Shihni se çfarë është "Galaktikat më të afërta" në fjalorë të tjerë. Sa është distanca me galaktikën më të afërt

Andromeda është një galaktikë e njohur edhe si M31 dhe NGC224. Është një formacion spirale i vendosur në një distancë prej afërsisht 780 kp (2.5 milion nga Toka.

Andromeda është galaktika më e afërt me Rrugën e Qumështit. Është emërtuar sipas princeshës mitike me të njëjtin emër. Vëzhgimet në vitin 2006 çuan në përfundimin se këtu ka rreth një trilion yje - të paktën dy herë më shumë se në Rrugën e Qumështit, ku ka rreth 200 - 400 miliardë prej tyre.Shkencëtarët besojnë se përplasja e Rrugës së Qumështit dhe Andromedës galaktika do të ndodhë në rreth 3, 75 miliardë vjet, dhe si rezultat, do të formohet një galaktikë gjigante eliptike ose disku. Por më shumë për këtë më vonë. Së pari, le të zbulojmë se si duket "princesha mitike".

Në foto shihet Andromeda. Galaktika ka vija blu dhe të bardha. Ata formojnë unaza rreth tij dhe strehojnë yje gjigantë të nxehtë të nxehtë. Shiritat blu-gri të errët kontrastojnë ashpër me këto unaza të ndritshme dhe tregojnë zonat ku formimi i yjeve sapo ka filluar në fshikëzat e dendura të reve. Kur shihen në spektrin e dukshëm, unazat e Andromedës duken më shumë si krahë spirale. Në rrezen ultravjollcë, këto formacione më shumë i ngjajnë strukturave unazore. Ato janë zbuluar më parë nga teleskopi i NASA-s. Astronomët besojnë se këto unaza tregojnë formimin e një galaktike si rezultat i një përplasjeje me një fqinje më shumë se 200 milionë vjet më parë.

Hënat e Andromedës

Ashtu si Rruga e Qumështit, Andromeda ka një numër satelitësh xhuxh, 14 prej të cilëve janë zbuluar tashmë. Më të famshmit janë M32 dhe M110. Sigurisht, nuk ka gjasa që yjet e secilës prej galaktikave të përplasen me njëri-tjetrin, pasi distancat midis tyre janë shumë të mëdha. Për atë që do të ndodhë në të vërtetë, shkencëtarët kanë ende një ide mjaft të paqartë. Por tashmë është shpikur një emër për të porsalindurin e ardhshëm. Mlekomed - ky është emri i shkencëtarëve gjigantë të palindur të galaktikës.

Përplasjet e Yjeve

Andromeda është një galaktikë me 1 trilion yje (10 12), dhe Rruga e Qumështit - 1 miliard (3 * 10 11). Sidoqoftë, mundësia e një përplasjeje të trupave qiellorë është e papërfillshme, pasi ka një distancë të madhe midis tyre. Për shembull, ylli më i afërt me Diellin, Proxima Centauri, ndodhet në një distancë prej 4,2 vite dritë (4 * 10 13 km), ose 30 milion (3 * 10 7) diametra të Diellit. Imagjinoni që ndriçuesi ynë është një top pingpong. Pastaj Proxima Centauri do të duket si një bizele, e vendosur në një distancë prej 1100 km nga ajo, dhe vetë Rruga e Qumështit do të shtrihet në gjerësi për 30 milion km. Edhe yjet në qendër të galaktikës (domethënë, ku grupi i tyre më i madh) ndodhen në intervale prej 160 miliardë (1.6 * 10 11) km. Është si një top pingpong për çdo 3.2 km. Prandaj, mundësia që çdo dy yje të përplasen gjatë një bashkimi të galaktikave është jashtëzakonisht e vogël.

Përplasja e vrimave të zeza

Galaktika e Andromedës dhe Rruga e Qumështit kanë një Shigjetar A qendror (3,6*10 6 masa diellore) dhe një objekt brenda grupit P2 të Bërthamës Galaktike. Këto vrima të zeza do të konvergojnë në një pikë pranë qendrës së galaktikës së sapoformuar, duke transferuar energjinë orbitale tek yjet, të cilat do të lëvizin në trajektore më të larta me kalimin e kohës. Procesi i mësipërm mund të zgjasë miliona vjet. Kur vrimat e zeza afrohen brenda një vit drite veçmas, ata do të fillojnë të lëshojnë valë gravitacionale. Energjia orbitale do të bëhet edhe më e fuqishme derisa bashkimi të përfundojë. Bazuar në të dhënat e simulimit të vitit 2006, Toka fillimisht mund të hidhet pothuajse në qendër të galaktikës së sapoformuar, më pas të kalojë pranë njërës prej vrimave të zeza dhe të shpërthejë jashtë Mlecomeda.

Konfirmimi i teorisë

Galaxy Andromeda po na afrohet me një shpejtësi prej rreth 110 km në sekondë. Deri në vitin 2012, nuk kishte asnjë mënyrë për të ditur nëse një përplasje do të ndodhte apo jo. Për të arritur në përfundimin se është pothuajse e pashmangshme, teleskopi Hapësinor Hubble i ndihmoi shkencëtarët. Pas gjurmimit të lëvizjeve të Andromedës nga viti 2002 deri në vitin 2010, u arrit në përfundimin se përplasja do të ndodhte në rreth 4 miliardë vjet.

Fenomene të ngjashme janë të përhapura në hapësirë. Për shembull, Andromeda besohet se ka ndërvepruar me të paktën një galaktikë në të kaluarën. Dhe disa galaktika xhuxh, si SagDEG, vazhdojnë të përplasen me Rrugën e Qumështit, duke krijuar një formacion të vetëm.

Hulumtimet tregojnë gjithashtu se M33, ose Galaxy Triangulum, anëtari i tretë më i madh dhe më i ndritshëm i Grupit Lokal, gjithashtu do të marrë pjesë në këtë ngjarje. Fati i tij më i mundshëm do të jetë hyrja në orbitë e objektit të formuar pas bashkimit, dhe në të ardhmen e largët - bashkimi përfundimtar. Megjithatë, një përplasje e M33 me Rrugën e Qumështit para se të afrohet Andromeda, ose sistemi ynë diellor të hidhet jashtë Grupit Lokal, përjashtohet.

Fati i sistemit diellor

Shkencëtarët nga Harvardi argumentojnë se koha e bashkimit të galaktikave do të varet nga shpejtësia tangjenciale e Andromedës. Bazuar në llogaritjet, ata arritën në përfundimin se ekziston një shans 50% që gjatë bashkimit Sistemi Diellor të hidhet përsëri në një distancë trefishin e distancës aktuale deri në qendrën e Rrugës së Qumështit. Nuk dihet saktësisht se si do të sillet galaktika Andromeda. Planeti Tokë është gjithashtu nën kërcënim. Shkencëtarët thonë se ka një shans 12% që të na flakin nga "shtëpia" e mëparshme disa kohë pas përplasjes. Por kjo ngjarje, ka shumë të ngjarë, nuk do të prodhojë efekte të forta negative në Sistemin Diellor dhe trupat qiellorë nuk do të shkatërrohen.

Nëse përjashtojmë inxhinierinë planetare, atëherë sipërfaqja e Tokës do të jetë shumë e nxehtë dhe nuk do të ketë më ujë në të në gjendje e lëngët dhe si rrjedhim jeta.

Efektet anësore të mundshme

Kur bashkohen dy galaktika spirale, hidrogjeni i pranishëm në disqet e tyre tkurret. Fillon arsim të zgjeruar yje te rinj. Për shembull, kjo mund të vërehet në galaktikën ndërvepruese NGC 4039, e njohur ndryshe si "Antenat". Në rast të një bashkimi mes Andromedës dhe Rrugës së Qumështit, besohet se do të mbetet pak gaz në disqet e tyre. Formimi i yjeve nuk do të jetë aq intensiv, megjithëse lindja e një kuazari është mjaft e mundshme.

Rezultati i bashkimit

Galaktika e formuar gjatë bashkimit është quajtur paraprakisht Mlecomed nga shkencëtarët. Rezultati i simulimit tregon se objekti që rezulton do të ketë një formë eliptike. Qendra e saj do të ketë një densitet më të ulët të yjeve sesa galaktikat moderne eliptike. Por një formë disku është gjithashtu e mundshme. Shumë do të varet nga sa gaz mbetet brenda Rrugës së Qumështit dhe Andromedës. Në të ardhmen e afërt, pjesa tjetër do të shkrihet në një objekt, dhe kjo do të nënkuptojë fillimin e një faze të re evolucionare.

Fakte rreth Andromedës

• Andromeda është galaktika më e madhe në Grupin Lokal. Por ndoshta jo më masiv. Shkencëtarët sugjerojnë se më shumë është përqendruar në Rrugën e Qumështit dhe kjo është ajo që e bën galaktikën tonë më masive.
• Shkencëtarët po eksplorojnë Andromedën për të kuptuar origjinën dhe evolucionin e formacioneve si ajo, sepse është galaktika spirale më e afërt me ne.
• Andromeda duket e mrekullueshme nga Toka. Shumë madje arrijnë ta fotografojnë.
• Andromeda ka një bërthamë galaktike shumë të dendur. Jo vetëm që yjet e mëdhenj ndodhen në qendër të saj, por ka të paktën një vrimë të zezë supermasive të fshehur në bërthamë.
• Krahët e tij spirale u përkulën si rezultat i ndërveprimit gravitacional me dy galaktikat fqinje: M32 dhe M110.
• Ka të paktën 450 grupime yjore globulare që rrotullohen brenda Andromedës. Midis tyre janë disa nga më të dendurat që janë gjetur.
• Galaxy Andromeda është objekti më i largët që mund të shihet me sy të lirë. Do t'ju duhet pike e mire dukshmëri dhe një minimum drite të ndritshme.

Si përfundim, do të doja t'i këshilloja lexuesit që të ngrenë më shpesh sytë drejt qiellit me yje. Mban shumë të reja dhe të panjohura. Gjeni pak kohë të lirë për të parë hapësirën këtë fundjavë. Galaktika Andromeda në qiell është një pamje për t'u parë.

GALAKSITË, "mjegullnajat ekstragalaktike" ose "universet ishullore", janë sisteme gjigante yjore që përmbajnë gjithashtu gaz dhe pluhur ndëryjor. Sistemi diellor është pjesë e galaktikës sonë - Rruga e Qumështit. E gjithë hapësira e jashtme, në masën që mund të depërtojnë teleskopët më të fuqishëm, është e mbushur me galaktika. Astronomët numërojnë të paktën një miliard prej tyre. Galaktika më e afërt ndodhet në një distancë prej rreth 1 milion vjet dritë nga ne. vjet (10 19 km), dhe deri në galaktikat më të largëta të regjistruara nga teleskopët - miliarda vite dritë. Studimi i galaktikave është një nga detyrat më ambicioze të astronomisë.

Referenca e historisë. Galaktikat e jashtme më të ndritshme dhe më të afërta për ne - Retë e Magelanit - janë të dukshme me sy të lirë në hemisferën jugore të qiellit dhe ishin të njohura për arabët që në shekullin e 11-të, si dhe galaktika më e ndritshme në hemisferën veriore - Mjegullnaja e Madhe në Andromeda. Me rizbulimin e kësaj mjegullnaje në vitin 1612 me ndihmën e një teleskopi nga astronomi gjerman S. Marius (1570–1624), filloi studimi shkencor i galaktikave, mjegullnajave dhe grupimeve të yjeve. Shumë mjegullnaja u zbuluan nga astronomë të ndryshëm në shekujt 17 dhe 18; atëherë ato konsideroheshin re të gazit të ndritshëm.

Ideja e sistemeve të yjeve përtej galaktikës u diskutua për herë të parë nga filozofët dhe astronomët e shekullit të 18-të: E. Swedenborg (1688–1772) në Suedi, T. Wright (1711–1786) në Angli, I. Kant (1724– 1804) në Prusi dhe .Lambert (1728–1777) në Alsace dhe W. Herschel (1738–1822) në Angli. Sidoqoftë, vetëm në çerekun e parë të shekullit të 20-të. ekzistenca e "universeve ishullore" u vërtetua pa mëdyshje kryesisht për shkak të punës së astronomëve amerikanë G. Curtis (1872-1942) dhe E. Hubble (1889-1953). Ata vërtetuan se distancat me "mjegullnajat e bardha" më të afërta janë shumë më të mëdha se madhësia e galaktikës sonë. Midis 1924 dhe 1936, Hubble shtyu kufirin e eksplorimit të galaktikave nga sistemet e afërta në kufijtë e teleskopit 2.5 metra në Observatorin Mount Wilson, d.m.th. deri në disa qindra milionë vite dritë.

Në vitin 1929, Hubble zbuloi marrëdhënien midis distancës së një galaktike dhe shpejtësisë së saj. Kjo marrëdhënie, ligji i Hubble, është bërë baza vëzhguese e kozmologjisë moderne. Pas përfundimit të Luftës së Dytë Botërore, filloi një studim aktiv i galaktikave me ndihmën e teleskopëve të rinj të mëdhenj me amplifikues elektronikë të dritës, makina matëse automatike dhe kompjuterë. Zbulimi i emetimit të radios nga galaktikat tona dhe të tjera ka dhënë mundësi e re për të studiuar Universin dhe çoi në zbulimin e radiogalaktikave, kuazareve dhe manifestimeve të tjera të aktivitetit në bërthamat e galaktikave. Vëzhgimet ekstra-atmosferike nga raketat dhe satelitët gjeofizikë bënë të mundur zbulimin e emetimit të rrezeve X nga bërthamat e galaktikave aktive dhe grupimet e galaktikave.

Oriz. 1. Klasifikimi i galaktikave sipas Hubble

Katalogu i parë i "mjegullnajave" u botua në 1782 nga astronomi francez C. Messier (1730-1817). Kjo listë përfshin si grupimet e yjeve ashtu edhe mjegullnajat e gazta në galaktikën tonë, si dhe objektet ekstragalaktike. Numrat e objekteve Messier janë ende në përdorim sot; për shembull, Messier 31 (M 31) është Mjegullnaja e famshme Andromeda, galaktika e madhe më e afërt e vëzhguar në yjësinë Andromeda.

Një studim sistematik i qiellit, i filluar nga W. Herschel në 1783, e çoi atë në zbulimin e disa mijëra mjegullnajave në qiellin verior. Kjo punë u vazhdua nga djali i tij J. Herschel (1792-1871), i cili bëri vëzhgime në hemisferën jugore në Kepin e Shpresës së Mirë (1834-1838) dhe u botua në 1864. Drejtoria e përgjithshme 5 mijë mjegullnaja dhe grupime yjesh. Në gjysmën e dytë të shekullit të 19-të objekteve të sapo zbuluara iu shtuan këtyre objekteve dhe J. Dreyer (1852–1926) në 1888 botoi Drejtori e re e përbashkët (Katalogu i Ri i Përgjithshëm - NGC), duke përfshirë 7814 objekte. Me botimin në 1895 dhe 1908 të dy shtesë directory-indeks(IC) numri i mjegullnajave të zbuluara dhe grupimeve të yjeve tejkaloi 13 mijë. Përcaktimi sipas katalogëve NGC dhe IC që atëherë është bërë përgjithësisht i pranuar. Pra, Mjegullnaja Andromeda është caktuar ose M 31 ose NGC 224. Një listë e veçantë e 1249 galaktikave më të shndritshme se magnituda e 13-të, bazuar në një vëzhgim fotografik të qiellit, u përpilua nga H. Shapley dhe A. Ames nga Observatori i Harvardit në 1932.

Kjo vepër është zgjeruar ndjeshëm nga botimet e para (1964), të dytë (1976) dhe të tretë (1991). Katalogu i referencës së galaktikave të ndritshme J. de Vaucouleurs me punonjës. Katalogë më të gjerë, por më pak të detajuar të bazuar në shikimin e pllakave fotografike të vëzhgimit të qiellit u botuan në vitet 1960 nga F. Zwicky (1898–1974) në SHBA dhe B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) në BRSS. Ato përmbajnë përafërsisht. 30 mijë galaktika deri në magnitudën e 15-të. Përfunduar së fundmi rishikim i ngjashëm të qiellit jugor duke përdorur kamerën e Observatorit Jugor Evropian 1 metër Schmidt në Kili dhe kamerën britanike 1.2 metër Schmidt në Australi.

Ka shumë galaktika më të zbehta se madhësia e 15-të për të bërë një listë të tyre. Në vitin 1967, rezultatet e numërimit të galaktikave më të shndritshme se magnituda 19 (në veri të deklinimit -20) u publikuan nga C. Shein dhe K. Virtanen duke përdorur pllakat e astrografit 50 cm të Observatorit Lick. Galaktika të tilla doli të ishin përafërsisht. 2 milionë, pa llogaritur ato që na fshihen nga korsia e gjerë e pluhurit të Rrugës së Qumështit. Dhe në vitin 1936, Hubble në Observatorin Mount Wilson numëroi numrin e galaktikave deri në magnitudën e 21-të në disa zona të vogla të shpërndara në mënyrë të barabartë mbi sferën qiellore (në veri të deklinimit 30). Sipas këtyre të dhënave, ka më shumë se 20 milionë galaktika në të gjithë qiellin më të shndritshme se magnituda e 21-të.

Klasifikimi. Ka galaktika të formave, madhësive dhe shkëlqimeve të ndryshme; disa prej tyre janë të izoluara, por shumica kanë fqinjë ose satelitë që ushtrojnë një ndikim gravitacional mbi to. Si rregull, galaktikat janë të qeta, por ato aktive gjenden shpesh. Në vitin 1925, Hubble propozoi një klasifikim të galaktikave bazuar në to pamjen. Më vonë u rafinua nga Hubble dhe Shapley, më pas nga Sandage dhe në fund nga Vaucouleur. Të gjitha galaktikat në të ndahen në 4 lloje: eliptike, thjerrëza, spirale dhe të parregullta.

Eliptike(E) galaktikat kanë formën e elipsave në fotografi pa kufij të mprehtë dhe detaje të qarta. Shkëlqimi i tyre rritet drejt qendrës. Këto janë elipsoidë rrotullues të përbërë nga yje të vjetër; ato formë e dukshme varet nga orientimi në vijën e shikimit të vëzhguesit. Kur shikohet nga buza, raporti i gjatësive të boshteve të shkurtra dhe të gjata të elipsit arrin  5/10 (shënohet E5).

Oriz. 2 Galaxy Eliptik ESO 325-G004

Thjerrëzore(L ose S 0) galaktikat janë të ngjashme me ato eliptike, por, përveç përbërësit sferoidal, ato kanë një disk ekuatorial të hollë, që rrotullohet me shpejtësi, ndonjëherë me struktura të ngjashme me unazat si unazat e Saturnit. Galaktikat thjerrëzore të shikuara nga skajet duken më të ngjeshura se ato eliptike: raporti i boshteve të tyre arrin 2/10.

Oriz. 2. Galaktika e gishtit (NGC 5866), një galaktikë thjerrëzore në yjësinë e Drakos.

Spirale(S) galaktikat gjithashtu përbëhen nga dy përbërës - sferoidal dhe i sheshtë, por me një strukturë spirale pak a shumë të zhvilluar në disk. Përgjatë sekuencës së nëntipave Sa, Sb, sc, SD(nga spiralet "e hershme" deri te "vonshme"), krahët spirale bëhen më të trashë, më komplekse dhe më pak të përdredhur, dhe sferoidi (kondensimi qendror, ose fryrje) zvogëlohet. Galaktikat spirale të skajshme nuk kanë krahë spirale, por lloji i galaktikës mund të përcaktohet nga shkëlqimi relativ i fryrjes dhe diskut.

Oriz. 2. Një shembull i një galaktike spirale, Galaxy Pinwheel (Lista Messier 101 ose NGC 5457)

E gabuar(Unë) galaktikat janë dy llojesh kryesore: tipi Magelanik, d.m.th. lloji i Reve të Magelanit, duke vazhduar sekuencën e spiraleve nga sm përpara Une jam, dhe tip jomagelanik Unë 0, të cilat kanë korsi pluhuri të errët kaotik mbi një strukturë sferoide ose disku si një strukturë thjerrëzore ose spirale e hershme.

Oriz. 2. NGC 1427A, një shembull i një galaktike të parregullt.

Llojet L dhe S ndahen në dy familje dhe dy lloje, në varësi të pranisë ose mungesës së një kalimi nëpër qendër dhe kalimit të diskut strukturë lineare (bar), si dhe një unazë simetrike qendrore.

Oriz. 2. Modeli kompjuterik i galaktikës Rruga e Qumështit.

Oriz. 1. NGC 1300, një shembull i një galaktike spirale me hekura.

Oriz. 1. KLASIFIKIMI TRIDIMENSIONAL I GALAKSIVE. Llojet kryesore: E, L, S, I janë në seri nga E përpara Une jam; familjet e zakonshme A dhe kaloi B; lloj s dhe r. Diagramet rrethore më poshtë janë një seksion kryq i konfigurimit kryesor në rajonin e galaktikave spirale dhe thjerrëzore.

Oriz. 2. FAMILJET THEMELORE DHE LLOJET E SPIRALEVE në seksionin e konfigurimit kryesor në zonë Sb.

Ekzistojnë skema të tjera klasifikimi për galaktikat bazuar në detaje më të imta morfologjike, por një klasifikim objektiv i bazuar në matjet fotometrike, kinematike dhe radio nuk është zhvilluar ende.

Kompleksi. Dy komponentët strukturorë– sferoidi dhe disku – pasqyrojnë ndryshimin në popullsinë yjore të galaktikave, të zbuluar në vitin 1944 nga astronomi gjerman W. Baade (1893–1960).

Popullsia I, i pranishëm në galaktika të parregullta dhe krahë spirale, përmban gjigantë blu dhe supergjigantë të llojeve spektrale O dhe B, supergjigantë të kuq të klasave K dhe M, dhe gaz dhe pluhur ndëryjor me rajone të ndritshme të hidrogjenit të jonizuar. Ai përmban gjithashtu yje të sekuencës kryesore me masë të ulët që janë të dukshëm pranë Diellit, por të padallueshëm në galaktikat e largëta.

Popullsia II, i pranishëm në galaktikat eliptike dhe thjerrëzore, si dhe në rajonet qendrore të spiraleve dhe në grupimet globulare, përmban gjigantë të kuq nga klasa G5 në K5, nëngjigantë dhe ndoshta nënxhuxhë; ai përmban mjegullnaja planetare dhe shpërthime novae (Fig. 3). Në fig. Figura 4 tregon marrëdhënien midis klasave (ose ngjyrës) spektrale të yjeve dhe shkëlqimit të tyre në popullata të ndryshme.

Oriz. 3. POPULLSIA E YJEVE. Një fotografi e galaktikës spirale Andromeda Mjegullnaja tregon se gjigantët blu dhe supergjigantët e Popullsisë I janë të përqendruar në diskun e saj, dhe pjesa qendrore përbëhet nga yje të kuq të Popullsisë II. Satelitët e Mjegullnajës Andromeda janë gjithashtu të dukshme: galaktika NGC 205 ( poshte) dhe M 32 ( majtas lart). Yjet më të shndritshëm në këtë foto i përkasin galaktikës sonë.

Oriz. 4. DIAGRAMI HERTZSHPRUNG-RUSSELL, e cila tregon marrëdhënien midis klasës (ose ngjyrës) spektrale dhe shkëlqimit të yjeve lloj të ndryshëm. I: Popullsia I yjet e rinj tipikë të krahëve spirale. II: yjet e moshuar Popullsia I; III: Yjet e Vjetër të Popullsisë II, tipike për grupimet globulare dhe galaktikat eliptike.

Fillimisht, galaktikat eliptike mendohej se përmbajnë vetëm Popullsinë II, dhe galaktikat e parregullta vetëm Popullsinë I. Megjithatë, doli që galaktikat zakonisht përmbajnë një përzierje të dy popullsive yjore në përmasa të ndryshme. Një analizë e detajuar e popullsisë është e mundur vetëm për disa galaktika të afërta, por matjet e ngjyrës dhe spektrit të sistemeve të largëta tregojnë se ndryshimi në popullatat e tyre yjore mund të jetë më domethënës sesa mendonte Baade.

Largësia. Matja e distancave në galaktikat e largëta bazohet në shkallën absolute të distancës me yjet e galaktikës sonë. Është instaluar në disa mënyra. Më themelore është metoda e paralaksave trigonometrike, e cila funksionon deri në distanca 300 sv. vjet. Metodat e tjera janë indirekte dhe statistikore; ato bazohen në studimin e lëvizjeve të duhura, shpejtësive radiale, shkëlqimit, ngjyrës dhe spektrit të yjeve. Bazuar në to, vlerat absolute të New dhe variablat e llojit RR Lyrae dhe  Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. grupime globulare, yjet më të ndritshëm dhe mjegullnajat e emetimit të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti m dhe madhësinë e tij absolute M; kjo vlerë ( m-M) quhet "moduli i distancës së dukshme". Për të ditur distancën e vërtetë, ajo duhet të korrigjohet për thithjen e dritës nga pluhuri ndëryjor. Në këtë rast, gabimi zakonisht arrin 10-20%.

Shkalla e distancës ekstragalaktike rishikohet herë pas here, që do të thotë se ndryshojnë edhe parametrat e tjerë të galaktikave që varen nga distanca. Në tabelë. 1 tregon distancat më të sakta me grupet më të afërta të galaktikave sot. Tek galaktikat më të largëta miliarda vite dritë larg, distancat vlerësohen me saktësi të ulët nga zhvendosja e tyre e kuqe ( Shikoni më poshtë: Natyra e zhvendosjes së kuqe).

Shkëlqim. Matja e shkëlqimit të sipërfaqes së një galaktike jep shkëlqimin total të yjeve të saj për njësi të sipërfaqes. Ndryshimi i shkëlqimit të sipërfaqes me distancën nga qendra karakterizon strukturën e galaktikës. Sistemet eliptike, si më të rregulltit dhe simetrikët, janë studiuar më në detaje se të tjerët; në përgjithësi, ato përshkruhen nga një ligj i vetëm i ndriçimit (Fig. 5, a):

Oriz. 5. SHPËRNDARJA E LUMINOSITETIT TË GALAKSIVE. a- galaktikat eliptike (tregohet logaritmi i shkëlqimit të sipërfaqes në varësi të rrënjës së katërt të rrezes së reduktuar ( r/r e) 1/4 , ku rështë distanca nga qendra, dhe r e është rrezja efektive që përmban gjysmën e shkëlqimit total të galaktikës); b– galaktika thjerrëzore NGC 1553; në- tre galaktika spirale normale ( pjesa e jashtme secili prej linjat drejt, që tregon një varësi eksponenciale të shkëlqimit nga distanca).

Të dhënat për sistemet e thjerrëzave nuk janë aq të plota. Profilet e tyre të ndriçimit (Fig. 5, b) ndryshojnë nga profilet e galaktikave eliptike dhe kanë tre zona kryesore: bërthama, thjerrëza dhe mbështjellja. Këto sisteme duket se janë të ndërmjetme midis sistemeve eliptike dhe spirale.

Spiralet janë shumë të ndryshme, struktura e tyre është komplekse dhe nuk ka asnjë ligj të vetëm për shpërndarjen e shkëlqimit të tyre. Megjithatë, duket se në spirale të thjeshta larg bërthamës, shkëlqimi i sipërfaqes së diskut zvogëlohet në mënyrë eksponenciale drejt periferisë. Matjet tregojnë se shkëlqimi i krahëve spirale nuk është aq i lartë sa duket kur shikon fotografitë e galaktikave. Krahët shtojnë jo më shumë se 20% në shkëlqimin e diskut në rrezet blu dhe shumë më pak në ato të kuqe. Kontributi në shkëlqimin nga fryrja zvogëlohet nga Sa te SD(Fig. 5, në).

Duke matur madhësinë e dukshme të galaktikës m dhe përcaktimi i modulit të distancës së tij ( m-M), llogarit vlerën absolute M. Galaktikat më të ndritshme, duke përjashtuar kuazarët, M -22, d.m.th. shkëlqimi i tyre është pothuajse 100 miliardë herë më i madh se ai i Diellit. Dhe galaktikat më të vogla M10, d.m.th. ndriçimi përafërsisht. 10 6 diellore. Shpërndarja e numrit të galaktikave sipas M, i quajtur "funksioni i ndriçimit", - karakteristikë e rëndësishme popullsia galaktike e universit, por nuk është e lehtë të përcaktohet me saktësi.

Për galaktikat e zgjedhura deri në një madhësi të caktuar kufizuese të dukshme, funksioni i ndriçimit të secilit lloj veçmas nga E përpara sc pothuajse Gaussian (në formë zile) me një vlerë mesatare absolute në rrezet blu M m= 18,5 dhe dispersion  0,8 (Fig. 6). Por galaktikat e tipit të vonë nga SD përpara Une jam dhe xhuxhët eliptikë janë më të zbehtë.

Për një mostër të plotë të galaktikave në një vëllim të caktuar hapësire, për shembull, në një grumbull, funksioni i ndriçimit rritet ndjeshëm me zvogëlimin e shkëlqimit, d.m.th. Numri i galaktikave xhuxh është shumë herë më i madh se numri i galaktikave gjigante.

Oriz. 6. FUNKSIONI I Shkëlqimit të GALAKSISË. a- kampioni është më i ndritshëm se disa vlera të dukshme kufizuese; bështë një mostër e plotë në një hapësirë ​​të caktuar të madhe. Vini re shumicën dërrmuese të sistemeve xhuxh me M B< -16.

Permasa. Meqenëse dendësia dhe shkëlqimi yjor i galaktikave gradualisht bien nga jashtë, çështja e madhësisë së tyre në të vërtetë mbështetet në aftësitë e teleskopit, në aftësinë e tij për të dalluar shkëlqimin e dobët të rajoneve të jashtme të galaktikës në sfondin e shkëlqimit të natës. qielli. Teknologjia moderne bën të mundur regjistrimin e rajoneve të galaktikave me një shkëlqim më të vogël se 1% të shkëlqimit të qiellit; kjo është rreth një milion herë më e ulët se shkëlqimi i bërthamave të galaktikave. Sipas kësaj izofote (vija me shkëlqim të barabartë), diametrat e galaktikave variojnë nga disa mijëra vite dritë në sistemet xhuxh deri në qindra mijëra në ato gjigante. Si rregull, diametrat e galaktikave lidhen mirë me shkëlqimin e tyre absolut.

Klasa dhe ngjyra spektrale. Spektrogrami i parë i galaktikës - Mjegullnaja e Andromedës, i marrë në Observatorin e Potsdamit në 1899 nga J. Scheiner (1858–1913), i ngjan spektrit të Diellit me linjat e tij të absorbimit. Studimi masiv i spektrave të galaktikave filloi me krijimin e spektrografëve "të shpejtë" me dispersion të ulët (200–400 /mm); Më vonë, përdorimi i intensifikuesve elektronikë të imazhit bëri të mundur rritjen e shpërndarjes në 20-100/mm. Vëzhgimet e Morganit në Observatorin Yerkes treguan se, pavarësisht përbërjes komplekse yjore të galaktikave, spektrat e tyre zakonisht janë afër spektrit të yjeve të një klase të caktuar nga A përpara K, dhe ka një korrelacion të dukshëm midis spektrit dhe llojit morfologjik të galaktikës. Si rregull, spektri i klasës A kanë galaktika të parregullta Une jam dhe spirale sm dhe SD. spektrat e klasës A–F në spirale SD dhe sc. Transferimi nga sc te Sb shoqëruar me një ndryshim në spektrin nga F te F–G, dhe spirale Sb dhe Sa, sistemet thjerrëza dhe eliptike kanë spektra G dhe K. Vërtetë, më vonë doli se rrezatimi i galaktikave lloji spektral A në fakt përbëhet nga një përzierje drite nga yjet gjigantë të klasave spektrale B dhe K.

Përveç linjave të absorbimit, shumë galaktika tregojnë linja emetimi, si mjegullnajat e emetimit të Rrugës së Qumështit. Zakonisht këto janë linja hidrogjeni të serisë Balmer, për shembull, H  në  6563, dyshe të azotit të jonizuar (N II) në  6548 dhe 6583 dhe squfur (S II) në  6717 dhe 6731, oksigjeni i jonizuar (O II) në  3726 dhe 3729 dhe oksigjen i jonizuar dyfish (O III) në  4959 dhe 5007. Intensiteti i linjave të emetimit zakonisht lidhet me sasinë e gazit dhe yjeve supergjigantë në disqet e galaktikave: këto linja mungojnë ose janë shumë të dobëta në galaktikat eliptike dhe thjerrëza, por rriten në ato spirale dhe të parregullta - nga Sa te Une jam. Për më tepër, intensiteti i linjave të emetimit të elementeve më të rëndë se hidrogjeni (N, O, S) dhe, me siguri, bollëku relativ i këtyre elementeve zvogëlohet nga bërthama në periferinë e galaktikave të diskut. Disa galaktika kanë linja jashtëzakonisht të forta emetimi në bërthamat e tyre. Në vitin 1943, K. Seifert zbuloi një lloj të veçantë galaktikash me linja shumë të gjera hidrogjeni në bërthamat e tyre, gjë që tregon aktivitetin e tyre të lartë. Shkëlqimi i këtyre bërthamave dhe spektri i tyre ndryshojnë me kalimin e kohës. Në përgjithësi, bërthamat e galaktikave Seyfert janë të ngjashme me kuazarët, megjithëse jo aq të fuqishëm.

Përgjatë sekuencës morfologjike të galaktikave, indeksi integral i ngjyrës së tyre ndryshon ( B-V), d.m.th. ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu B dhe të verdhë V rrezet. Indeksi mesatar i ngjyrave të llojeve kryesore të galaktikave është si më poshtë:

Në këtë shkallë, 0.0 korrespondon me ngjyrë të bardhë, 0,5 - të verdhë, 1,0 - të kuqërremtë.

Me fotometri të detajuar, zakonisht rezulton se ngjyra e galaktikës ndryshon nga bërthama në skaj, gjë që tregon një ndryshim në përbërjen yjore. Shumica e galaktikave janë më blu në rajonet e jashtme sesa në bërthamë; kjo është shumë më e dukshme në spirale sesa në eliptike, pasi disqet e tyre përmbajnë shumë yje të rinj blu. Galaktikat e parregullta, zakonisht pa një bërthamë, janë shpesh më blu në qendër sesa në skaj.

Rrotullimi dhe masa. Rrotullimi i galaktikës rreth një boshti që kalon përmes qendrës çon në një ndryshim në gjatësinë valore të linjave në spektrin e saj: linjat nga rajonet e galaktikës që na afrohen zhvendosen në pjesën vjollce të spektrit, dhe nga largimi rajone ato janë zhvendosur në të kuqe (Fig. 7). Sipas formulës Doppler, ndryshimi relativ në gjatësinë valore të vijës është   / = V r /c, ku cështë shpejtësia e dritës, dhe V rështë shpejtësia radiale, d.m.th. komponenti i shpejtësisë së burimit përgjatë vijës së shikimit. Periudhat e rrotullimit të yjeve rreth qendrave të galaktikave janë qindra miliona vjet, dhe shpejtësia e lëvizjes së tyre orbitale arrin 300 km/s. Zakonisht shpejtësia e rrotullimit të diskut arrin vlerën e saj maksimale ( V M) në një distancë nga qendra ( r M), dhe më pas zvogëlohet (Fig. 8). Galaktika jonë V M= 230 km/s në distancë r M= 40 mijë St. vite nga qendra:

Oriz. 7. VIJAT SPEKTRALE TË GALAKSISË, duke rrotulluar rreth boshtit N, kur çarja e spektrografit është e orientuar përgjatë boshtit ab. Një vijë nga skaji largues i galaktikës ( b) është devijuar në anën e kuqe (R), dhe nga buza që afrohet ( a) në ultravjollcë (UV).

Oriz. 8. KORBA E RROTIMIT TË GALAKSIVE. Shpejtësia e rrotullimit V r arrin vlerën e saj maksimale V M në distancë R M nga qendra e galaktikës dhe më pas zvogëlohet ngadalë.

Linjat e absorbimit dhe linjat e emetimit në spektrat e galaktikave kanë të njëjtën formë, pra, yjet dhe gazi në disk rrotullohen me të njëjtën shpejtësi në një drejtim. Kur, nga vendndodhja e korsive të errëta të pluhurit në disk, është e mundur të kuptojmë se cili skaj i galaktikës është më afër nesh, mund të zbulojmë drejtimin e përdredhjes së krahëve spirale: në të gjitha galaktikat e studiuara ato mbeten prapa. , d.m.th., duke u larguar nga qendra, krahu përkulet në drejtim të kundërt me rrotullimin e drejtimit.

Një analizë e kurbës së rrotullimit bën të mundur përcaktimin e masës së galaktikës. Në rastin më të thjeshtë, duke barazuar forcën e gravitetit me forcën centrifugale, marrim masën e galaktikës brenda orbitës së yllit: M = rV r 2 /G, ku Gështë konstanta e gravitetit. Një analizë e lëvizjes së yjeve periferikë bën të mundur vlerësimin e masës totale. Galaktika jonë ka një masë prej përafërsisht. 210 11 masat diellore, për Mjegullnajën Andromeda 410 11 , për Renë e Madhe të Magelanit - 1510 9 . Masat e galaktikave të diskut janë afërsisht proporcionale me shkëlqimin e tyre ( L), pra raporti M/L kanë pothuajse të njëjtat dhe për shkëlqimin në rrezet blu është e barabartë M/L 5 në njësi të masës dhe shkëlqimit të Diellit.

Masa e një galaktike sferoide mund të vlerësohet në të njëjtën mënyrë, duke marrë në vend të shpejtësisë së rrotullimit të diskut shpejtësinë e lëvizjes kaotike të yjeve në galaktikë (  v), e cila matet me gjerësinë e vijave spektrale dhe quhet dispersion i shpejtësisë: M  R v 2 /G, ku Rështë rrezja e galaktikës (teorema virale). Shpejtësia e shpërndarjes së yjeve në galaktikat eliptike është zakonisht nga 50 në 300 km/s, dhe masat janë nga 10 9 masa diellore në sistemet xhuxh deri në 10 12 në ato gjigante.

emision radio Rruga e Qumështit u zbulua nga K. Jansky në vitin 1931. Harta e parë radio e Rrugës së Qumështit u mor nga G. Reber në vitin 1945. Ky rrezatim vjen në një gamë të gjerë gjatësi vale  ose frekuencat  = c/ , nga disa megaherz (   100 m) deri në dhjetëra gigahertz (   1 cm), dhe quhet "i vazhdueshëm". Disa procese fizike janë përgjegjëse për të, më e rëndësishmja prej të cilave është rrezatimi sinkrotron i elektroneve ndëryjore që lëvizin pothuajse me shpejtësinë e dritës në një fushë magnetike të dobët ndëryjore. Në vitin 1950, rrezatimi i vazhdueshëm në një gjatësi vale prej 1.9 m u zbulua nga R. Brown dhe C. Hazard (Jodrell Bank, Angli) nga Mjegullnaja Andromeda, dhe më pas nga shumë galaktika të tjera. Galaktikat normale, si e jona ose M 31, janë burime të dobëta të valëve të radios. Ata rrezatojnë në rrezen e radios pothuajse një e milionta e fuqisë së tyre optike. Por në disa galaktika të pazakonta, ky rrezatim është shumë më i fortë. "Galaktikat radio" më të afërta Virgjëresha A (M 87), Centauri A (NGC 5128) dhe Perseus A (NGC 1275) kanë një ndriçim radio prej 10–4 10–3 të asaj optike. Dhe për objektet e rralla, si galaktika radio Cygnus A, ky raport është afër unitetit. Vetëm pak vite pas zbulimit të këtij burimi të fuqishëm radioje, u bë e mundur të gjendej një galaktikë e zbehtë e lidhur me të. Shumë burime të dobëta radioje, ndoshta të lidhura me galaktika të largëta, nuk janë identifikuar ende me objekte optike.

Shkencëtarët e kanë ditur prej disa kohësh se galaktika e Rrugës së Qumështit nuk është e vetmja në univers. Përveç galaktikës sonë, e cila është pjesë e Grupit Lokal - një koleksion prej 54 galaktikash dhe galaktikash xhuxh - ne jemi gjithashtu pjesë e një entiteti më të madh të njohur si Grupimi i galaktikave të Virgjëreshës. Pra, mund të themi se Rruga e Qumështit ka shumë fqinjë.

Nga këto, shumica e njerëzve besojnë se Galaktika e Andromedës është bashkëjetuesi ynë më i afërt galaktik. Por të themi të vërtetën, Andromeda është më e afërta spirale Galaktika, por jo galaktika më e afërt. Ky dallim bie në pikën e formimit të asaj që është në të vërtetë brenda vetë Rrugës së Qumështit, por një galaktikë xhuxh, e cila njihet me emrin Canis Major Gnome Galax (aka. Canis Major).

Ky formacion ylli ndodhet rreth 42,000 vite dritë nga qendra galaktike dhe vetëm 25,000 vite dritë nga vendi ynë. sistem diellor. Kjo e vendos atë më afër nesh sesa qendra e galaktikës sonë, e cila është 30,000 vite dritë larg nga sistemi diellor.

Para zbulimit të tij, astronomët besonin se Galaxy Xhuxhi i Shigjetarit ishte formacioni galaktik më i afërt me tonin. Në 70,000 vite dritë nga Toka, kjo galaktikë u përcaktua në vitin 1994 se ishte më afër nesh se Reja e Madhe e Magelanit, një galaktikë xhuxh 180,000 vite dritë larg që më parë mbante titullin e fqinjit tonë më të afërt.

Gjithçka ndryshoi në vitin 2003, kur galaktika xhuxh Canis Major u zbulua nga 2 Micron Panoramic Survey (2MASS), gjatë një misioni astronomik që u zhvillua midis 1997 dhe 2001.

Me ndihmën e teleskopëve të vendosur në MT. Observatori Hopkins në Arizona (për Hemisferën Veriore) dhe në Observatorin Ndër-Amerikan në Kili për Hemisferën Jugore, astronomët kanë qenë në gjendje të kryejnë një studim gjithëpërfshirës të qiellit në dritën infra të kuqe, e cila nuk është e bllokuar nga gazi dhe pluhuri aq brutalisht si dritë e dukshme.

Për shkak të kësaj teknike, astronomët kanë qenë në gjendje të zbulojnë një dendësi shumë domethënëse të yjeve gjigantë të klasës M në qiell të pushtuar nga yjësitë Qen i madh, si dhe disa struktura të tjera shoqëruese që përbëjnë këtë lloj ylli, dy prej të cilave kanë pamjen e harqeve të gjera të lëkundura (siç shihet në imazhin e mësipërm).

Bollëku i yjeve të klasit M është ajo që e bëri formacionin të lehtë për t'u dalluar. Këta "xhuxha të kuq" të ftohtë nuk janë shumë të shndritshëm në krahasim me klasat e tjera të yjeve dhe nuk mund të shihen as me sy të lirë. Sidoqoftë, ato shkëlqejnë shumë në infra të kuqe dhe brenda në numër të madh u shfaq.

Përveç përbërjes së saj, galaktika ka një formë pothuajse eliptike dhe besohet se përmban po aq yje sa Galaktika eliptike e Xhuxhit të Shigjetarit, pretendenti i mëparshëm për galaktikën më të afërt me vendndodhjen tonë në Rrugën e Qumështit.

Përveç galaktikës xhuxh, një varg i gjatë yjesh është i dukshëm pas saj. Kjo strukturë komplekse unazore - nganjëherë e quajtur unaza Monoceros - deformohet rreth galaktikës tre herë. Rryma u zbulua për herë të parë në fillim të shekullit të 21-të nga astronomët që kryen Anketën Dixhitale të Sky Sloan.

Pikërisht gjatë hetimit të kësaj unaze yjesh, dhe grupeve të vendosura afër grupimeve globulare, të ngjashme me ato të lidhura me galaktikat eliptike të xhuxhit të Shigjetarit, u zbulua galaktika e xhuxhit Canis Major.

Teoria aktuale është se kjo galaktikë u shkri (ose u gëlltit) në galaktikën e Rrugës së Qumështit. Grumbuj të tjerë globularë që orbitojnë qendrën e Rrugës së Qumështit si satelit - domethënë NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 dhe NGC 2808 - besohet se kanë qenë pjesë e qenit të madh të galaktikës xhuxh përpara grumbullimit të saj.

Zbulimi i kësaj galaktike dhe analiza e mëvonshme e yjeve të lidhur me të, ofron një mbështetje për teorinë aktuale se galaktikat mund të rriten në madhësi duke gëlltitur fqinjët e tyre më të vegjël. Rruga e Qumështit u bë kjo që është tani, duke ngrënë galaktika të tjera si një qen i madh dhe vazhdon të bëjë edhe sot. Dhe meqenëse yjet e galaktikës xhuxh të madh kanis janë teknikisht tashmë pjesë e Rrugës së Qumështit, ajo është, sipas përkufizimit, galaktika më e afërt me ne.

Astronomët gjithashtu besojnë se galaktikat e mëdha xhuxh të kanisit janë duke e shkëputur fushën gravitacionale të galaktikës më masive të Rrugës së Qumështit në proces. Trupi kryesor i galaktikës është tashmë jashtëzakonisht i degraduar dhe ky proces do të vazhdojë ndërsa udhëton përreth dhe nëpër galaktikën tonë. Gjatë grumbullimit ka të ngjarë të përfundojë me një galaktikë xhuxh të madh qeni të depozituar 1 miliard yje për 200 m0 400 miliardë, të cilat tashmë janë pjesë e Rrugës së Qumështit.

Para zbulimit të saj në 2003, ishte galaktika eliptike xhuxh e Shigjetarit që mbante pozicionin e të qenit galaktika më e afërt me galaktikën tonë. Në një distancë prej 75,000 vjet dritë. Kjo galaktikë xhuxh, e cila përbëhet nga katër grupime globulare me diametër rreth 10,000 vite dritë, u zbulua në vitin 1994. Para kësaj, Reja e Madhe e Magelanit mendohej të ishte fqinji ynë më i afërt.

Galaktika Andromeda (M31) është galaktika spirale më e afërt me ne. Edhe pse - gravitacionale - është e lidhur me rruga e Qumështit, kjo nuk është ende galaktika më e afërt - 2 milionë vite dritë nga ne. Andromeda aktualisht po i afrohet galaktikës sonë me një shpejtësi prej rreth 110 kilometra në sekondë. Në rreth 4 miliardë vjet, Galaxy Andromeda pritet të bashkohet për të formuar një Super Galaxy të vetme.

Rruga e Qumështit - një shembull shumë karakteristik i llojit të saj të galaktikës - është aq i madh sa që dritës i duhen më shumë se 100,000 vjet për të udhëtuar 300,000 kilometra në sekondë nëpër galaktikë nga skaji në skaj. Toka dhe Dielli ndodhen në një distancë prej rreth 30 mijë vjet dritë nga qendra e Rrugës së Qumështit. Nëse do të përpiqeshim t'i dërgonim një mesazh një qenieje hipotetike që jeton pranë qendrës së galaktikës sonë, nuk do të merrnim një përgjigje deri në 60,000 vjet më vonë. Një mesazh i dërguar me shpejtësinë e një aeroplani (600 milje ose 1000 kilometra në orë) në kohën e lindjes së universit do të kishte udhëtuar tashmë vetëm gjysmën e rrugës për në qendrën e galaktikës dhe kohën e pritjes për një përgjigje. do të kishte qenë 70 miliardë vjet.

Disa galaktika janë shumë më të mëdha se e jona. Diametrat e më të mëdhenjve prej tyre - galaktika të mëdha që lëshojnë sasi të mëdha energjie në formën e valëve të radios, siç është objekti i famshëm i qiellit jugor - Centaurus A, janë njëqind herë më të mëdha se diametri i Rrugës së Qumështit. Nga ana tjetër, ka shumë galaktika relativisht të vogla në Univers. Dimensionet e galaktikave eliptike xhuxh ( përfaqësues tipik të vendosura në konstelacionin Draco) janë vetëm rreth 10 mijë vite dritë. Sigurisht, edhe këto objekte që nuk bien në sy janë pothuajse të paimagjinueshme të mëdha: megjithëse galaktika në yjësinë Draco mund të quhet një galaktikë xhuxh, diametri i saj i kalon 160,000,000,000,000,000 kilometra.

Megjithëse hapësira është e banuar nga miliarda galaktika, ato nuk janë aspak të ngushta: Universi është mjaft i madh që galaktikat të futen rehat në të, dhe ka ende shumë hapësirë ​​të lirë. Distanca tipike ndërmjet galaktikave të shndritshme është rreth 5-10 milionë vite dritë; vëllimi i mbetur është i zënë nga galaktikat xhuxh. Megjithatë, nëse marrim parasysh madhësitë e tyre, rezulton se galaktikat janë relativisht shumë më afër njëra-tjetrës sesa, për shembull, yjet në afërsi të Diellit. Diametri i një ylli është i papërfillshëm në krahasim me distancën me yllin fqinj më të afërt. Diametri i Diellit është vetëm rreth 1.5 milion kilometra, ndërsa distanca me yllin më të afërt me ne është 50 milion herë më e madhe.

Për të imagjinuar distancat e mëdha midis galaktikave, le të zvogëlojmë mendërisht madhësinë e tyre në lartësinë e një personi mesatar. Pastaj në një rajon tipik të Universit, galaktikat "të rritura" (të ndritshme) do të jenë mesatarisht në një distancë prej 100 metrash nga njëra-tjetra, dhe një numër i vogël fëmijësh do të vendosen midis tyre. Universi do të ishte si një fushë e madhe bejsbolli me shumë hapësirë ​​midis lojtarëve. Vetëm në disa vende ku galaktikat mblidhen në grupime të ngushta. tonë modeli i shkallës Universi është si një trotuar qyteti, dhe askund nuk do të ishte diçka si një festë apo një makinë metroje në orët e pikut. Sidoqoftë, nëse yjet e një galaktike tipike do të reduktoheshin në shkallën e rritjes njerëzore, atëherë zona do të rezultonte të ishte jashtëzakonisht pak e populluar: fqinji më i afërt do të jetonte në një distancë prej 100 mijë kilometrash - rreth një e katërta e distancës. nga Toka në Hënë.

Nga këta shembuj, duhet të jetë e qartë se galaktikat janë mjaft të rrallë të shpërndara në univers dhe përbëhen kryesisht nga hapësira boshe. Edhe nëse marrim parasysh gazin e rrallë që mbush hapësirën midis yjeve, dendësia mesatare e materies është ende jashtëzakonisht e ulët. Bota e galaktikave është e gjerë dhe pothuajse bosh.

Galaktikat në univers nuk janë të njëjta. Disa prej tyre janë të njëtrajtshme dhe të rrumbullakëta, të tjerat janë të rrafshuara, duke përhapur spirale dhe disa nuk kanë pothuajse asnjë strukturë. Astronomët, duke ndjekur punën pioniere të Edwin Hubble të botuar në vitet 1920, i klasifikojnë galaktikat sipas formës së tyre në tre lloje kryesore: eliptike, spirale dhe të parregullta, të përcaktuara përkatësisht E, S dhe Irr.

Sa është distanca me galaktikën më të afërt? 12 mars 2013

Shkencëtarët për herë të parë ishin në gjendje të masin distancën e saktë me galaktikën më të afërt nga ne. Kjo galaktikë xhuxh njihet si Re e madhe e Magelanit. Ndodhet në një distancë prej 163 mijë vjet dritë nga ne, ose 49,97 kiloparsekë, për të qenë të saktë.

Galaxy Large Magelanic Reja e Madhe noton ngadalë në hapësirën e jashtme, duke anashkaluar galaktikën tonë rruga e Qumështit rreth si hëna rrotullohet rreth tokës.

Re të mëdha gazi rreth galaktikës po shpërndahen ngadalë, duke rezultuar në formimin e yjeve të rinj që ndriçojnë hapësirën ndëryjore me dritën e tyre, duke krijuar peizazhe të ndritshme kozmike shumëngjyrëshe. Këto peizazhe janë fotografuar nga një teleskop hapësinor Hubble.

Galaktika e vogël Re e Madhe Magelanik përfshin Mjegullnajën e Tarantulës - djepi më i ndritshëm yjor në hapësirë ​​në lagjen tonë - janë parë shenja të formimit të yjeve të rinj.

Shkencëtarët ishin në gjendje të bënin llogaritjet duke vëzhguar çifte të rralla, të afërta të yjeve të njohur si duke eklipsuar yjet binare. Këto çifte yjesh janë të lidhur në mënyrë gravitacionale dhe kur njëri prej yjeve e kalon tjetrin, siç shihet nga një vëzhgues nga Toka, shkëlqimi i përgjithshëm i sistemit zvogëlohet.

Nëse krahasoni shkëlqimin e yjeve, mund të llogarisni distancën e saktë prej tyre me saktësi të jashtëzakonshme në këtë mënyrë.

Përcaktimi i distancës së saktë nga objektet hapësinore është shumë i rëndësishëm për të kuptuar madhësinë dhe moshën e universit tonë. Deri më tani, pyetja mbetet e hapur: sa është madhësia e Universit tonë, asnjë nga shkencëtarët nuk mund të thotë ende me siguri.

Pasi astronomët të kenë qenë në gjendje të arrijnë një saktësi të tillë në përcaktimin e distancave në hapësirë, ata do të jenë në gjendje të shikojnë objekte më të largëta dhe, në fund të fundit, do të jenë në gjendje të llogarisin madhësinë e universit.

Gjithashtu, veçoritë e reja do të na lejojnë të përcaktojmë më saktë shkallën e zgjerimit të Universit tonë, si dhe të llogarisim më saktë Konstante Hubble. Ky koeficient u emërua pas Edwin P. Hubble, astronomit amerikan i cili vërtetoi në vitin 1929 se universi ynë është zgjeruar vazhdimisht që nga fillimi i ekzistencës së tij.

distanca midis galaktikave

Galaktika e Reve të Madhe të Magelanit është galaktika xhuxh më e afërt nga ne, por galaktika më e madhe në madhësi konsiderohet të jetë fqinji ynë Galaktika spirale Andromeda, e cila ndodhet në një distancë prej rreth 2.52 milionë vite dritë nga ne.

Distanca midis galaktikës sonë dhe galaktikës Andromeda po zvogëlohet gradualisht. Ata po i afrohen njëri-tjetrit me një shpejtësi prej rreth 100-140 kilometra në sekondë, megjithëse do të takohen shumë shpejt, ose më mirë, pas 3-4 miliardë vjetësh.

Ndoshta kështu do të duket qielli i natës për një vëzhgues tokësor pas disa miliardë vjetësh.

Prandaj, distancat midis galaktikave mund të jenë shumë të ndryshme faza të ndryshme kohë, pasi janë vazhdimisht në dinamikë.

Shkalla e universit

Universi i dukshëm ka një diametër të jashtëzakonshëm, i cili është miliarda, dhe ndoshta dhjetëra miliarda vite dritë. Shumë prej objekteve që ne mund t'i shohim me teleskopë nuk janë më atje ose duken krejtësisht të ndryshëm sepse drita udhëtoi para tyre për një kohë tepër të gjatë.

Seria e propozuar e ilustrimeve do t'ju ndihmojë të imagjinoni të paktën në në terma të përgjithshëm shkalla e universit tonë.

Sistemi diellor me objektet e tij më të mëdha (planetet dhe planetët xhuxh)

Dielli (qendra) dhe yjet më të afërt

Galaktika Rruga e Qumështit që tregon grupin e sistemeve yjore më afër sistemit diellor

Një grup galaktikash aty pranë, duke përfshirë më shumë se 50 galaktika, numri i të cilave po rritet vazhdimisht ndërsa zbulohen të reja.

Supergrupi lokal i galaktikave (Virgo Supercluster). Madhësia - rreth 200 milion vjet dritë

Grup supergrupesh galaktikash

Universi i dukshëm