticas y lenticulares, pero se intensifican en las espirales e irregulares - de Sá. para Yo soy. Además, la intensidad de las líneas de emisión de elementos más pesados ​​que el hidrógeno (N, O, S) y, probablemente, la abundancia relativa de estos elementos disminuye desde el centro hacia la periferia de las galaxias del disco. Algunas galaxias tienen líneas de emisión inusualmente fuertes en sus núcleos. En 1943, K. Seifert descubrió un tipo especial de galaxias con líneas muy anchas de hidrógeno en sus núcleos, lo que indica su alta actividad. La luminosidad de estos núcleos y sus espectros cambian con el tiempo. En general, los núcleos de las galaxias Seyfert son similares a los cuásares, aunque no tan poderosos.

A lo largo de la secuencia morfológica de las galaxias, el índice integral de sus cambios de color ( B-V), es decir. la diferencia entre la magnitud de una galaxia en azul B y amarillo V rayos El índice de color promedio de los principales tipos de galaxias es el siguiente:

En esta escala, 0.0 corresponde a el color blanco, 0.5 - amarillento, 1.0 - rojizo.

Con una fotometría detallada, suele resultar que el color de la galaxia cambia desde el núcleo hacia el borde, lo que indica un cambio en la composición estelar. La mayoría de las galaxias son más azules en las regiones exteriores que en el núcleo; esto se nota mucho más en las espirales que en las elípticas, ya que sus discos contienen muchas estrellas azules jóvenes. Las galaxias irregulares, normalmente desprovistas de núcleo, suelen ser más azules en el centro que en los bordes.

Rotación y masa. La rotación de la galaxia alrededor de un eje que pasa por el centro provoca un cambio en la longitud de onda de las líneas de su espectro: las líneas de las regiones de la galaxia que se acercan a nosotros se desplazan a la parte violeta del espectro, y de las que se alejan regiones se desplazan al rojo (Fig. 7). Según la fórmula Doppler, el cambio relativo en la longitud de onda de la línea es   / = V r /C, donde C es la velocidad de la luz y V r es la velocidad radial, es decir componente de velocidad de la fuente a lo largo de la línea de visión. Los períodos de revolución de las estrellas alrededor de los centros de las galaxias son de cientos de millones de años, y las velocidades de su movimiento orbital alcanzan los 300 km/s. Por lo general, la velocidad de rotación del disco alcanza su valor máximo ( V METRO) a cierta distancia del centro ( r METRO), y luego disminuye (Fig. 8). nuestra galaxia V METRO= 230 km/s a distancia r METRO= 40 mil St. años del centro:

Arroz. 7. LÍNEAS ESPECTRALES DE LA GALAXIA, girando alrededor del eje norte, cuando la rendija del espectrógrafo se orienta a lo largo del eje abdominales. Una línea desde el borde del retroceso de la galaxia ( b) se desvía hacia el lado rojo (R), y desde el borde que se aproxima ( un) a ultravioleta (UV).

Arroz. 8. CURVA DE ROTACIÓN DE LA GALAXIA. Velocidad rotacional V r alcanza su valor máximo V M en la distancia R M desde el centro de la galaxia y luego disminuye lentamente.

Las líneas de absorción y las líneas de emisión en los espectros de las galaxias tienen la misma forma, por lo tanto, las estrellas y el gas en el disco giran con la misma velocidad en una dirección. Cuando, por la ubicación de los carriles de polvo oscuro en el disco, es posible comprender qué borde de la galaxia está más cerca de nosotros, podemos averiguar la dirección de torsión de los brazos espirales: en todas las galaxias estudiadas se están quedando atrás. , es decir, alejándose del centro, el brazo se dobla en la dirección opuesta a la dirección de rotación.

Un análisis de la curva de rotación permite determinar la masa de la galaxia. En el caso más sencillo, igualando la fuerza gravitacional a la fuerza centrífuga, obtenemos la masa de la galaxia dentro de la órbita de la estrella: METRO = RV r 2 /GRAMO, donde GRAMO es la constante gravitacional. Un análisis del movimiento de las estrellas periféricas permite estimar la masa total. Nuestra Galaxia tiene una masa de aprox. 210 11 masas solares, para la Nebulosa de Andrómeda 410 11 , para la Gran Nube de Magallanes - 1510 9 . Las masas de las galaxias de disco son aproximadamente proporcionales a su luminosidad ( L), por lo que la relación L/M tienen casi lo mismo y por la luminosidad en rayos azules es igual L/M 5 en unidades de masa y luminosidad del Sol.

La masa de una galaxia esferoidal se puede estimar de la misma manera, tomando en lugar de la velocidad de rotación del disco la velocidad del movimiento caótico de las estrellas en la galaxia (  v), que se mide por el ancho de las líneas espectrales y se denomina dispersión de velocidad: METRO  R v 2 /GRAMO, donde R es el radio de la galaxia (teorema del virial). La velocidad de dispersión de las estrellas en las galaxias elípticas suele ser de 50 a 300 km/s, y las masas van desde 10 9 masas solares en los sistemas enanos hasta 10 12 en los gigantes.

emisión de radio La Vía Láctea fue descubierta por K. Jansky en 1931. El primer mapa de radio de la Vía Láctea fue recibido por G. Reber en 1945. Esta radiación se presenta en una amplia gama de longitudes de onda.  o frecuencias  = C/ , de varios megahercios (   100 m) hasta decenas de gigahercios (   1 cm), y se denomina "continuo". Varios procesos físicos son responsables de ello, el más importante de los cuales es la radiación de sincrotrón de electrones interestelares que se mueven casi a la velocidad de la luz en un débil campo magnético interestelar. En 1950, R. Brown y C. Hazard (Jodrell Bank, Inglaterra) descubrieron radiación continua a una longitud de onda de 1,9 m procedente de la nebulosa de Andrómeda, y luego de muchas otras galaxias. Las galaxias normales, como la nuestra o M 31, son fuentes débiles de ondas de radio. Irradian en el rango de radio apenas una millonésima parte de su potencia óptica. Pero en algunas galaxias inusuales, esta radiación es mucho más fuerte. Las "radiogalaxias" más cercanas Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) y Perseus A (NGC 1275) tienen una radioluminosidad de 10–4 10–3 de la óptica. Y para objetos raros, como la radiogalaxia Cygnus A, esta proporción es cercana a la unidad. Solo unos años después del descubrimiento de esta poderosa fuente de radio, fue posible encontrar una débil galaxia asociada a ella. Muchas fuentes de radio débiles, probablemente asociadas con galaxias distantes, aún no han sido identificadas con objetos ópticos.

Los científicos saben desde hace algún tiempo que la Vía Láctea no es la única en el universo. Además de nuestra galaxia, que es parte del Grupo Local, una colección de 54 galaxias y galaxias enanas, también somos parte de una entidad más grande conocida como el Cúmulo de galaxias de Virgo. Entonces, podemos decir que la Vía Láctea tiene muchos vecinos.

De estos, la mayoría de la gente cree que la Galaxia de Andrómeda es nuestro cohabitante galáctico más cercano. Pero la verdad sea dicha, Andrómeda es la más cercana espiral Galaxy, pero no la galaxia más cercana en absoluto. Esta distinción cae hasta el punto de formar lo que en realidad está dentro de la Vía Láctea, pero una galaxia enana, que se conoce con el nombre de Canis Major Gnome Galax (también conocido como Canis Major).

Esta formación estelar se encuentra a unos 42.000 años luz del centro galáctico y a sólo 25.000 años luz de nuestra sistema solar. Esto lo sitúa más cerca de nosotros que el centro de nuestra propia galaxia, que se encuentra a 30.000 años luz del sistema solar.

Antes de su descubrimiento, los astrónomos creían que la galaxia enana de Sagitario era la formación galáctica más cercana a la nuestra. A 70 000 años luz de la Tierra, se determinó en 1994 que esta galaxia estaba más cerca de nosotros que la Gran Nube de Magallanes, una galaxia enana a 180 000 años luz de distancia que anteriormente ostentaba el título de nuestro vecino más cercano.

Todo eso cambió en 2003, cuando la galaxia enana Canis Major fue descubierta por el 2 Micron Panoramic Survey (2MASS), durante una misión astronómica que tuvo lugar entre 1997 y 2001.

Con la ayuda de telescopios ubicados en el MT. Hopkins en Arizona (para el hemisferio norte) y en el Observatorio Interamericano en Chile para el hemisferio sur, los astrónomos han podido realizar un estudio completo del cielo en luz infrarroja, que no está bloqueada por el gas y el polvo tan brutalmente como luz visible.

Gracias a esta técnica, los astrónomos han podido detectar una densidad muy significativa de estrellas gigantes de clase M en el cielo ocupado por constelaciones. perro grande, así como varias otras estructuras que lo acompañan como parte de este tipo de estrella, dos de las cuales tienen la apariencia de amplios arcos que se desvanecen (como se ve en la imagen de arriba).

La abundancia de estrellas de clase M es lo que hizo que la formación fuera fácil de detectar. Estas geniales "enanas rojas" no son muy brillantes en comparación con otras clases de estrellas, y ni siquiera se pueden ver a simple vista. Sin embargo, brillan muy intensamente en el infrarrojo y en en numeros grandes apareció.

Además de su composición, la Galaxia tiene una forma casi elíptica y se cree que contiene tantas estrellas como la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario, la anterior candidata a la galaxia más cercana a nuestra ubicación en la Vía Láctea.

Además de la galaxia enana, se ve una larga cadena de estrellas detrás de ella. Esta compleja estructura de anillo, a veces llamada anillo de Monoceros, gira alrededor de la galaxia tres veces. La corriente fue detectada por primera vez a principios del siglo XXI por astrónomos que realizaban el Sloan Digital Sky Survey.

Fue durante la investigación de este anillo de estrellas y de grupos de cúmulos globulares estrechamente espaciados similares a los asociados con las galaxias elípticas enanas de Sagitario, que se descubrió la galaxia enana Canis Major.

La teoría actual es que esta galaxia se fusionó (o se tragó) en la Vía Láctea. Se cree que otros cúmulos globulares que orbitan el centro de la Vía Láctea como un satélite, es decir, NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 y NGC 2808, formaron parte del gran perro de la galaxia enana antes de su acreción.

El descubrimiento de esta galaxia y el posterior análisis de las estrellas asociadas con ella brinda cierto apoyo a la teoría actual de que las galaxias pueden crecer en tamaño tragándose a sus vecinas más pequeñas. La Vía Láctea se convirtió en lo que es ahora, devorando otras galaxias como un gran perro, y continúa haciéndolo hoy. Y dado que las estrellas de la galaxia enana canis major ya son técnicamente parte de la Vía Láctea, es, por definición, la galaxia más cercana a nosotros.

Los astrónomos también creen que las galaxias enanas canis major están separando el campo gravitatorio de la Vía Láctea más masiva en el proceso. El cuerpo principal de la galaxia ya está extremadamente degradado, y este proceso continuará a medida que viaja alrededor y a través de nuestra Galaxia. Durante la acreción es probable que termine con una gran galaxia enana perro depositando 1 mil millones de estrellas por 200 m0 400 mil millones, que ya forman parte de la Vía Láctea.

Antes de su descubrimiento en 2003, era la galaxia elíptica enana de Sagitario la que ocupaba la posición de ser la galaxia más cercana a la nuestra. A una distancia de 75.000 años luz. Esta galaxia enana, que consta de cuatro cúmulos globulares que miden unos 10.000 años luz de diámetro, fue descubierta en 1994. Antes de esto, se pensaba que la Gran Nube de Magallanes era nuestro vecino más cercano.

La galaxia de Andrómeda (M31) es la galaxia espiral más cercana a nosotros. Aunque -gravitacionalmente- está conectado con vía Láctea, esta todavía no es la galaxia más cercana: 2 millones de años luz de nosotros. Andrómeda se acerca actualmente a nuestra galaxia a una velocidad de unos 110 kilómetros por segundo. En alrededor de 4 mil millones de años, se espera que la Galaxia de Andrómeda se fusione para formar una única Súper Galaxia.

La Vía Láctea -un ejemplo muy característico de su tipo de galaxia- es tan enorme que la luz tarda más de 100.000 años en viajar a una velocidad de 300.000 kilómetros por segundo para atravesar la Galaxia de borde a borde. La Tierra y el Sol se encuentran a una distancia de unos 30 mil años luz del centro de la Vía Láctea. Si intentáramos enviar un mensaje a un hipotético ser que vive cerca del centro de nuestra galaxia, no recibiríamos respuesta hasta 60.000 años después. Un mensaje enviado a la velocidad de un avión (600 millas o 1000 kilómetros por hora) en el momento del nacimiento del universo ahora habría recorrido solo la mitad del camino hacia el centro de la Galaxia, y el tiempo de espera para una respuesta habrían sido 70 mil millones de años.

Algunas galaxias son mucho más grandes que la nuestra. Los diámetros de la más grande de ellas, vastas galaxias que irradian una gran cantidad de energía en forma de ondas de radio, como el famoso objeto del cielo del sur, Centaurus A, son cien veces el diámetro de la Vía Láctea. Por otro lado, hay muchas galaxias relativamente pequeñas en el Universo. Dimensiones de las galaxias elípticas enanas ( representante típico ubicado en la constelación de Draco) están a solo unos 10 mil años luz. Por supuesto, incluso estos objetos discretos son casi inimaginablemente grandes: aunque la galaxia en la constelación Draco puede llamarse galaxia enana, su diámetro supera los 160 000 000 000 000 000 kilómetros.

Aunque el espacio está habitado por miles de millones de galaxias, no están en absoluto apretados: el Universo es lo suficientemente grande como para que las galaxias quepan cómodamente en él, y todavía hay mucho espacio libre. La distancia típica entre galaxias brillantes es de unos 5-10 millones de años luz; el volumen restante está ocupado por galaxias enanas. Sin embargo, si tenemos en cuenta sus tamaños, resulta que las galaxias están relativamente mucho más cerca unas de otras que, por ejemplo, las estrellas cercanas al Sol. El diámetro de una estrella es insignificante en comparación con la distancia a la estrella vecina más cercana. El diámetro del Sol es de solo alrededor de 1,5 millones de kilómetros, mientras que la distancia a la estrella más cercana a nosotros es 50 millones de veces mayor.

Para imaginar las enormes distancias entre las galaxias, reduzcamos mentalmente su tamaño a la altura de una persona promedio. Entonces, en una región típica del Universo, las galaxias "adultas" (brillantes) estarán separadas en promedio 100 metros, y un pequeño número de niños se ubicará entre ellas. El universo sería como un gran campo de béisbol con mucho espacio entre los jugadores. Solo en algunos lugares donde las galaxias se reúnen en cúmulos cerrados. nuestro modelo a escala El universo es como la acera de una ciudad, y en ninguna parte sería como una fiesta o un vagón de metro en hora punta. Sin embargo, si las estrellas de una galaxia típica se redujeran a la escala del crecimiento humano, entonces el área resultaría extremadamente escasamente poblada: el vecino más cercano viviría a una distancia de 100 mil kilómetros, aproximadamente una cuarta parte de la distancia. De la Tierra a la Luna.

A partir de estos ejemplos, debería quedar claro que las galaxias rara vez se encuentran dispersas en el universo y consisten principalmente en espacio vacío. Incluso si tenemos en cuenta el gas enrarecido que llena el espacio entre las estrellas, la densidad media de la materia sigue siendo extremadamente baja. El mundo de las galaxias es vasto y casi vacío.

Las galaxias en el universo no son iguales. Algunos de ellos son uniformes y redondos, otros son aplanados, se extienden en espiral y algunos casi no tienen estructura. Los astrónomos, siguiendo el trabajo pionero de Edwin Hubble publicado en la década de 1920, clasifican las galaxias según su forma en tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares, denominadas E, S e Irr, respectivamente.

¿Cuál es la distancia a la galaxia más cercana? 12 de marzo de 2013

Los científicos por primera vez pudieron medir la distancia exacta a la galaxia más cercana a nosotros. Esta galaxia enana se conoce como Gran Nube de Magallanes. Se encuentra a una distancia de 163 mil años luz de nosotros, o 49,97 kiloparsecs, para ser exactos.

La Gran Nube de Magallanes flota lentamente en el espacio exterior, sin pasar por nuestra galaxia vía Láctea gira como la luna gira alrededor de la tierra.

Enormes nubes de gas alrededor de la galaxia se están disipando lentamente, dando como resultado la formación de nuevas estrellas que iluminan el espacio interestelar con su luz, creando paisajes cósmicos de colores brillantes. Estos paisajes fueron fotografiados por un telescopio espacial Hubble.

La pequeña galaxia Gran Nube de Magallanes incluye la Nebulosa de la Tarántula, la cuna estelar más brillante del espacio en nuestro vecindario, se han visto signos de formación de nuevas estrellas.

Los científicos pudieron hacer los cálculos al observar pares de estrellas raras y cercanas conocidas como estrellas binarias eclipsantes. Estos pares de estrellas están unidos gravitacionalmente, y cuando una de las estrellas eclipsa a la otra, como lo ve un observador desde la Tierra, el brillo general del sistema disminuye.

Si compara el brillo de las estrellas, puede calcular la distancia exacta a ellas con una precisión increíble de esta manera.

Determinar la distancia exacta a los objetos espaciales es muy importante para comprender el tamaño y la edad de nuestro universo. Hasta ahora, la pregunta sigue abierta: cuál es el tamaño de nuestro Universo, ninguno de los científicos puede decirlo con certeza todavía.

Una vez que los astrónomos hayan logrado tal precisión en la determinación de distancias en el espacio, podrán observar objetos más distantes y, en última instancia, podrán calcular el tamaño del universo.

Además, las nuevas características nos permitirán determinar con mayor precisión la tasa de expansión de nuestro Universo, así como calcular con mayor precisión constante de Hubble. Este coeficiente lleva el nombre de Edwin P. Hubble, el astrónomo estadounidense que demostró en 1929 que nuestro universo se ha estado expandiendo constantemente desde el comienzo de su existencia.

distancia entre galaxias

La Gran Galaxia de la Nube de Magallanes es la galaxia enana más cercana a nosotros, pero se considera que la galaxia más grande en tamaño es nuestra vecina. Galaxia espiral de Andrómeda, que se encuentra a una distancia de unos 2,52 millones de años luz de nosotros.

La distancia entre nuestra galaxia y la galaxia de Andrómeda se está reduciendo gradualmente. Se acercan a una velocidad de unos 100-140 kilómetros por segundo, aunque se encontrarán muy pronto, o mejor dicho, dentro de 3-4 mil millones de años.

Tal vez así sea como se verá el cielo nocturno para un observador terrestre en unos pocos miles de millones de años.

Las distancias entre galaxias, por lo tanto, pueden ser muy diferentes en etapas diferentes tiempo, ya que están constantemente en dinámica.

La escala del universo

El Universo visible tiene un diámetro increíble, que es de miles de millones, y tal vez decenas de miles de millones de años luz. Muchos de los objetos que podemos ver con telescopios ya no están allí o se ven completamente diferentes porque la luz viajó delante de ellos durante un tiempo increíblemente largo.

La serie de ilustraciones propuesta le ayudará a imaginar al menos en en términos generales escala de nuestro universo.

El sistema solar con sus objetos más grandes (planetas y planetas enanos)

Sol (centro) y estrellas más cercanas

La galaxia de la Vía Láctea que muestra el grupo de sistemas estelares más cercanos al sistema solar

Un grupo de galaxias cercanas, que incluye más de 50 galaxias, cuyo número aumenta constantemente a medida que se descubren nuevas.

Supercúmulo local de galaxias (Supercúmulo de Virgo). Tamaño - alrededor de 200 millones de años luz

Grupo de supercúmulos de galaxias

universo visible