Pozrite sa, čo je „Najbližšie galaxie“ v iných slovníkoch. Aká je vzdialenosť k najbližšej galaxii

Andromeda je galaxia známa aj ako M31 a NGC224. Ide o špirálovitý útvar, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti približne 780 kp (2,5 milióna od Zeme).

Andromeda je galaxia najbližšie k Mliečnej dráhe. Je pomenovaná po bájnej princeznej s rovnakým menom. Pozorovania v roku 2006 viedli k záveru, že je tu asi bilión hviezd – minimálne dvakrát toľko ako v Mliečnej dráhe, kde ich je okolo 200 – 400 miliárd Vedci sa domnievajú, že zrážka Mliečnej dráhy a Andromédy galaxia sa stane asi za 3, 75 miliardy rokov a ako výsledok sa vytvorí obrovská eliptická alebo disková galaxia. Ale o tom neskôr. Po prvé, poďme zistiť, ako vyzerá "bájna princezná".

Na obrázku je Andromeda. Galaxia má modré a biele pruhy. Vytvárajú okolo neho prstence a chránia horúce rozžeravené obrie hviezdy. Tmavomodro-sivé pásy ostro kontrastujú s týmito jasnými prstencami a znázorňujú oblasti, kde v hustých oblačných zámotkoch práve začína tvorba hviezd. Pri pohľade vo viditeľnom spektre vyzerajú prstence Andromedy skôr ako špirálové ramená. V ultrafialovej oblasti tieto útvary skôr pripomínajú prstencové štruktúry. Predtým ich objavil teleskop NASA. Astronómovia sa domnievajú, že tieto prstence naznačujú vznik galaxie v dôsledku zrážky so susednou pred viac ako 200 miliónmi rokov.

Mesiace Andromedy

Rovnako ako Mliečna dráha, aj Andromeda má množstvo trpasličích satelitov, z ktorých 14 už bolo objavených. Najznámejšie sú M32 a M110. Samozrejme, je nepravdepodobné, že by sa hviezdy každej z galaxií navzájom zrazili, pretože vzdialenosti medzi nimi sú veľmi veľké. O tom, čo sa vlastne stane, majú vedci zatiaľ dosť hmlistú predstavu. Ale meno pre budúceho novorodenca už bolo vymyslené. Mlekomed - to je názov vedcov z neurotických obrích galaxií.

Zrážky hviezd

Andromeda je galaxia s 1 biliónom hviezd (10 12) a Mliečna dráha - 1 miliarda (3 * 10 11). Šanca na zrážku nebeských telies je však zanedbateľná, keďže je medzi nimi obrovská vzdialenosť. Napríklad najbližšia hviezda k Slnku, Proxima Centauri, sa nachádza vo vzdialenosti 4,2 svetelných rokov (4 * 10 13 km) alebo 30 miliónov (3 * 10 7) priemerov Slnka. Predstavte si, že naše svietidlo je loptička na stolný tenis. Potom bude Proxima Centauri vyzerať ako hrášok, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti 1100 km od nej, a samotná Mliečna dráha sa rozšíri na 30 miliónov km. Dokonca aj hviezdy v strede galaxie (konkrétne tam, kde je ich najväčšia kopa) sa nachádzajú v intervaloch 160 miliárd (1,6 * 10 11) km. Je to ako jedna loptička na stolný tenis na každých 3,2 km. Preto je šanca, že sa počas splynutia galaxií zrazia dve hviezdy, extrémne malá.

Zrážka čiernych dier

Galaxia Andromeda a Mliečna dráha majú centrálny Sagittarius A (3,6*106 hmotnosti Slnka) a objekt vo vnútri zhluku P2 galaktického jadra. Tieto čierne diery sa zblížia v bode blízko stredu novovzniknutej galaxie, čím prenesú orbitálnu energiu na hviezdy, ktoré sa časom presunú na vyššie trajektórie. Vyššie uvedený proces môže trvať milióny rokov. Keď sa čierne diery priblížia do jednej svetelný rok od seba začnú vyžarovať gravitačné vlny. Orbitálna energia bude ešte silnejšia, kým sa fúzia nedokončí. Na základe simulačných údajov z roku 2006 môže byť Zem najskôr vymrštená takmer do samého stredu novovytvorenej galaxie, potom prejde blízko jednej z čiernych dier a vybuchne mimo Mlecomedy.

Potvrdenie teórie

Galaxia Andromeda sa k nám blíži rýchlosťou asi 110 km za sekundu. Až do roku 2012 nebolo možné zistiť, či dôjde ku kolízii alebo nie. Aby sme dospeli k záveru, že je to takmer nevyhnutné, vedcom pomohol Hubbleov vesmírny teleskop. Po sledovaní pohybov Andromedy v rokoch 2002 až 2010 sa dospelo k záveru, že ku kolízii dôjde asi o 4 miliardy rokov.

Podobné javy sú vo vesmíre rozšírené. Napríklad sa predpokladá, že Andromeda v minulosti interagovala aspoň s jednou galaxiou. A niektoré trpasličie galaxie, ako napríklad SagDEG, sa naďalej zrážajú s Mliečnou dráhou a vytvárajú jedinú formáciu.

Výskum tiež naznačuje, že M33 alebo Galaxia Triangulum, tretí najväčší a najjasnejší člen Miestnej skupiny, sa tiež zúčastní tejto udalosti. Jeho najpravdepodobnejším osudom bude vstup objektu vytvoreného po zlúčení na obežnú dráhu av ďalekej budúcnosti - konečné zlúčenie. Zrážka M33 s Mliečnou dráhou pred priblížením sa k Andromede alebo vyhodením našej slnečnej sústavy z Miestnej skupiny je však vylúčená.

Osud slnečnej sústavy

Vedci z Harvardu tvrdia, že načasovanie splynutia galaxií bude závisieť od tangenciálnej rýchlosti Andromedy. Na základe výpočtov dospeli k záveru, že existuje 50% šanca, že počas zlúčenia bude Slnečná sústava vrhnutá späť do vzdialenosti trojnásobku súčasnej vzdialenosti do stredu Mliečnej dráhy. Nie je presne známe, ako sa bude galaxia Andromeda správať. Ohrozená je aj planéta Zem. Vedci tvrdia, že existuje 12% šanca, že nás nejaký čas po zrážke vyhodí z nášho bývalého „domova“. Táto udalosť však s najväčšou pravdepodobnosťou nevyvolá silné nepriaznivé účinky na slnečnú sústavu a nebeské telesá nebudú zničené.

Ak vylúčime planetárne inžinierstvo, potom bude povrch Zeme veľmi horúci a nezostane na ňom žiadna voda v r. tekutom stave a teda život.

Možné vedľajšie účinky

Keď sa dve špirálové galaxie spoja, vodík prítomný v ich diskoch sa stiahne. Začína rozšírené vzdelanie nové hviezdy. Napríklad to možno pozorovať v interagujúcej galaxii NGC 4039, inak známej ako „Antény“. V prípade spojenia Andromedy a Mliečnej dráhy sa verí, že na ich diskoch zostane málo plynu. Tvorba hviezd nebude taká intenzívna, aj keď zrodenie kvazaru je dosť pravdepodobné.

Výsledok zlúčenia

Galaxia, ktorá vznikla počas splynutia, sa vedcami predbežne nazýva Mlecomed. Výsledok simulácie ukazuje, že výsledný objekt bude mať eliptický tvar. Jeho stred bude mať nižšiu hustotu hviezd ako moderné eliptické galaxie. Ale pravdepodobná je aj forma disku. Veľa bude závisieť od toho, koľko plynu zostane v Mliečnej dráhe a Andromede. V blízkej budúcnosti sa zvyšok spojí do jedného objektu a to bude znamenať začiatok novej evolučnej etapy.

Fakty o Andromede

• Andromeda je najväčšia galaxia v Miestnej skupine. Ale asi nie najmasívnejší. Vedci naznačujú, že v Mliečnej dráhe sa koncentruje viac, a preto je naša galaxia hmotnejšia.
• Vedci skúmajú Andromedu, aby pochopili pôvod a vývoj podobných útvarov, pretože je to k nám najbližšia špirálová galaxia.
• Andromeda vyzerá zo Zeme úžasne. Mnohým sa to podarí aj odfotiť.
• Andromeda má veľmi husté galaktické jadro. Nielenže sa v jeho strede nachádzajú obrovské hviezdy, ale v jadre je ukrytá aj minimálne jedna supermasívna čierna diera.
• Jeho špirálové ramená boli ohnuté v dôsledku gravitačnej interakcie s dvoma susednými galaxiami: M32 a M110.
• Vo vnútri Andromedy obieha najmenej 450 guľových hviezdokôp. Medzi nimi sú niektoré z najhustejších, ktoré boli nájdené.
• Galaxia Andromeda je najvzdialenejší objekt, ktorý možno vidieť voľným okom. Budete potrebovať dobrá poznámka viditeľnosť a minimum jasného svetla.

Na záver by som chcel čitateľom poradiť, aby častejšie dvíhali oči k hviezdnej oblohe. Uchováva veľa nového a neznámeho. Nájdite si tento víkend voľný čas na pozeranie. Galaxia Andromeda na oblohe je pohľad, ktorý treba vidieť.

GALAXIE, „extragalaktické hmloviny“ alebo „ostrovné vesmíry“, sú obrovské hviezdne systémy, ktoré obsahujú aj medzihviezdny plyn a prach. Slnečná sústava je súčasťou našej galaxie – Mliečnej dráhy. Celý vesmír, do tej miery, do akej dokážu preniknúť tie najvýkonnejšie teleskopy, je vyplnený galaxiami. Astronómovia ich majú najmenej miliardu. Najbližšia galaxia sa nachádza vo vzdialenosti asi 1 milión svetelných rokov od nás. rokov (10 19 km), a do najvzdialenejších galaxií registrovaných ďalekohľadmi - miliardy svetelných rokov. Štúdium galaxií je jednou z najambicióznejších úloh astronómie.

Odkaz na históriu. Najjasnejšie a k nám najbližšie vonkajšie galaxie - Magellanove mračná - sú viditeľné voľným okom na južnej pologuli oblohy a Arabi ich poznali už v 11. storočí, rovnako ako najjasnejšiu galaxiu na severnej pologuli - Veľká hmlovina v Andromede. Znovuobjavením tejto hmloviny v roku 1612 pomocou ďalekohľadu nemeckého astronóma S. Mariusa (1570–1624) sa začalo vedecké štúdium galaxií, hmlovín a hviezdokôp. Mnoho hmlovín objavili rôzni astronómovia v 17. a 18. storočí; potom boli považované za oblaky svetelného plynu.

Myšlienkou hviezdnych systémov za galaxiou sa prvýkrát zaoberali filozofi a astronómovia 18. storočia: E. Swedenborg (1688–1772) vo Švédsku, T. Wright (1711–1786) v Anglicku, I. Kant (1724– 1804) v Prusku a .Lambert (1728–1777) v Alsasku a W. Herschel (1738–1822) v Anglicku. Avšak až v prvej štvrtine 20. storočia. existencia „ostrovných vesmírov“ bola jednoznačne dokázaná najmä vďaka práci amerických astronómov G. Curtisa (1872-1942) a E. Hubbla (1889-1953). Dokázali, že vzdialenosti od najjasnejších, a teda aj najbližších „bielych hmlovín“ sú oveľa väčšie ako veľkosť našej galaxie. V rokoch 1924 až 1936 Hubble posunul hranicu prieskumu galaxií z blízkych systémov až k hraniciam 2,5-metrového ďalekohľadu na Mount Wilson Observatory, t.j. až niekoľko stoviek miliónov svetelných rokov.

V roku 1929 Hubble objavil vzťah medzi vzdialenosťou ku galaxii a jej rýchlosťou. Tento vzťah, Hubbleov zákon, sa stal pozorovacím základom modernej kozmológie. Po skončení 2. svetovej vojny sa začalo aktívne štúdium galaxií pomocou nových veľkých ďalekohľadov s elektronickými zosilňovačmi svetla, automatickými meracími strojmi a počítačmi. Detekcia rádiovej emisie z našej a iných galaxií dala nová príležitosť k štúdiu vesmíru a viedli k objavu rádiových galaxií, kvazarov a iných prejavov aktivity v jadrách galaxií. Mimoatmosférické pozorovania z geofyzikálnych rakiet a satelitov umožnili odhaliť emisiu röntgenového žiarenia z jadier aktívnych galaxií a zhlukov galaxií.

Ryža. 1. Klasifikácia galaxií podľa Hubbleovho teleskopu

Prvý katalóg „hmlovín“ publikoval v roku 1782 francúzsky astronóm C. Messier (1730-1817). Tento zoznam zahŕňa hviezdokopy a plynné hmloviny v našej Galaxii, ako aj extragalaktické objekty. Messierove čísla objektov sa dodnes používajú; napríklad Messier 31 (M 31) je slávna hmlovina Andromeda, najbližšia veľká galaxia pozorovaná v súhvezdí Andromeda.

Systematický prieskum oblohy, ktorý začal W. Herschel v roku 1783, ho priviedol k objavu niekoľkých tisícok hmlovín na severnej oblohe. V tejto práci pokračoval jeho syn J. Herschel (1792-1871), ktorý robil pozorovania na južnej pologuli na Myse dobrej nádeje (1834-1838) a publikoval v roku 1864 Generálny adresár 5 tisíc hmlovín a hviezdokôp. V druhej polovici 19. stor k týmto objektom pribudli novoobjavené predmety a J. Dreyer (1852–1926) v roku 1888 publikoval Nový zdieľaný adresár (Nový všeobecný katalóg - NGC), vrátane 7814 objektov. S vydaním v roku 1895 a 1908 dvoch ďalších adresár-index(IC) počet objavených hmlovín a hviezdokôp presiahol 13 tis.. Označenie podľa katalógov NGC a IC sa odvtedy stalo všeobecne akceptovaným. Hmlovina Andromeda je teda označená buď M 31 alebo NGC 224. Samostatný zoznam 1249 galaxií jasnejších ako 13. magnitúda na základe fotografického prieskumu oblohy zostavili H. Shapley a A. Ames z Harvardského observatória v r. 1932.

Toto dielo bolo podstatne rozšírené o prvé (1964), druhé (1976) a tretie (1991) vydanie. Referenčný katalóg jasných galaxií J. de Vaucouleurs so zamestnancami. Rozsiahlejšie, ale menej podrobné katalógy založené na prezeraní fotografických tabuliek oblohy publikovali v 60. rokoch F. Zwicky (1898 – 1974) v USA a B. A. Vorontsov-Velyaminov (1904 – 1994) v ZSSR. Obsahujú cca. 30 tisíc galaxií do 15. magnitúdy. Nedávno dokončené podobná recenzia južnej oblohy pomocou Európskeho južného observatória 1 metrovej Schmidtovej kamery v Čile a britskej 1,2 metrovej Schmidtovej kamery v Austrálii.

Existuje príliš veľa galaxií slabších ako 15. magnitúda na to, aby sme ich zostavili. V roku 1967 publikovali C. Shein a K. Virtanen výsledky počítania galaxií jasnejších ako 19. magnitúda (na sever od deklinácie -20) pomocou platní 50 cm astrografu Lick Observatory. Takéto galaxie sa ukázali byť cca. 2 milióny, nepočítajúc tie, ktoré pred nami ukrýva široký prachový pás Mliečnej dráhy. A ešte v roku 1936 Hubble na observatóriu Mount Wilson spočítal počet galaxií až do 21. magnitúdy v niekoľkých malých oblastiach rovnomerne rozmiestnených po nebeskej sfére (na sever od deklinácie 30). Podľa týchto údajov je na celej oblohe viac ako 20 miliónov galaxií jasnejších ako 21. magnitúda.

Klasifikácia. Existujú galaxie rôznych tvarov, veľkostí a svietivostí; niektoré z nich sú izolované, ale väčšina z nich má susedov alebo satelity, ktoré na ne pôsobia gravitačne. Galaxie sú spravidla tiché, ale často sa vyskytujú aktívne. V roku 1925 Hubble navrhol klasifikáciu galaxií na základe ich vzhľad. Neskôr ho zdokonalili Hubble a Shapley, potom Sandage a nakoniec Vaucouleur. Všetky galaxie v nej sú rozdelené do 4 typov: eliptické, šošovkovité, špirálové a nepravidelné.

Eliptické(E) galaxie majú na fotografiách tvar elipsy bez ostrých hraníc a jasných detailov. Ich jas sa smerom k stredu zvyšuje. Sú to rotujúce elipsoidy tvorené starými hviezdami; ich viditeľná forma závisí od orientácie k zornej línii pozorovateľa. Pri pohľade od okraja dosahuje pomer dĺžok krátkej a dlhej osi elipsy  5/10 (označ. E5).

Ryža. 2 Eliptická galaxia ESO 325-G004

Lentikulárny(L alebo S 0) galaxie sú podobné eliptickým, ale okrem sféroidnej zložky majú tenký, rýchlo rotujúci rovníkový disk, niekedy s prstencovými štruktúrami, ako sú prstence Saturna. Lentikulárne galaxie pri pohľade zboku vyzerajú stlačenejšie ako eliptické: pomer ich osí dosahuje 2/10.

Ryža. 2. Galaxia Vreteno (NGC 5866), šošovkovitá galaxia v súhvezdí Draka.

Špirála(S) galaxie sa tiež skladajú z dvoch zložiek – sféroidnej a plochej, no s viac či menej vyvinutou špirálovitou štruktúrou v disku. Pozdĺž sekvencie podtypov So, Sb, sc, SD(od „skorých“ po „neskoré“ špirály) sa špirálové ramená stávajú hrubšími, zložitejšími a menej skrútenými a sféroid (centrálna kondenzácia, príp. vydutie) klesá. Špirálové galaxie s okrajmi nemajú špirálové ramená, ale typ galaxie možno odvodiť z relatívnej jasnosti vydutiny a disku.

Ryža. 2. Príklad špirálovej galaxie, galaxie Veterník (Messier List 101 alebo NGC 5457)

zle(ja) galaxie sú dvoch hlavných typov: Magellanov typ, t.j. typu Magellanove oblaky, pokračujúc v slede špirál z sm predtým Im a nemagellanovského typu ja 0, ktoré majú chaotické tmavé prachové pásy nad sféroidnou alebo diskovou štruktúrou, ako je šošovkovitá alebo skorá špirálová štruktúra.

Ryža. 2. NGC 1427A, príklad nepravidelnej galaxie.

Typy L a S sú rozdelené do dvoch čeľadí a dvoch druhov v závislosti od prítomnosti alebo absencie prechodu stredom a kríženia disku lineárna štruktúra (bar), ako aj centrálne symetrický prstenec.

Ryža. 2. Počítačový model galaxie Mliečna dráha.

Ryža. 1. NGC 1300, príklad špirálovej galaxie s priečkou.

Ryža. 1. TROJROZMERNÁ KLASIFIKÁCIA GALAXÍ. Hlavné typy: E, L, S, I sú v sérii od E predtým Im; obyčajných rodín A a prekrížené B; milý s a r. Nižšie uvedené kruhové diagramy predstavujú prierez hlavnej konfigurácie v oblasti špirálových a šošovkovitých galaxií.

Ryža. 2. ZÁKLADNÉ RODINY A TYPY ŠTIRÁL na úseku hlavnej konfigurácie v oblasti Sb.

Existujú aj iné klasifikačné schémy pre galaxie založené na jemnejších morfologických detailoch, ale objektívna klasifikácia založená na fotometrických, kinematických a rádiových meraniach ešte nebola vyvinutá.

Zlúčenina. Dva konštrukčné komponenty– sféroid a disk – odrážajú rozdiel v hviezdnej populácii galaxií, ktorý objavil v roku 1944 nemecký astronóm W. Baade (1893–1960).

Obyvateľstvo I, prítomný v nepravidelných galaxiách a špirálových ramenách, obsahuje modrých obrov a supergiantov spektrálnych typov O a B, červených supergiantov tried K a M a medzihviezdny plyn a prach s jasnými oblasťami ionizovaného vodíka. Obsahuje tiež hviezdy hlavnej postupnosti s nízkou hmotnosťou, ktoré sú viditeľné v blízkosti Slnka, ale nerozoznateľné vo vzdialených galaxiách.

Obyvateľstvo II, prítomný v eliptických a šošovkovitých galaxiách, ako aj v centrálnych oblastiach špirál a v guľových hviezdokopách, obsahuje červených obrov z triedy G5 až K5, podobrov a pravdepodobne aj podtrpaslíkov; obsahuje planetárne hmloviny a výrony nov (obr. 3). Na obr. Obrázok 4 ukazuje vzťah medzi spektrálnymi triedami (alebo farbou) hviezd a ich svietivosťou v rôznych populáciách.

Ryža. 3. HVIEZDNE POPULÁCIE. Fotografia špirálovej galaxie v hmlovine Andromeda ukazuje, že v jej disku sú sústredení modrí obri a superobri Populácie I a centrálna časť pozostáva z červených hviezd Populácie II. Viditeľné sú aj satelity hmloviny Andromeda: galaxia NGC 205 ( dole dole) a M 32 ( hore v ľavo). Najjasnejšie hviezdy na tejto fotografii patria našej galaxii.

Ryža. 4. HERTZSHPRUNG-RUSSELLOV DIAGRAM, ktorý ukazuje vzťah medzi spektrálnou triedou (alebo farbou) a svietivosťou hviezd iný typ. I: Populácia I mladé hviezdy typické pre špirálové ramená. II: staré hviezdy Populácia I; III: Hviezdy starej populácie II, typické pre guľové hviezdokopy a eliptické galaxie.

Spočiatku sa predpokladalo, že eliptické galaxie obsahujú iba populáciu II a nepravidelné galaxie iba populáciu I. Ukázalo sa však, že galaxie zvyčajne obsahujú zmes dvoch hviezdnych populácií v rôznych pomeroch. Podrobná analýza populácie je možná len pre niekoľko blízkych galaxií, ale merania farby a spektra vzdialených systémov ukazujú, že rozdiel v ich hviezdnych populáciách môže byť výraznejší, než si Baade myslel.

Vzdialenosť. Meranie vzdialeností vzdialených galaxií je založené na stupnici absolútnej vzdialenosti k hviezdam našej Galaxie. Inštaluje sa niekoľkými spôsobmi. Najzásadnejšou je metóda trigonometrických paralax, ktorá pôsobí až do vzdialenosti 300 sv. rokov. Ďalšie metódy sú nepriame a štatistické; sú založené na štúdiu vlastných pohybov, radiálnych rýchlostí, jasu, farby a spektra hviezd. Na základe nich sú absolútne hodnoty New a premenné typu RR Lyrae a  Cepheus, ktoré sa stávajú primárnymi ukazovateľmi vzdialenosti k najbližším galaxiám, kde sú viditeľné. guľové hviezdokopy, najjasnejšie hviezdy a emisné hmloviny týchto galaxií sa stávajú sekundárnymi indikátormi a umožňujú určiť vzdialenosti k vzdialenejším galaxiám. Nakoniec sa ako terciárne ukazovatele používajú priemery a svietivosti samotných galaxií. Ako meradlo vzdialenosti astronómovia zvyčajne používajú rozdiel medzi zdanlivou veľkosťou objektu m a jeho absolútnu veľkosť M; táto hodnota ( m-M) sa nazýva "zdanlivý modul vzdialenosti". Aby sme poznali skutočnú vzdialenosť, musíme ju korigovať na absorpciu svetla medzihviezdnym prachom. V tomto prípade chyba zvyčajne dosahuje 10-20%.

Mierka extragalaktickej vzdialenosti sa z času na čas reviduje, čo znamená, že sa menia aj ostatné parametre galaxií, ktoré závisia od vzdialenosti. V tabuľke. 1 ukazuje najpresnejšie vzdialenosti k najbližším skupinám galaxií v súčasnosti. K vzdialenejším galaxiám vzdialeným miliardy svetelných rokov sa vzdialenosti odhadujú s nízkou presnosťou podľa ich červeného posunu ( Pozri nižšie: Povaha červeného posunu).

Svietivosť. Meraním povrchovej jasnosti galaxie sa získa celková svietivosť jej hviezd na jednotku plochy. Zmena povrchovej svietivosti so vzdialenosťou od stredu charakterizuje štruktúru galaxie. Eliptické systémy, ako najpravidelnejšie a najsymetrické, boli študované podrobnejšie ako iné; vo všeobecnosti sú opísané jedným zákonom svietivosti (obr. 5, a):

Ryža. 5. ROZDELENIE SVETLOSTI GALAXIE. a– eliptické galaxie (uvedený je logaritmus povrchovej jasnosti v závislosti od štvrtej odmocniny zmenšeného polomeru ( r/r e) 1/4 , kde r je vzdialenosť od stredu a r e je efektívny polomer obsahujúci polovicu celkovej svietivosti galaxie); b– šošovkovitá galaxia NGC 1553; v– tri normálne špirálové galaxie ( vonkajšia časť každý z čiary rovné, čo naznačuje exponenciálnu závislosť svietivosti od vzdialenosti).

Údaje o lentikulárnych systémoch nie sú také úplné. Profily ich svietivosti (obr. 5, b) sa líšia od profilov eliptických galaxií a majú tri hlavné oblasti: jadro, šošovku a obal. Zdá sa, že tieto systémy sú medzistupňom medzi eliptickými a špirálovými systémami.

Špirály sú veľmi rôznorodé, ich štruktúra je zložitá a neexistuje jednotný zákon na rozdelenie ich svietivosti. Zdá sa však, že v jednoduchých špirálach ďaleko od jadra sa povrchová svietivosť disku smerom k periférii exponenciálne znižuje. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká vysoká, ako sa pri pohľade na fotografie galaxií zdá. Ramená nepridávajú viac ako 20% svietivosti disku v modrých lúčoch a oveľa menej v červených. Príspevok k svietivosti z vydutia klesá z So do SD(obr. 5, v).

Meraním zdanlivej veľkosti galaxie m a určenie jeho dištančného modulu ( m-M), vypočítajte absolútnu hodnotu M. Najjasnejšie galaxie, okrem kvazarov, M -22, t.j. ich svietivosť je takmer 100 miliárd krát väčšia ako svietivosť Slnka. A najmenšie galaxie M10, t.j. svietivosť cca. 10 6 solárne. Rozdelenie počtu galaxií podľa M, nazývaná "funkcia svietivosti", - dôležitá charakteristika galaktickú populáciu vesmíru, no nie je ľahké ju presne určiť.

Pre galaxie vybrané do určitej limitnej viditeľnej magnitúdy funguje svietivosť každého typu samostatne E predtým sc takmer gaussovský (zvonovitý) s priemernou absolútnou hodnotou v modrých lúčoch M m= 18,5 a disperzia  0,8 (obr. 6). Ale galaxie neskorého typu z SD predtým Im a eliptické trpaslíky sú slabšie.

Pre kompletnú vzorku galaxií v danom objeme priestoru, napríklad v zhluku, funkcia svietivosti strmo rastie s klesajúcou svietivosťou, t.j. Počet trpasličích galaxií je mnohonásobne väčší ako počet obrovských.

Ryža. 6. FUNKCIA GALAXY LUMINOSITY. a– vzorka je jasnejšia ako určitá limitná viditeľná hodnota; b je plná vzorka v určitom veľkom priestore. Všimnite si veľkú väčšinu trpasličích systémov s M B< -16.

Veľkosť. Keďže hustota hviezd a svietivosť galaxií postupne klesá smerom von, otázka ich veľkosti v skutočnosti spočíva na schopnostiach ďalekohľadu, na jeho schopnosti rozlíšiť slabú žiaru vonkajších oblastí galaxie na pozadí žiary noci. obloha. Moderná technológia umožňuje registrovať oblasti galaxií s jasom menším ako 1 % jasu oblohy; to je asi miliónkrát menej ako jasnosť jadier galaxií. Podľa tohto izofotu (čiary rovnakej jasnosti) sa priemery galaxií pohybujú od niekoľkých tisícok svetelných rokov v trpasličích systémoch až po stovky tisíc v obrovských. Priemery galaxií spravidla dobre korelujú s ich absolútnou svietivosťou.

Spektrálna trieda a farba. Prvý spektrogram galaxie – hmlovina Andromeda, ktorý získal na observatóriu v Postupime v roku 1899 J. Scheiner (1858–1913), svojimi absorpčnými čiarami pripomína spektrum Slnka. Hromadné štúdium spektier galaxií začalo vytvorením „rýchlych“ spektrografov s nízkou disperziou (200–400 / mm); Neskôr použitie elektronických zosilňovačov obrazu umožnilo zvýšiť disperziu na 20–100/mm. Morganove pozorovania na Yerkes Observatory ukázali, že napriek zložitému hviezdnemu zloženiu galaxií sú ich spektrá zvyčajne blízke spektrám hviezd určitej triedy z r. A predtým K a medzi spektrom a morfologickým typom galaxie je badateľná korelácia. Spravidla triedne spektrum A majú nepravidelné galaxie Im a špirály sm a SD. triedne spektrá A–F pri špirálach SD a sc. Preniesť z sc do Sb sprevádzaná zmenou spektra od F do F–G a špirály Sb a So, šošovkové a eliptické systémy majú spektrá G a K. Pravda, neskôr sa ukázalo, že žiarenie galaxií spektrálny typ A v skutočnosti pozostáva zo zmesi svetla z obrovských hviezd spektrálnych tried B a K.

Okrem absorpčných čiar mnohé galaxie vykazujú emisné čiary, ako napríklad emisné hmloviny Mliečnej dráhy. Zvyčajne ide o vodíkové vedenia série Balmer, napríklad H  na  6563, dublety ionizovaného dusíka (N II) na  6548 a 6583 a síra (S II) na  6717 a 6731, zapnutý ionizovaný kyslík (O II).  3726 a 3729 a dvakrát ionizovaný kyslík (O III) zapnutý  4959 a 5007. Intenzita emisných čiar zvyčajne koreluje s množstvom plynu a superobrích hviezd v diskoch galaxií: tieto čiary chýbajú alebo sú veľmi slabé v eliptických a šošovkovitých galaxiách, ale sú zosilnené v špirálových a nepravidelných galaxiách – od r. So do Im. Okrem toho intenzita emisných čiar prvkov ťažších ako vodík (N, O, S) a pravdepodobne aj relatívny výskyt týchto prvkov od jadra po okraj diskových galaxií klesá. Niektoré galaxie majú vo svojich jadrách nezvyčajne silné emisné čiary. V roku 1943 objavil K. Seifert zvláštny typ galaxií s veľmi širokými čiarami vodíka v jadrách, čo naznačuje ich vysokú aktivitu. Svietivosť týchto jadier a ich spektrá sa časom menia. Vo všeobecnosti sú jadrá Seyfertových galaxií podobné kvazarom, aj keď nie také silné.

Pozdĺž morfologickej postupnosti galaxií sa mení integrálny index ich farby ( B-V), t.j. rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe B a žltá V lúče. Priemerný farebný index hlavných typov galaxií je nasledovný:

Na tejto stupnici 0,0 zodpovedá biela farba, 0,5 - žltkastý, 1,0 - červenkastý.

Pri podrobnej fotometrii sa zvyčajne ukáže, že farba galaxie sa mení od jadra k okraju, čo naznačuje zmenu v zložení hviezd. Väčšina galaxií je vo vonkajších oblastiach modrejšia ako v jadre; je to oveľa výraznejšie v špirálach ako v eliptických telesách, pretože ich disky obsahujú veľa mladých modrých hviezd. Nepravidelné galaxie, ktoré zvyčajne nemajú jadro, sú často v strede modrejšie ako na okraji.

Rotácia a hmotnosť. Rotácia galaxie okolo osi prechádzajúcej stredom vedie k zmene vlnovej dĺžky čiar v jej spektre: čiary z oblastí galaxie, ktoré sa k nám približujú, sú posunuté do fialovej časti spektra a z ustupujúcej regióny - do červenej (obr. 7). Podľa Dopplerovho vzorca je relatívna zmena vlnovej dĺžky čiary   / = V r /c, kde c je rýchlosť svetla a V r je radiálna rýchlosť, t.j. zložka rýchlosti zdroja pozdĺž línie pohľadu. Obdobia revolúcie hviezd okolo centier galaxií sú stovky miliónov rokov a rýchlosť ich orbitálneho pohybu dosahuje 300 km/s. Rýchlosť otáčania disku zvyčajne dosiahne svoju maximálnu hodnotu ( V M) v určitej vzdialenosti od stredu ( r M), a potom klesá (obr. 8). Naša galaxia V M= 230 km/s na vzdialenosť r M= 40 tisíc sv. rokov od centra:

Ryža. 7. SPEKTRÁLNE ČIARY GALAXIE, rotujúce okolo osi N, keď je štrbina spektrografu orientovaná pozdĺž osi ab. Čiara od vzďaľujúceho sa okraja galaxie ( b) sa odkloní na červenú stranu (R) a od približujúceho sa okraja ( a) na ultrafialové (UV).

Ryža. 8. KRIVKA OTÁČANIA GALAXIE. Rýchlosť otáčania V r dosahuje svoju maximálnu hodnotu V M v diaľke R M od stredu galaxie a potom pomaly klesá.

Absorpčné čiary a emisné čiary v spektrách galaxií majú rovnaký tvar, preto hviezdy a plyn v disku rotujú s rovnakú rýchlosť v jednom smere. Keď je podľa polohy tmavých prachových pásov na disku možné pochopiť, ktorý okraj galaxie je bližšie k nám, môžeme zistiť smer krútenia špirálových ramien: vo všetkých študovaných galaxiách zaostávajú t.j. pri pohybe od stredu sa rameno ohýba v smere opačnom k ​​smeru otáčania.

Analýza rotačnej krivky umožňuje určiť hmotnosť galaxie. V najjednoduchšom prípade, prirovnaním gravitačnej sily k odstredivej sile, získame hmotnosť galaxie na obežnej dráhe hviezdy: M = rV r 2 /G, kde G je gravitačná konštanta. Analýza pohybu periférnych hviezd umožňuje odhadnúť celkovú hmotnosť. Naša galaxia má hmotnosť cca. 210 11 slnečné hmoty, pre hmlovinu Andromeda 410 11 , pre Veľký Magellanov oblak - 1510 9 . Hmotnosti diskových galaxií sú približne úmerné ich svietivosti ( L), teda pomer M/L majú takmer rovnaké a pre svietivosť v modrých lúčoch sú rovnaké M/L 5 v jednotkách hmotnosti a svietivosti Slnka.

Hmotnosť sféroidnej galaxie sa dá odhadnúť rovnakým spôsobom, pričom namiesto rýchlosti rotácie disku sa vezme rýchlosť chaotického pohybu hviezd v galaxii (  v), ktorá sa meria šírkou spektrálnych čiar a nazýva sa disperzia rýchlosti: M  R v 2 /G, kde R je polomer galaxie (viriálna veta). Rozptyl rýchlosti hviezd v eliptických galaxiách je zvyčajne od 50 do 300 km/s a hmotnosti sú od 10 9 hmotností Slnka v trpasličích systémoch po 10 12 v obrovských.

rádiové vyžarovanie Mliečnu dráhu objavil K. Jánsky v roku 1931. Prvú rádiovú mapu Mliečnej dráhy dostal G. Reber v roku 1945. Toto žiarenie prichádza v širokom rozsahu vlnových dĺžok  alebo frekvencie  = c/ , od niekoľkých megahertzov (   100 m) až desiatky gigahertzov (   1 cm) a nazýva sa „kontinuálny“. Sú za to zodpovedné viaceré fyzikálne procesy, z ktorých najdôležitejším je synchrotrónové žiarenie medzihviezdnych elektrónov pohybujúcich sa takmer rýchlosťou svetla v slabom medzihviezdnom magnetickom poli. V roku 1950 R. Brown a C. Hazard (Jodrell Bank, Anglicko) objavili súvislé žiarenie s vlnovou dĺžkou 1,9 m z hmloviny Andromeda a potom z mnohých ďalších galaxií. Normálne galaxie, ako je naša alebo M 31, sú slabými zdrojmi rádiových vĺn. V rádiovom dosahu vyžarujú sotva jednu milióntinu svojho optického výkonu. Ale v niektorých nezvyčajných galaxiách je toto žiarenie oveľa silnejšie. Najbližšie „rádiové galaxie“ Panna A (M 87), Kentaur A (NGC 5128) a Perseus A (NGC 1275) majú rádiovú svietivosť 10–4 10–3 optickej. A pre vzácne objekty, ako je rádiová galaxia Cygnus A, sa tento pomer blíži k jednote. Len niekoľko rokov po objavení tohto silného rádiového zdroja bolo možné nájsť slabú galaxiu, ktorá je s ním spojená. Mnoho slabých rádiových zdrojov, pravdepodobne spojených so vzdialenými galaxiami, ešte nebolo identifikovaných s optickými objektmi.

Vedci už nejaký čas vedia, že galaxia Mliečna dráha nie je jediná vo vesmíre. Okrem našej galaxie, ktorá je súčasťou Miestnej skupiny – kolekcie 54 galaxií a trpasličích galaxií – sme aj súčasťou väčšej entity známej ako Kopa galaxií v Panne. Môžeme teda povedať, že Mliečna dráha má veľa susedov.

Z nich väčšina ľudí verí, že galaxia Andromeda je naším najbližším galaktickým spolubývajúcim. Ale pravdupovediac, Andromeda je najbližšie špirála Galaxia, ale vôbec nie najbližšia. Tento rozdiel spadá do bodu, keď tvorí to, čo je v skutočnosti v samotnej Mliečnej dráhe, ale trpasličej galaxii, ktorá je známa pod menom Canis Major Gnome Galax (aka. Canis Major).

Tento hviezdny útvar sa nachádza asi 42 000 svetelných rokov od galaktického stredu a iba 25 000 svetelných rokov od nášho slnečná sústava. Vďaka tomu je k nám bližšie ako k stredu našej vlastnej galaxie, ktorá je od slnečnej sústavy vzdialená 30 000 svetelných rokov.

Pred jej objavom astronómovia verili, že trpasličia galaxia Strelec je najbližšou galaktickou formáciou k našej vlastnej. Táto galaxia, ktorá je od Zeme vzdialená 70 000 svetelných rokov, bola v roku 1994 určená ako bližšie k nám ako Veľké Magellanovo mračno, trpasličia galaxia vzdialená 180 000 svetelných rokov, ktorá mala predtým titul nášho najbližšieho suseda.

Všetko sa zmenilo v roku 2003, keď bola trpasličia galaxia Canis Major objavená 2 mikrónovým panoramatickým prieskumom (2MASS) počas astronomickej misie, ktorá sa uskutočnila v rokoch 1997 až 2001.

Pomocou ďalekohľadov umiestnených na MT. Hopkinsovo observatórium v ​​Arizone (pre severnú pologuľu) a na Medziamerickom observatóriu v Čile pre južnú pologuľu boli astronómovia schopní vykonať komplexný prieskum oblohy v infračervenom svetle, ktoré nie je tak brutálne blokované plynom a prachom. ako viditeľné svetlo.

Vďaka tejto technike boli astronómovia schopní odhaliť veľmi významnú hustotu obrovských hviezd triedy M na oblohe obsadenej súhvezdiami. veľký pes, ako aj niekoľko ďalších pridružených štruktúr, ktoré tvoria tento typ hviezdy, z ktorých dve majú vzhľad širokých, mdlých oblúkov (ako je vidieť na obrázku vyššie).

Množstvo hviezd triedy M je to, čo umožnilo formáciu ľahko rozpoznať. Títo chladní „červení trpaslíci“ nie sú príliš jasní v porovnaní s inými triedami hviezd a dokonca ich nemožno vidieť ani voľným okom. Avšak svietia veľmi jasne v infračervenom a in vo veľkom počte objavil.

Okrem svojho zloženia má galaxia takmer eliptický tvar a predpokladá sa, že obsahuje toľko hviezd ako trpasličia eliptická galaxia Strelec, predchádzajúci uchádzač o galaxiu najbližšiu k našej polohe v Mliečnej dráhe.

Okrem trpasličej galaxie je za ňou viditeľný dlhý reťazec hviezd. Táto zložitá prstencová štruktúra - niekedy nazývaná prstenec Monoceros - sa trikrát otočí okolo galaxie. Prúd bol prvýkrát zaznamenaný na začiatku 21. storočia astronómami vykonávajúcimi Sloan Digital Sky Survey.

Práve počas skúmania tohto prstenca hviezd a blízko seba umiestnených skupín guľových hviezdokôp podobných tým, ktoré sú spojené s trpasličími eliptickými galaxiami Strelec, bola objavená trpasličia galaxia Canis Major.

Súčasná teória hovorí, že táto galaxia bola zlúčená (alebo pohltená) do galaxie Mliečna dráha. Iné guľové hviezdokopy obiehajúce okolo stredu Mliečnej dráhy ako satelit - to znamená buď NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 a NGC 2808 - boli považované za časť veľkého psa trpasličej galaxie pred jej akréciou.

Objav tejto galaxie a následná analýza hviezd, ktoré sú s ňou spojené, poskytuje určitú podporu súčasnej teórii, že galaxie môžu zväčšiť veľkosť tým, že pohltia svojich menších susedov. Mliečna dráha sa stala tým, čím je teraz, požierajúc ostatné galaxie ako veľký pes a pokračuje v tom aj dnes. A keďže hviezdy veľkej trpasličej galaxie canis sú už technicky súčasťou Mliečnej dráhy, je to podľa definície najbližšia galaxia k nám.

Astronómovia sa tiež domnievajú, že veľké trpasličie galaxie canis oddeľujú gravitačné pole masívnejšej galaxie Mliečna dráha. Hlavné telo galaxie je už extrémne degradované a tento proces bude pokračovať, keď bude putovať okolo a cez našu Galaxiu. Počas narastania pravdepodobne skončí veľká psia trpasličia galaxia s uloženou 1 miliardou hviezd na 200 m0 400 miliárd, ktoré sú už súčasťou Mliečnej dráhy.

Pred objavom v roku 2003 to bola trpasličia eliptická galaxia Strelec, ktorá zastávala pozíciu najbližšej galaxie k našej. Vo vzdialenosti 75 000 svetelných rokov. Táto trpasličia galaxia, ktorá pozostáva zo štyroch guľových hviezdokôp s priemerom asi 10 000 svetelných rokov, bola objavená v roku 1994. Predtým bol Veľký Magellanov oblak považovaný za nášho najbližšieho suseda.

Galaxia Andromeda (M31) je k nám najbližšia špirálová galaxia. Aj keď – gravitačne – súvisí s mliečna dráha, stále to nie je najbližšia galaxia - 2 milióny svetelných rokov od nás. Andromeda sa v súčasnosti približuje k našej galaxii rýchlosťou asi 110 kilometrov za sekundu. Očakáva sa, že približne za 4 miliardy rokov sa galaxia Andromeda spojí a vytvorí jednu supergalaxiu.

Mliečna dráha - veľmi charakteristický príklad svojho typu galaxie - je taká obrovská, že svetlu trvá viac ako 100 000 rokov, kým prejde 300 000 kilometrov za sekundu cez galaxiu od okraja k okraju. Zem a Slnko sa nachádzajú vo vzdialenosti asi 30 tisíc svetelných rokov od stredu Mliečnej dráhy. Ak by sme sa pokúsili poslať správu hypotetickej bytosti žijúcej v blízkosti stredu našej galaxie, odpoveď by sme dostali až o 60 000 rokov neskôr. Správa odoslaná rýchlosťou lietadla (600 míľ alebo 1000 kilometrov za hodinu) v čase zrodu vesmíru by teraz preletela len polovicu cesty do stredu Galaxie a čas čakania na odpoveď bude 70 miliárd rokov.

Niektoré galaxie sú oveľa väčšie ako naše. Priemery najväčších z nich – obrovských galaxií, ktoré vyžarujú obrovské množstvo energie vo forme rádiových vĺn, ako napríklad známy objekt južnej oblohy – Centaurus A, sú stokrát väčšie ako priemer Mliečnej dráhy. Na druhej strane, vo vesmíre je veľa relatívne malých galaxií. Rozmery trpasličích eliptických galaxií ( typický predstaviteľ nachádzajúce sa v súhvezdí Draco) sú len asi 10 tisíc svetelných rokov. Samozrejme, aj tieto nenápadné objekty sú takmer nepredstaviteľne obrovské: hoci galaxiu v súhvezdí Draco možno nazvať trpasličou galaxiou, jej priemer presahuje 160 000 000 000 000 000 kilometrov.

Hoci vesmír obývajú miliardy galaxií, nie sú vôbec stiesnené: Vesmír je dostatočne veľký na to, aby sa doň galaxie pohodlne zmestili, a stále je tu veľa voľného priestoru. Typická vzdialenosť medzi jasnými galaxiami je asi 5-10 miliónov svetelných rokov; zvyšný objem zaberajú trpasličie galaxie. Ak však vezmeme do úvahy ich veľkosti, ukáže sa, že galaxie sú k sebe relatívne oveľa bližšie ako napríklad hviezdy v okolí Slnka. Priemer hviezdy je zanedbateľný v porovnaní so vzdialenosťou k najbližšej susednej hviezde. Priemer Slnka je len asi 1,5 milióna kilometrov, zatiaľ čo vzdialenosť k najbližšej hviezde k nám je 50 miliónov krát väčšia.

Aby sme si mohli predstaviť obrovské vzdialenosti medzi galaxiami, mentálne zmenšíme ich veľkosť na výšku priemerného človeka. Potom v typickej oblasti Vesmíru budú „dospelé“ (svetlé) galaxie od seba vzdialené v priemere 100 metrov a medzi nimi sa bude nachádzať malý počet detí. Vesmír by bol ako obrovské baseballové ihrisko s veľkým priestorom medzi hráčmi. Len na niektorých miestach, kde sa galaxie zhromažďujú v tesných zhlukoch. náš zmenšený model Vesmír je ako mestský chodník a nikde by to nebolo niečo ako párty alebo vagón metra v dopravnej špičke. Ak by sa však hviezdy typickej galaxie zredukovali na mieru ľudského rastu, potom by sa ukázalo, že oblasť je extrémne riedko osídlená: najbližší sused by žil vo vzdialenosti 100 000 kilometrov, čo je asi štvrtina vzdialenosti. zo Zeme na Mesiac.

Z týchto príkladov by malo byť zrejmé, že galaxie sú vo vesmíre rozptýlené pomerne zriedkavo a pozostávajú najmä z prázdneho priestoru. Aj keď vezmeme do úvahy riedky plyn, ktorý vypĺňa priestor medzi hviezdami, priemerná hustota hmoty je stále extrémne nízka. Svet galaxií je obrovský a takmer prázdny.

Galaxie vo vesmíre nie sú rovnaké. Niektoré z nich sú rovné a okrúhle, iné sú sploštené, rozprestierajú sa v špirálach a niektoré nemajú takmer žiadnu štruktúru. Astronómovia na základe priekopníckej práce Edwina Hubbla publikovanej v 20. rokoch 20. storočia klasifikujú galaxie podľa ich tvaru do troch hlavných typov: eliptické, špirálové a nepravidelné, označené E, S a Irr.

Aká je vzdialenosť k najbližšej galaxii? 12. marca 2013

Vedcom sa po prvý raz podarilo zmerať presnú vzdialenosť k najbližšej galaxii od nás. Táto trpasličia galaxia je známa ako Veľký Magellanov oblak. Nachádza sa vo vzdialenosti 163 tisíc svetelných rokov od nás, alebo 49,97 kiloparsekov, aby som bol presný.

Galaxia Veľký Magellanov oblak pomaly pláva vo vesmíre a obchádza našu galaxiu mliečna dráha dookola, ako keď sa mesiac točí okolo zeme.

Obrovské oblaky plynu okolo galaxie sa pomaly rozptyľujú, čo vedie k vytvoreniu nových hviezd, ktoré osvetľujú medzihviezdny priestor svojim svetlom a vytvárajú jasné farebné kozmické krajiny. Tieto krajiny boli odfotografované vesmírnym teleskopom Hubbleov teleskop.

Malá galaxia Veľké Magellanovo mračno zahŕňa hmlovinu Tarantula - najjasnejšiu hviezdnu kolísku vo vesmíre v našom susedstve - boli pozorované známky vzniku nových hviezd.

Vedci dokázali urobiť výpočty pozorovaním zriedkavých, blízkych párov hviezd známych ako zákrytové dvojhviezdy. Tieto páry hviezd sú spolu gravitačne spojené a keď jedna z hviezd zažiari druhú, ako to vidí pozorovateľ zo Zeme, celková jasnosť systému klesá.

Ak porovnáte jas hviezd, môžete týmto spôsobom vypočítať presnú vzdialenosť k nim s neuveriteľnou presnosťou.

Určenie presnej vzdialenosti k vesmírnym objektom je veľmi dôležité pre pochopenie veľkosti a veku nášho vesmíru. Zatiaľ zostáva otvorená otázka: aká je veľkosť nášho vesmíru, zatiaľ nikto z vedcov nevie s istotou povedať.

Keď astronómovia dokážu dosiahnuť takú presnosť pri určovaní vzdialeností vo vesmíre, budú sa môcť pozerať aj na vzdialenejšie objekty a v konečnom dôsledku budú vedieť vypočítať veľkosť vesmíru.

Nové funkcie nám tiež umožnia presnejšie určiť rýchlosť expanzie nášho vesmíru, ako aj presnejšie vypočítať Hubbleova konštanta. Tento koeficient bol pomenovaný po Edwinovi P. Hubbleovi, americkom astronómovi, ktorý v roku 1929 dokázal, že náš vesmír sa od samého začiatku svojej existencie neustále rozpína.

vzdialenosť medzi galaxiami

Galaxia Veľkého Magellanovho mračna je od nás najbližšia trpasličia galaxia, no veľkosťou najväčšia galaxia sa považuje za nášho suseda Špirálová galaxia Andromeda, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti asi 2,52 milióna svetelných rokov od nás.

Vzdialenosť medzi našou galaxiou a galaxiou Andromeda sa postupne zmenšuje. Približujú sa k sebe rýchlosťou asi 100-140 kilometrov za sekundu, hoci sa stretnú veľmi skoro, alebo skôr o 3-4 miliardy rokov.

Možno takto bude vyzerať nočná obloha pre pozemského pozorovateľa o niekoľko miliárd rokov.

Vzdialenosti medzi galaxiami sa preto môžu veľmi líšiť rôznych štádiáchčasu, keďže sú neustále v dynamike.

Mierka vesmíru

Viditeľný vesmír má neuveriteľný priemer, ktorý predstavuje miliardy a možno desiatky miliárd svetelných rokov. Mnohé z objektov, ktoré môžeme vidieť pomocou teleskopov, tam už nie sú alebo vyzerajú úplne inak, pretože svetlo pred nimi putovalo neuveriteľne dlho.

Navrhovaná séria ilustrácií vám pomôže predstaviť si aspoň v vo všeobecných podmienkach rozsah nášho vesmíru.

Slnečná sústava s jej najväčšími objektmi (planéty a trpasličie planéty)

Slnko (v strede) a najbližšie hviezdy

Galaxia Mliečna dráha ukazuje skupinu hviezdnych systémov najbližšie k slnečnej sústave

Skupina blízkych galaxií vrátane viac ako 50 galaxií, ktorých počet neustále narastá s objavovaním nových.

Miestna superkopa galaxií (Virgo Supercluster). Veľkosť - asi 200 miliónov svetelných rokov

Skupina superkopy galaxií

Viditeľný vesmír