Πολλά από τα γεγονότα που είναι γνωστά σήμερα φαίνονται τόσο οικεία και οικεία που είναι δύσκολο να φανταστεί κανείς πώς ζούσαν οι άνθρωποι χωρίς αυτά. Ωστόσο, οι περισσότερες επιστημονικές αλήθειες δεν προέκυψαν στην αυγή της ανθρωπότητας. Από πολλές απόψεις, αυτό αφορά τη γνώση για το διάστημα. Τύποι νεφελωμάτων, γαλαξιών, αστεριών είναι γνωστά σχεδόν σε όλους σήμερα. Εν τω μεταξύ, ο δρόμος προς τη σύγχρονη κατανόηση ήταν αρκετά μακρύς. Οι άνθρωποι δεν συνειδητοποίησαν αμέσως ότι ο πλανήτης είναι μέρος του ηλιακό σύστημα, και είναι ένας γαλαξίας. Οι τύποι των γαλαξιών άρχισαν να μελετώνται στην αστρονομία ακόμη αργότερα, όταν έγινε η κατανόηση ότι ο Γαλαξίας δεν είναι μόνος και το Σύμπαν δεν περιορίζεται σε αυτόν. καθώς και γενικότερα η γνώση του διαστήματος έξω από τον «γαλακτόδρομο», ήταν ο Έντουιν Χαμπλ. Χάρη στην έρευνά του, σήμερα γνωρίζουμε πολλά για τους γαλαξίες.

Τύποι γαλαξιών στο σύμπαν

Το Hubble μελέτησε τα νεφελώματα και απέδειξε ότι πολλά από αυτά είναι σχηματισμοί παρόμοιοι με τον Γαλαξία. Με βάση το υλικό που συνέλεξε, περιέγραψε τι είδους γαλαξίας διαθέτει και τι είδους παρόμοια διαστημικά αντικείμενα υπάρχουν. Ο Χαμπλ μέτρησε τις αποστάσεις σε μερικά από αυτά και πρότεινε τη δική του ταξινόμηση. Οι επιστήμονες το χρησιμοποιούν ακόμα και σήμερα.

Χώρισε ολόκληρο το σύνολο των συστημάτων στο Σύμπαν σε 3 τύπους: ελλειπτικούς, σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες. Κάθε τύπος μελετάται ενεργά από αστρονόμους σε όλο τον κόσμο.

Το κομμάτι του Σύμπαντος όπου βρίσκεται η Γη, ο Γαλαξίας, ανήκει στον τύπο των «σπειροειδών γαλαξιών». Οι τύποι γαλαξιών διακρίνονται με βάση τις διαφορές στο σχήμα τους που επηρεάζουν ορισμένες ιδιότητες των αντικειμένων.

Σπειροειδής

Οι τύποι των γαλαξιών δεν είναι εξίσου κατανεμημένοι σε όλο το σύμπαν. Σύμφωνα με σύγχρονα δεδομένα, τα σπειροειδή είναι πιο κοινά από άλλα. Εκτός από τον Γαλαξία, αυτός ο τύπος περιλαμβάνει το νεφέλωμα της Ανδρομέδας (M31) και τον γαλαξία στο (M33). Τέτοια αντικείμενα έχουν μια εύκολα αναγνωρίσιμη δομή. Αν κοιτάξετε από το πλάι, πώς μοιάζει ένας τέτοιος γαλαξίας, η θέα από ψηλά θα μοιάζει με ομόκεντρους κύκλους που αποκλίνουν μέσα στο νερό. Οι σπειροειδείς βραχίονες ακτινοβολούν από ένα σφαιρικό κεντρικό εξόγκωμα που ονομάζεται εξόγκωμα. Ο αριθμός τέτοιων κλαδιών κυμαίνεται από 2 έως 10. Ολόκληρος ο δίσκος με σπειροειδείς βραχίονες βρίσκεται μέσα σε ένα σπάνιο σύννεφο αστεριών, το οποίο ονομάζεται «φωτοστέφανο» στην αστρονομία. Ο πυρήνας ενός γαλαξία είναι μια συλλογή αστεριών.

Υποτύποι

Στην αστρονομία, το γράμμα S χρησιμοποιείται για να χαρακτηρίσει σπειροειδείς γαλαξίες. Διακρίνονται σε τύπους ανάλογα με τη δομική σχεδίαση των βραχιόνων και τα χαρακτηριστικά του γενικού σχήματος:

galaxy Sa: σφιχτά κουλουριασμένοι, λείοι και άμορφοι βραχίονες, φωτεινό και εκτεταμένο εξόγκωμα.

γαλαξίας Sb: δυνατοί, ευδιάκριτοι βραχίονες, λιγότερο έντονη διόγκωση.

galaxy Sc: οι βραχίονες είναι καλά αναπτυγμένοι, είναι μια κουρελιασμένη δομή, η διόγκωση είναι ελάχιστα ορατή.

Επιπλέον, ορισμένα σπειροειδή συστήματα έχουν μια κεντρική σχεδόν ευθεία γέφυρα (που ονομάζεται "μπάρα"). Σε αυτήν την περίπτωση, το γράμμα B (Sba ή Sbc) προστίθεται στον προσδιορισμό του γαλαξία.

Σχηματισμός

Ο σχηματισμός σπειροειδών γαλαξιών φαίνεται να μοιάζει με την εμφάνιση κυμάτων από την πρόσκρουση μιας πέτρας στην επιφάνεια του νερού. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, μια συγκεκριμένη ώθηση οδήγησε στην εμφάνιση των μανικιών. Οι ίδιοι οι σπειροειδείς κλάδοι είναι κύματα αυξημένης πυκνότητας ύλης. Η φύση της ώθησης μπορεί να είναι διαφορετική, μία από τις επιλογές είναι η μετάβαση στα αστέρια.

Τα σπειροειδή κλαδιά είναι νεαρά αστέρια και ουδέτερο αέριο (το κύριο στοιχείο είναι το υδρογόνο). Βρίσκονται στο επίπεδο περιστροφής του γαλαξία, έτσι μοιάζει με πεπλατυσμένο δίσκο. Ο σχηματισμός νεαρών αστεριών είναι επίσης δυνατός στο κέντρο τέτοιων συστημάτων.

πλησιέστερος γείτονας

Το νεφέλωμα της Ανδρομέδας είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας: μια θέα από ψηλά αποκαλύπτει πολλούς βραχίονες που προέρχονται από ένα κοινό κέντρο. Από τη Γη, μπορεί να φανεί με γυμνό μάτι ως θολή ομίχλη. Σε μέγεθος, ο γείτονας του γαλαξία μας είναι κάπως μεγαλύτερος από αυτόν: 130.000 έτη φωτός σε διάμετρο.

Το νεφέλωμα της Ανδρομέδας, αν και ο πλησιέστερος γαλαξίας στον Γαλαξία, είναι πολύ μακρινός. Το φως χρειάζεται δύο εκατομμύρια χρόνια για να το ξεπεράσει. Αυτό το γεγονός εξηγεί τέλεια γιατί οι πτήσεις προς τον γειτονικό γαλαξία είναι μέχρι στιγμής δυνατές μόνο σε βιβλία και ταινίες επιστημονικής φαντασίας.

Ελλειπτικά συστήματα

Ας εξετάσουμε τώρα άλλους τύπους γαλαξιών. Η φωτογραφία του ελλειπτικού συστήματος δείχνει ξεκάθαρα τη διαφορά του από το σπειροειδές αντίστοιχο. Αυτός ο γαλαξίας δεν έχει χέρια. Μοιάζει με έλλειψη. Τέτοια συστήματα μπορούν να συμπιεστούν σε διάφορους βαθμούς, να αντιπροσωπεύουν κάτι σαν φακό ή μπάλα. Σε τέτοιους γαλαξίες, το ψυχρό αέριο πρακτικά δεν βρίσκεται. Οι πιο εντυπωσιακοί εκπρόσωποι αυτού του τύπου γεμίζουν με σπάνια ζεστό αέριο, η θερμοκρασία του οποίου φτάνει τους ένα εκατομμύριο βαθμούς και περισσότερο.

Ένα χαρακτηριστικό γνώρισμα πολλών ελλειπτικών γαλαξιών είναι η κοκκινωπή απόχρωση. Για πολύ καιρόοι αστρονόμοι το θεώρησαν αυτό σημάδι της αρχαιότητας τέτοιων συστημάτων. Πιστεύεται ότι αποτελούνταν κυρίως από παλιά αστέρια. Ωστόσο, η έρευνα πρόσφατες δεκαετίεςέδειξε την πλάνη αυτής της υπόθεσης.

Εκπαίδευση

Για πολύ καιρό υπήρχε μια άλλη υπόθεση που σχετίζεται με τους ελλειπτικούς γαλαξίες. Θεωρήθηκαν τα πρώτα από αυτά που προέκυψαν, που σχηματίστηκαν λίγο μετά το Big Bang. Σήμερα, αυτή η θεωρία θεωρείται ξεπερασμένη. Μεγάλη συνεισφορά στη διάψευσή του είχαν οι Γερμανοί αστρονόμοι Alar και Yuri Tumre, καθώς και ο Αμερικανός επιστήμονας Francois Schweitzer. Η έρευνα και οι ανακαλύψεις τους τα τελευταία χρόνιαεπιβεβαιώνουν την αλήθεια μιας άλλης υπόθεσης, του ιεραρχικού μοντέλου ανάπτυξης. Σύμφωνα με αυτό, οι μεγαλύτερες δομές σχηματίστηκαν από μάλλον μικρές, δηλαδή οι γαλαξίες δεν σχηματίστηκαν αμέσως. Προηγήθηκε της εμφάνισής τους ο σχηματισμός αστρικών σμηνών.

Τα ελλειπτικά συστήματα, σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, σχηματίστηκαν από σπειροειδή συστήματα ως αποτέλεσμα της συγχώνευσης των βραχιόνων. Μία από τις αποδείξεις αυτού είναι ένας μεγάλος αριθμός από«στριμμένοι» γαλαξίες, που παρατηρούνται σε απομακρυσμένα μέρη του διαστήματος. Αντίθετα, στις πιο κατά προσέγγιση περιοχές, η συγκέντρωση των ελλειπτικών συστημάτων, τα οποία είναι αρκετά φωτεινά και εκτεταμένα, είναι αισθητά μεγαλύτερη.

Σύμβολα

Οι ελλειπτικοί γαλαξίες στην αστρονομία έλαβαν επίσης τις ονομασίες τους. Για αυτούς, χρησιμοποιείται το σύμβολο "E" και αριθμοί από το 0 έως το 6, που υποδεικνύουν τον βαθμό ισοπέδωσης του συστήματος. Ο Ε0 είναι γαλαξίες σχεδόν κανονικού σφαιρικού σχήματος και ο Ε6 είναι οι πιο επίπεδοι.

Μανιασμένες μπάλες

Οι ελλειπτικοί γαλαξίες περιλαμβάνουν τα συστήματα NGC 5128 από τον αστερισμό Κένταυρος και M87, που βρίσκεται στην Παρθένο. Το χαρακτηριστικό τους είναι η ισχυρή ραδιοφωνική εκπομπή. Οι αστρονόμοι ενδιαφέρονται πρωτίστως για τη δομή του κεντρικού τμήματος τέτοιων γαλαξιών. Παρατηρήσεις Ρώσων επιστημόνων και μελέτες από το τηλεσκόπιο Hubble δείχνουν μια αρκετά υψηλή δραστηριότητα αυτής της ζώνης. Το 1999, Αμερικανοί αστρονόμοι έλαβαν δεδομένα για τον πυρήνα του ελλειπτικού γαλαξία NGC 5128 (ο αστερισμός του Κένταυρου). Υπάρχουν τεράστιες μάζες θερμού αερίου σε συνεχή κίνηση, που στροβιλίζονται γύρω από το κέντρο, πιθανώς μια μαύρη τρύπα. Δεν υπάρχουν ακόμη ακριβή δεδομένα για τη φύση τέτοιων διαδικασιών.

Ανώμαλα συστήματα

Βρίσκεται επίσης στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου. Εδώ, οι επιστήμονες ανακάλυψαν μια περιοχή σταθερού σχηματισμού άστρων. Μερικά από τα φωτιστικά που αποτελούν το νεφέλωμα είναι μόλις δύο εκατομμυρίων ετών. Επιπλέον, εδώ βρίσκεται και το πιο εντυπωσιακό αστέρι που ανακαλύφθηκε το 2011, το RMC 136a1. Η μάζα του είναι 256 ηλιακή.

ΑΛΛΗΛΕΠΙΔΡΑΣΗ

Οι κύριοι τύποι γαλαξιών περιγράφουν τα χαρακτηριστικά του σχήματος και της διάταξης των στοιχείων αυτών των διαστημικών συστημάτων. Ωστόσο, το ζήτημα της αλληλεπίδρασής τους δεν είναι λιγότερο ενδιαφέρον. Δεν είναι μυστικό ότι όλα τα αντικείμενα στο διάστημα βρίσκονται σε συνεχή κίνηση. Οι γαλαξίες δεν αποτελούν εξαίρεση. Τύποι γαλαξιών, τουλάχιστον μερικοί από τους εκπροσώπους τους, θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί κατά τη διαδικασία συγχώνευσης ή σύγκρουσης δύο συστημάτων.

Αν θυμηθούμε τι είναι τέτοια αντικείμενα, γίνεται σαφές πώς συμβαίνουν μεγάλες αλλαγές κατά την αλληλεπίδρασή τους. Ένα τεράστιο ποσό ενέργειας απελευθερώνεται κατά την κρούση. Είναι ενδιαφέρον ότι τέτοια γεγονότα είναι ακόμη πιο πιθανά στο διάστημα από τη συνάντηση δύο αστέρων.

Ωστόσο, η «επικοινωνία» των γαλαξιών δεν τελειώνει πάντα με σύγκρουση και έκρηξη. Ένα μικρό σύστημα μπορεί να περάσει από το μεγάλο αντίστοιχό του, διαταράσσοντας τη δομή του στη διαδικασία. Έτσι, σχηματισμοί παρόμοιοι σε εμφάνισημε μεγάλους διαδρόμους. Αποτελούνται από αστέρια και αέριο και συχνά γίνονται ζώνες σχηματισμού νέων φωτιστικών. Παραδείγματα τέτοιων συστημάτων είναι πολύ γνωστά στους επιστήμονες. Ένας από αυτούς είναι ο γαλαξίας Cartwheel στον αστερισμό του Sculptor.

Σε ορισμένες περιπτώσεις, τα συστήματα δεν συγκρούονται, αλλά περνούν το ένα από το άλλο ή αγγίζονται ελαφρά. Ωστόσο, ανεξάρτητα από το βαθμό αλληλεπίδρασης, οδηγεί σε σοβαρές αλλαγές στη δομή και των δύο γαλαξιών.

Μελλοντικός

Σύμφωνα με τις υποθέσεις των επιστημόνων, είναι πιθανό ότι μετά από αρκετό καιρό, ο Γαλαξίας θα απορροφήσει τον πλησιέστερο δορυφόρο του, ένα σχετικά πρόσφατα ανακαλυφθέν μικροσκοπικό σύστημα για τα διαστημικά πρότυπα, που βρίσκεται σε απόσταση 50 ετών φωτός από εμάς. Ερευνητικά στοιχεία δείχνουν ότι αυτό το φεγγάρι έχει μια εντυπωσιακή διάρκεια ζωής, η οποία είναι πιθανό να τελειώσει στη διαδικασία συγχώνευσης με τον μεγαλύτερο γείτονά του.

Η σύγκρουση είναι ένα πιθανό μέλλον για τον Γαλαξία και το Νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Τώρα ο τεράστιος γείτονας χωρίζεται από εμάς κατά περίπου 2,9 εκατομμύρια έτη φωτός. Δύο γαλαξίες πλησιάζουν ο ένας τον άλλο με ταχύτητα 300 km/s. Η πιθανή σύγκρουση, σύμφωνα με τους επιστήμονες, θα συμβεί σε τρία δισεκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο, αν θα συμβεί ή αν οι γαλαξίες θα αγγίξουν ελαφρώς ο ένας τον άλλον, σήμερα κανείς δεν γνωρίζει με βεβαιότητα. Για την πρόβλεψη, δεν υπάρχουν αρκετά στοιχεία για τα χαρακτηριστικά της κίνησης και των δύο αντικειμένων.

Η σύγχρονη αστρονομία μελετά λεπτομερώς τέτοιες κοσμικές δομές όπως οι γαλαξίες: τύποι γαλαξιών, χαρακτηριστικά αλληλεπίδρασης, διαφορές και ομοιότητες και το μέλλον. Σε αυτόν τον τομέα, υπάρχουν ακόμα πολλά ακατανόητα και απαιτούν περαιτέρω μελέτη. Οι τύποι δομής των γαλαξιών είναι γνωστοί, αλλά δεν υπάρχει ακριβής κατανόηση πολλών λεπτομερειών που σχετίζονται, για παράδειγμα, με το σχηματισμό τους. Ωστόσο, ο τρέχων ρυθμός βελτίωσης της γνώσης και της τεχνολογίας μας επιτρέπει να ελπίζουμε σε σημαντικές ανακαλύψεις στο μέλλον. Σε κάθε περίπτωση, οι γαλαξίες δεν θα πάψουν να αποτελούν το επίκεντρο πολλών μελετών. Και αυτό δεν οφείλεται μόνο στην περιέργεια που είναι εγγενής σε όλους τους ανθρώπους. Τα δεδομένα για τα κοσμικά μοτίβα και τη ζωή καθιστούν δυνατή την πρόβλεψη του μέλλοντος του κομματιού μας στο Σύμπαν, του Γαλαξία μας.

Το 1936, ο Edwin Hubble πρότεινε μια ακολουθία για την εξέλιξη των γαλαξιών, η οποία, με μικρές τροποποιήσεις, παραμένει σχετική μέχρι σήμερα. Σύμφωνα με αυτή την ταξινόμηση, υπάρχουν τέσσερις κύριοι τύποι γαλαξιών. Μερικές φορές οι νάνοι γαλαξίες ταξινομούνται ως ξεχωριστό είδος, αλλά δεν διακρίνονται από τίποτα άλλο εκτός από το σχετικά μικρό τους μέγεθος και οι ίδιοι ανήκουν στον έναν ή τον άλλο τύπο στην κλασική κατηγοριοποίηση.

©GALEX, JPL-Caltech, NASA

ελλειπτικός γαλαξίας

Από έξω, μοιάζει με ένα γιγάντιο αστέρι - μια φωτεινή μπάλα με την ισχυρότερη φωτεινότητα στο κέντρο και θαμπώνει προς τις άκρες. Οι ελλειπτικοί ή σφαιροειδείς γαλαξίες αποτελούνται σχεδόν εξ ολοκλήρου από παλιά αστέρια, επομένως έχουν πάντα μια κίτρινη ή κοκκινωπή απόχρωση. Νέα αστέρια πρακτικά δεν σχηματίζονται σε αυτά, αφού η ποσότητα διαστρικού αερίου και σκόνης σε αυτά είναι αμελητέα (αν και υπάρχουν εξαιρέσεις). Τα συστήματα ελλειπτικών αστέρων διαφέρουν μεταξύ τους μόνο ως προς το μέγεθος και τον βαθμό συμπίεσης. Είναι με συμπίεση που ταξινομούνται, από Ε0 έως Ε7. Αποτελούν περίπου το ένα τέταρτο των ορατών γαλαξιών. Σύμφωνα με την ταξινόμηση του Hubble, αυτό είναι το αρχικό στάδιο της γαλαξιακής εξέλιξης.

©NASA/ESA

σπειροειδής γαλαξίας

Ο πιο κοινός τύπος, και ίσως ο πιο όμορφος, αντιπροσωπεύει περισσότερο από το ήμισυ όλων των γνωστών γαλαξιών. Μοιάζει με δίσκο με φωτεινό κίτρινη μπάλαστο κέντρο, γύρω από το οποίο στριμμένα κλαδιά-μανίκια μπλε απόχρωσης είναι στριμμένα με τη μορφή σπειρών (λόγω της παρουσίας ειδικών αστεριών - λευκών και μπλε υπεργίγαντες).

Διαφέρει από τα ελλειπτικά αστρικά συστήματα από μια σειρά δομικών χαρακτηριστικών. Πρώτον, οι σπειροειδείς γαλαξίες έχουν βραχίονες όπου λαμβάνουν χώρα οι διαδικασίες σχηματισμού ενεργών αστεριών. Δεύτερον, υπάρχει ένας αστρικός δίσκος - ένα σχετικά λεπτό στρώμα ύλης κατά μήκος του επιπέδου του γαλαξία, όπου βρίσκεται το μεγαλύτερο μέρος των αντικειμένων του συστήματος και τα αστέρια στα οποία περιστρέφονται γύρω από το κέντρο του δίσκου. Τρίτον, η παρουσία διαστρικού αερίου και σκόνης, το μέσο απαραίτητο για τη γέννηση των άστρων, παρατηρείται ευρέως. Πολλοί σπειροειδείς γαλαξίες έχουν ένα είδος ράβδου (ράβδου) στο κέντρο τους, από τα άκρα της οποίας οι βραχίονες αποκλίνουν. Ταξινομούνται με το γράμμα S και διαφέρουν ως προς την πυκνότητα των μανικιών (Sa-Sd, με jumper - SBa-SBd).

Ο αριθμός των μανικιών είναι κατά μέσο όρο ένα ζευγάρι, αλλά υπάρχουν περισσότερα. σε ορισμένες περιπτώσεις, τα μανίκια διαφέρουν σε μέγεθος. Όλα αυτά (αν δεν επιβιώσουν από γαλαξιακή σύγκρουση) είναι στριμμένα προς μία κατεύθυνση γύρω από το κέντρο, όπου η κύρια μάζα της ύλης συγκεντρώνεται με τη μορφή μιας υπερμεγέθους μαύρης τρύπας και ενός πυκνού σφαιρικού σμήνος παλαιών αστεριών - το εξόγκωμα.

Τόσο ο γαλαξίας μας, ο Γαλαξίας, όσο και το νεφέλωμα της Ανδρομέδας, με το οποίο αναπόφευκτα θα συγκρουστούμε σε 4 δισεκατομμύρια χρόνια, είναι και οι δύο σπειροειδείς γαλαξίες. Ο Ήλιος βρίσκεται μεταξύ των βραχιόνων και μακριά από το γαλαξιακό κέντρο και η ταχύτητα της κίνησής του είναι περίπου ίση με την ταχύτητα περιστροφής των βραχιόνων. Έτσι, το ηλιακό σύστημα αποφεύγει περιοχές ενεργού σχηματισμού άστρων, επικίνδυνες για την επίγεια ζωή, όπου συχνά ξεσπούν σουπερνόβα.

©NASA

φακοειδής γαλαξίας

Σύμφωνα με την ταξινόμηση Hubble, αυτός είναι ένας ενδιάμεσος τύπος μεταξύ ελλειπτικών και σπειροειδών γαλαξιών (S0). Τα φακοειδή αστρικά συστήματα έχουν έναν αστρικό δίσκο γύρω από μια κεντρική σφαιρική διόγκωση, αλλά οι βραχίονες είναι σχετικά μικροί και όχι πολύ έντονοι, και η ποσότητα του διαστρικού αερίου και της ύλης σκόνης δεν επαρκεί για την ενεργό γέννηση νέων άστρων. Οι κύριοι κάτοικοι είναι παλιά μεγάλα αστέρια, κόκκινα ή κίτρινα.

Διαφέρουν ως προς την ποσότητα της διαστρικής σκόνης και την πυκνότητα της ράβδου στο γαλαξιακό κέντρο. Αποτελούν περίπου το 20% του αριθμού των γαλαξιών.

©NASA/ESA

λάθος γαλαξίας

Ούτε μια έλλειψη ούτε μια σπειροειδής - οι ακανόνιστοι γαλαξίες δεν έχουν κανένα από τα κοινά σχήματα. Κατά κανόνα, αυτά είναι αστρικά σμήνη συνδεδεμένα χαοτικά από τη βαρύτητα, μερικές φορές χωρίς σαφές σχήμα και ακόμη και έντονο κέντρο. Αποτελούν περίπου το 5% των γαλαξιών.

Γιατί είναι τόσο διαφορετικοί από τους γαλαξιακούς ομολόγους τους; Είναι πολύ πιθανό ότι κάθε τέτοιο αστρικό σύστημα ήταν κάποτε ελλειπτικό ή σπειροειδές, αλλά παραμορφώθηκε από μια σύγκρουση με έναν άλλο γαλαξία ή σε κοντινή απόσταση από αυτόν.

Χωρίζονται σε δύο βασικούς τύπους: σε αυτούς που έχουν τουλάχιστον κάποια ομοιότητα μιας δομής που τους επιτρέπει να αποδοθούν στην ακολουθία Hubble (Irr I) και σε αυτούς που δεν έχουν καν ομοιότητα (Irr II).

Μερικές φορές διακρίνεται ένας τρίτος τύπος - νάνοι ακανόνιστοι γαλαξίες (dl ή dIrr). Έχουν μικρή ποσότητα βαρέων στοιχείων και μεγάλη ποσότητα διαστρικού αερίου, γεγονός που τους κάνει παρόμοιους με τους πρωτογαλαξίες του πρώιμου Σύμπαντος. Ως εκ τούτου, η μελέτη αυτού του τύπου των ακανόνιστων γαλαξιών έχει σημασιανα κατανοήσουν τη διαδικασία της γαλαξιακής εξέλιξης.

©NASA/ESA

Υπάρχουν τρεις κύριοι τύποι γαλαξιών: σπειροειδείς, ελλειπτικοί και ακανόνιστοι. Οι πρώτες περιλαμβάνουν, για παράδειγμα, τον Γαλαξία και την Ανδρομέδα. Στο κέντρο υπάρχουν αντικείμενα και μια μαύρη τρύπα γύρω από την οποία περιστρέφεται ένα φωτοστέφανο από αστέρια και σκοτεινή ύλη. Οι βραχίονες διακλαδίζονται από τον πυρήνα. Το σπειροειδές σχήμα σχηματίζεται λόγω του γεγονότος ότι ο γαλαξίας δεν σταματά να περιστρέφεται. Πολλοί εκπρόσωποι έχουν μόνο ένα μανίκι, αλλά κάποιοι μπορούν να μετρήσουν τρία ή περισσότερα.

Πίνακας χαρακτηριστικών των κύριων τύπων γαλαξιών

Τα σπειροειδή έρχονται με και χωρίς jumper. Στον πρώτο τύπο, το κέντρο διασχίζεται από μια πυκνή μπάρα αστεριών. Και ο δεύτερος τέτοιος σχηματισμός δεν παρατηρείται.

Οι ελλειπτικοί γαλαξίες φιλοξενούν τα παλαιότερα αστέρια και δεν έχουν αρκετή σκόνη και αέριο για να δημιουργήσουν νεαρά αστέρια. Μπορούν να μοιάζουν σε σχήμα κύκλου, οβάλ ή σπειροειδούς τύπου, αλλά χωρίς μανίκια.

Περίπου το ένα τέταρτο των γαλαξιών αντιπροσωπεύουν μια ομάδα ακανόνιστων γαλαξιών. Είναι μικρότερα από τα σπειροειδή και μερικές φορές εμφανίζουν παράξενα σχήματα. Μπορούν να εξηγηθούν από την εμφάνιση νέων αστεριών ή από τη βαρυτική επαφή με έναν γειτονικό γαλαξία. Μεταξύ των λάθος είναι .

Υπάρχουν επίσης πολλοί υπότυποι γαλαξιών: Seyfert (σπείρες με γρήγορη κίνηση), φωτεινοί ελλειπτικοί υπεργίγαντες (απορροφούν άλλους), δακτύλιος (χωρίς πυρήνα) και άλλοι.

Στείλτε την καλή δουλειά σας στη βάση γνώσεων είναι απλή. Χρησιμοποιήστε την παρακάτω φόρμα

Καλή δουλειάστον ιστότοπο">

Φοιτητές, μεταπτυχιακοί φοιτητές, νέοι επιστήμονες που χρησιμοποιούν τη βάση γνώσεων στις σπουδές και την εργασία τους θα σας είναι πολύ ευγνώμονες.

Φιλοξενείται στο http://www.allbest.ru/

Εισαγωγή

1. Η θεωρία του Ι. Καντ για τους δισκοειδή γαλαξίες, η ανάπτυξή της

2. Τύποι γαλαξιών και η δομή τους

2.1 Σπείρα

2.2 Ελλειπτικό

2.3 Λάθος

3. Σύγχρονη θέασχετικά με τους γαλαξίες

συμπέρασμα

Κατάλογος χρησιμοποιημένης βιβλιογραφίας

Εισαγωγή

Από την αφελή αρχαία εικόνα του κόσμου, που πήρε για πραγματικότητα τη φαινομενική ίση απόσταση όλων των αστεριών και τα τοποθέτησε όλα στην επιφάνεια μιας κρυστάλλινης σφαίρας, πρέπει να προχωρήσουμε στη γνώση της αληθινής χωρικής δομής του μεγαλειώδους αστρικού συστήματος .

Το πρώτο πράγμα που προσπαθούμε να δημιουργήσουμε είναι τα γενικά περιγράμματα, τα γενικά περιγράμματα του αστρικού μας συστήματος, ακόμη και στα πιο τραχιά περιγράμματα. Αυτό έγινε πριν γίνει γνωστή η απόσταση από το πλησιέστερο αστέρι. Αρχικά, ήταν πολύ σωστά αποδεκτό για το σκοπό αυτό ότι η φωτεινότητα όλων των άστρων είναι η ίδια και ότι η διαφορά στη φαινομενική φωτεινότητά τους εξαρτάται αποκλειστικά από την απόστασή τους από εμάς. Γνωρίζουμε τώρα ότι στην πραγματικότητα η φωτεινότητα των αστεριών διαφέρει αρκετά τερατώδη, αλλά γνωρίζουμε επίσης ότι υπάρχουν πολύ λίγα πολύ φωτεινά αστέρια και από τα πολύ αμυδρά αστέρια είναι ορατά μόνο αυτά που είναι πολύ κοντά μας.

1. Θεωρίασχήμα δίσκουγαλαξίεςΚΑΙ.Καντ,αυτήνανάπτυξη

Ο φιλόσοφος I. Kant ασχολήθηκε κυρίως με φυσικά επιστημονικά προβλήματα και πρότεινε μια σειρά από σημαντικές υποθέσεις, συμπεριλαμβανομένης της «νεφελώδους» κοσμογονικής υπόθεσης, σύμφωνα με την οποία η προέλευση και η εξέλιξη του ηλιακού συστήματος προέρχονται από την ύπαρξη του «αρχικού νεφελώματος». . Την ίδια στιγμή, ο φιλόσοφος πρότεινε την ύπαρξη ενός μεγάλου σύμπαντος γαλαξιών έξω από τον γαλαξία μας.

Το 1747, χωρίς να υπερασπιστεί τη μεταπτυχιακή του διατριβή, ο Καντ εγκατέλειψε για πρώτη φορά το Koenigsberg. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, ο Kant έγραψε ένα χειρόγραφο για την αστρονομία "Κοσμογονία ή μια προσπάθεια να εξηγηθεί η προέλευση του σύμπαντος, ο σχηματισμός των ουράνιων σωμάτων και οι λόγοι για την κίνησή τους από τους γενικούς νόμους της ανάπτυξης της ύλης σύμφωνα με τη θεωρία του Νεύτωνα". Το άρθρο γράφτηκε για ένα θέμα διαγωνισμού που προτάθηκε από την Πρωσική Ακαδημία Επιστημών, αλλά ο νεαρός επιστήμονας δεν τόλμησε να λάβει μέρος στον διαγωνισμό. Το άρθρο δημοσιεύτηκε μόλις το 1754 μετά την επιστροφή του Καντ στο Konigsberg. Λίγο αργότερα, στα τέλη του καλοκαιριού του 1754, ο Καντ δημοσίευσε ένα δεύτερο άρθρο, αφιερωμένο επίσης σε ζητήματα κοσμογονίας, - «Το ερώτημα εάν η Γη γερνάει από φυσική άποψη». Αυτά τα δύο άρθρα ήταν, λες, προοίμιο για την κοσμογονική πραγματεία, που σύντομα γράφτηκε. Ο τελικός του τίτλος ήταν «Η Γενική Φυσική Ιστορία και Θεωρία του Ουρανού, ή Προσπάθεια ερμηνείας της Δομής και της Μηχανιστικής Προέλευσης ολόκληρου του Σύμπαντος με βάση τις Αρχές του Νεύτωνα». Η πραγματεία δημοσιεύτηκε ανώνυμα το 1755, και σύντομα μια επιδοκιμαστική κριτική εμφανίστηκε σε μια από τις εκδόσεις του Αμβούργου. Το έργο είναι ένα είδος προσπάθειας να συνδυαστεί η περιέργεια ενός φυσιοδίφη με τα δόγματα της εκκλησίας γνωστά από την παιδική ηλικία. Ξεκινώντας να παρουσιάζει το κοσμογονικό σύστημα, ο Καντ ενδιαφέρεται για ένα πράγμα: πώς να το συμβιβάσει με την πίστη στον Θεό. Ο φιλόσοφος είναι πεπεισμένος ότι δεν υπάρχει αντίφαση μεταξύ της υπόθεσής του και των παραδοσιακών θρησκευτικών (χριστιανικών) πεποιθήσεων. Ωστόσο, κάποια ομοιότητα των απόψεών του με τις ιδέες των αρχαίων υλιστών - του Δημόκριτου και του Επίκουρου - είναι εμφανής. Όπως αυτοί οι φιλόσοφοι, ο Καντ πίστευε ότι η αρχική κατάσταση της φύσης ήταν η γενική διασπορά της πρωταρχικής ουσίας, των ατόμων. Έδειξε πώς, υπό την επίδραση καθαρά μηχανικών αιτιών, το ηλιακό μας σύστημα θα μπορούσε να σχηματιστεί από το αρχικό χάος των υλικών σωματιδίων. Έτσι, ο φιλόσοφος αρνήθηκε τον ρόλο του «αρχιτέκτονα του σύμπαντος» πίσω από τον Θεό. Ωστόσο, έβλεπε ακόμα μέσα του τον δημιουργό εκείνης της αρχικά διάσπαρτης ουσίας από την οποία (σύμφωνα με τους νόμους της μηχανικής) προέκυψε το παρόν σύμπαν. Σχετικά με τον Γαλαξία, ο Καντ υποστήριξε ότι έχει ξεχωριστό σχήμα δίσκου.

Βλέπουμε περαιτέρω ανάπτυξη αυτής της θεωρίας στα ακόλουθα. Ας υποθέσουμε ότι στέκεστε σε έναν ψηλό λόφο πάνω από μια πεδιάδα, στον οποίο γέρικα και νεαρά δέντρα είναι διάσπαρτα σε συστάδες. Διαφέρουν σε ύψος, δεν ξέρεις το ύψος του καθενός από αυτά. Αλλά, κοιτάζοντάς τα από έναν λόφο, μπορείτε να κρίνετε σωστά την απόσταση από κάθε μάτσο δέντρων από το προφανές μέγεθός τους. Αυτός ο τρόπος μελέτης του αστρικού Σύμπαντος προτάθηκε από τον William Herschel. Πριν από αυτόν, περιορίζονταν στην παρατήρηση της θέσης των αστεριών στον ουρανό και στη μελέτη της επιφάνειας της Σελήνης και των πλανητών, και επίσης τους άρεσε να μελετούν την κίνηση των μελών του ηλιακού συστήματος.

Για να διευκρινίσει τα περιγράμματα του σύμπαντος, ο Χέρσελ άρχισε να μετράει τον αριθμό των αστεριών διαφορετικής λάμψης που ήταν ορατά στο οπτικό πεδίο του τηλεσκοπίου του σε διάφορα μέρη του ουρανού - στον Γαλαξία και μακριά από αυτόν. Βρήκε ότι όσο πιο αμυδρά είναι τα αστέρια, τόσο πιο γρήγορα αυξάνεται ο αριθμός τους καθώς πλησιάζουν στον Γαλαξία. Ο ίδιος ο Γαλαξίας, όπως ανακαλύφθηκε από τον Γαλιλαίο, αποτελείται από αμέτρητα αμυδρά αστέρια, που συγχωνεύονται σε μια συμπαγή ακτινοβόλο μάζα, η οποία περικυκλώνει ολόκληρο τον ουρανό σαν δακτύλιος.

Από αυτούς τους υπολογισμούς, έγινε σαφές στον Χέρσελ ότι το αστρικό μας σύστημα εκτείνεται πιο μακριά από εμάς προς όλες τις κατευθύνσεις προς τον Γαλαξία σε ένα επίπεδο που διέρχεται από τη μεσαία γραμμή του. Δεδομένου ότι ο Γαλαξίας περικυκλώνει ολόκληρο τον ουρανό, χωρίζοντάς τον σχεδόν στο μισό, τότε, προφανώς, το ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται κοντά σε αυτό το επίπεδο (κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο, όπως ονομάζεται).

Ωστόσο, ο Χέρσελ αποδέχτηκε ότι με το γιγάντιο τηλεσκόπιό του διείσδυσε στα όρια του αστρικού μας συστήματος, που αποτελείται από αστέρια που βρίσκονται στο διάστημα σαν ομοιόμορφα.

Το 1847, ο ιδρυτής του Αστεροσκοπείου Pulkovo, V. Ya. Struve, αναθεώρησε τους υπολογισμούς του Herschel και, έχοντας μελετήσει την κατανομή των αστεριών, απέδειξε την πλάνη τέτοιων συμπερασμάτων. Ο Struve διαπίστωσε ότι στο διάστημα τα αστέρια δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένα, αλλά συμπυκνώνονται στο επίπεδο του Γαλαξία μας, ότι ο Ήλιος μας δεν κατέχει καθόλου κεντρική θέση σε αυτό το αστρικό σύστημα και ότι τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια του Herschel δεν έχουν φτάσει ακόμη στα όριά του. και επομένως είναι πρόωρο να μιλήσουμε για το σχήμα του. . Ο Χέρσελ πίστευε ότι καθόταν με το τηλεσκόπιό του στο κέντρο ενός άλσους που βρισκόταν τακτικά, από το οποίο ερεύνησε όλες τις άκρες του, και ο Στρούβε απέδειξε ότι ο Χέρσελ καθόταν κάπου σε ένα τεράστιο δάσος γεμάτο αλσύλλια και σπάνια μέρη. από όπου οι άκρες του δάσους δεν ήταν ακόμη ορατές.

Όσο πιο μακριά από το επίπεδο του Γαλαξία, τόσο λιγότερο αμυδρά αστέρια είναι ορατά εκεί και τόσο λιγότερη απόσταση εκτείνεται το αστρικό σύστημα προς αυτές τις κατευθύνσεις. Γενικά, το αστρικό μας σύστημα, που ονομάζεται Γαλαξίας, καταλαμβάνει χώρο που μοιάζει με φακό ή φακή. Είναι πεπλατυσμένο, πιο χοντρό στη μέση και πιο λεπτό προς τις άκρες. Αν μπορούσαμε να το δούμε «από πάνω» ή «από κάτω», θα είχε, χοντρικά μιλώντας, την εμφάνιση κύκλου (όχι δακτυλίου!). «Πλάγια» θα έμοιαζε με άτρακτο. Ποιες είναι όμως οι διαστάσεις αυτού του «ατράκτου»; Είναι ομοιόμορφη η διάταξη των αστεριών σε αυτό;

Η απάντηση δίνεται ήδη από μια απλή εξέταση του Γαλαξία, που αποτελείται εξ ολοκλήρου από, σαν να λέγαμε, ένα σωρό αστρικών νεφών. Μερικά σύννεφα είναι πιο φωτεινά, έχουν περισσότερα αστέρια (όπως, για παράδειγμα, στους αστερισμούς του Τοξότη και του Κύκνου), ενώ άλλα είναι φτωχότερα σε αστέρια.

Η ορατή τραχύτητα του Γαλαξία δημιουργείται επίσης από την ανομοιόμορφη κατανομή νεφών κοσμικής σκόνης, σκοτεινών νεφελωμάτων διαφορετικής πυκνότητας, που απορροφούν το φως των αστεριών πίσω τους. Αλλά ακόμα και αν ληφθεί υπόψη αυτό, το αστρικό μας Σύμπαν δεν είναι ομοιογενές. Ο γαλαξίας αποτελείται από αστρικά σύννεφα. Το ηλιακό σύστημα βρίσκεται σε ένα από αυτά, που ονομάζεται «Τοπικό Σύστημα». Τα πιο ισχυρά σύννεφα αστεριών είναι προς την κατεύθυνση του αστερισμού του Τοξότη. όπου ο Γαλαξίας είναι στο πιο λαμπρό του. Είναι το λιγότερο φωτεινό στο αντίθετο μέρος του ουρανού.

Από αυτό είναι εύκολο να συμπεράνουμε ότι το ηλιακό σύστημα δεν βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία, το οποίο είναι ορατό από εμάς προς την κατεύθυνση του αστερισμού του Τοξότη. Αυτό σημαίνει ότι ο Γαλαξίας είναι μια εικόνα που βλέπουμε εμείς, που βρισκόμαστε μέσα στον Γαλαξία, κοντά στο επίπεδό του, αλλά μακριά από το κέντρο του.

Στη μέση του Γαλαξία βρίσκεται ο πυρήνας του, ο οποίος, κατ' αναλογία με τους πυρήνες άλλων αστρικών συστημάτων, θα πρέπει να μοιάζει με ένα ελαφρώς λοξό ελλειψοειδές περιστροφής. Είμαστε λίγο πιο μακριά από 25.000 έτη φωτός από αυτό. Στον πυρήνα του Γαλαξία δεν υπάρχουν θερμοί υπεργίγαντες και διάχυτα αέρια νεφελώματα που διεγείρονται από αυτούς για να λάμπουν. Ούτε εκεί υπάρχει σκόνη, αλλά υπάρχει ουδέτερο υδρογόνο, το οποίο, για έναν ακόμη ασαφή λόγο, εξαπλώνεται από εκεί στο επίπεδο του Γαλαξία με ταχύτητα περίπου 50 km/sec. Ο πυρήνας περιβάλλεται πιθανώς από έναν ταχέως περιστρεφόμενο δακτύλιο ουδέτερου υδρογόνου. Η κύρια ακτινοβολία του πυρήνα προφανώς παράγεται από πορτοκαλί γιγάντιους αστέρες (όχι υπεργίγαντες) της φασματικής τάξης Κ και πολλούς νάνους αστέρες της τάξης Μ. Δεν είναι όλοι ορατές μεμονωμένα, και αυτό το συμπέρασμα βασίζεται σε ανάλυση του συνολικού χρώματος και φάσμα του πυρήνα. Σε γενικές γραμμές, το σχήμα του Γαλαξία είναι παρόμοιο με μια φακή, ή έναν λεπτό φακό, στη μέση του οποίου υπάρχει ένας παχύτερος και φωτεινότερος πυρήνας. Αυτός ο πυρήνας θα έπρεπε να φαίνεται πολύ φωτεινός, αν δεν ήταν σκοτεινός, όχι από την απορρόφηση του φωτός σε μάζες κοσμικής σκόνης.

2. ΕίδηγαλαξίεςΚαιδικα τουςδομή

Οι μορφές των γαλαξιών είναι ποικίλες.

Οι περισσότεροι γαλαξίες ταξινομούνται σε διάφορους κύριους τύπους (ανάλογα με τα χαρακτηριστικά τους εξωτερικά σημάδια, και οι μικρές διαφορές στους γαλαξίες βοηθούν στην υποδιαίρεση αυτών των τύπων σε ξεχωριστούς υποτύπους).

2 .1 Σπειροειδήςγαλαξίες

σπειροειδές ελλειπτικό αστέρι γαλαξία

Το 1845, ο Άγγλος αστρονόμος Λόρδος Ρος (William Parsons), χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο με μεταλλικό καθρέφτη 180 cm, ανακάλυψε μια ολόκληρη κατηγορία «σπειροειδών νεφελωμάτων», το πιο εντυπωσιακό παράδειγμα των οποίων ήταν το νεφέλωμα στον αστερισμό Κυνηγόσκυλα (M. 51 σύμφωνα με τον κατάλογο III. Messier). Η φύση αυτών των νεφελωμάτων διαπιστώθηκε μόλις στο πρώτο μισό του 20ού αιώνα. Εκείνη την εποχή, διεξήχθη εντατική έρευνα για τον προσδιορισμό του μεγέθους του Γαλαξία μας - του Γαλαξία μας - και των αποστάσεων από μερικά από τα νεφελώματα που θα μπορούσαν να αποσυντεθούν σε αστέρια. Τα συμπεράσματα ήταν αντιφατικά τόσο στις εκτιμήσεις της απόστασης από τα νεφελώματα όσο και στον προσδιορισμό της κλίμακας του Γαλαξία. Μερικοί ερευνητές πήραν τα αστρικά νεφελώματα πολύ πέρα ​​από τα όρια του Γαλαξία μας και τα ονόμασαν «νησιωτικά σύμπαντα»· άλλοι (και υπήρχαν τα περισσότερα από αυτά), αντίθετα, περιέλαβαν αυτά τα νεφελώματα στον Γαλαξία μας.

Όλα μπήκαν στη θέση τους όταν, στη δεκαετία του '20. Κηφείδες ανακαλύφθηκαν σε κοντινά σπειροειδή νεφελώματα, τα οποία κατέστησαν δυνατή την εκτίμηση των αποστάσεων τους.

Οι Κηφείδες είναι αστέρια μεταβλητής φωτεινότητας, που ονομάστηκαν έτσι προς τιμήν του πρώτου τέτοιου αστέρα που ανακαλύφθηκε στον αστερισμό του Κηφέα. Η φωτεινότητα των Κηφειδών αλλάζει περιοδικά και όσο λιγότερο συχνά εκπέμπει ένα αστέρι, τόσο μεγαλύτερη είναι η φωτεινότητα που φτάνει στη μέγιστη φωτεινότητα. Οι περίοδοι Κηφειδών ποικίλλουν από ώρες σε μήνες. Μετρώντας την περίοδο παλμού ενός άστρου και τη μέγιστη φωτεινότητά του, μπορεί κανείς να προσδιορίσει την απόσταση από αυτό.

Η βελτίωση της κλίμακας απόστασης των Κηφειδών το 1952 διπλασίασε όλες τις διαγαλαξιακές αποστάσεις. Με τη νέα κλίμακα, τα μεγέθη των πλησιέστερων σπειροειδών νεφελωμάτων έγιναν συγκρίσιμα με τα μεγέθη του Γαλαξία μας και μερικές φορές τα ξεπέρασαν. Έτσι, αποκτήθηκαν τα πιο πρόσφατα στοιχεία ότι τα σπειροειδή νεφελώματα είναι τεράστια αστρικά συστήματα συγκρίσιμα με τον Γαλαξία μας και εκατομμύρια έτη φωτός μακριά από αυτόν. Από τότε ονομάστηκαν γαλαξίες.

Οι σπειροειδείς γαλαξίες στην εμφάνιση μοιάζουν με φακές ή με αμφίκυρτο φακό. Στον γαλαξιακό δίσκο, είναι αξιοσημείωτο ένα σπειροειδές μοτίβο 2 ή περισσότερων (έως 10) κλαδιών ή βραχιόνων στριμμένων προς μία κατεύθυνση, που αναδύονται από το κέντρο του γαλαξία. Οι σπειροειδείς βραχίονες περιέχουν πολλά νεαρά φωτεινά αστέρια και τα φωτεινά νέφη αερίου που θερμαίνονται από αυτά. Ο δίσκος είναι βυθισμένος σε ένα σπάνιο ασθενώς φωτεινό σφαιροειδές σύννεφο αστεριών - ένα φωτοστέφανο. Οι μισοί από όλους τους παρατηρούμενους γαλαξίες ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία. Συμβολίζονται με το γράμμα S. Τα αστέρια και το αέριο σε αυτά περιστρέφονται γύρω από το κέντρο του γαλαξία και με διαφορετικές γωνιακές ταχύτητες σε διαφορετικές αποστάσεις από το κέντρο.

Μια απλή ματιά σε μια φωτογραφία ενός σπειροειδούς γαλαξία προκαλεί θαυμασμό και απορία: πώς μπορεί να δημιουργηθεί ένα τέτοιο σύστημα αστεριών; Ποια δύναμη συλλέγει και συγκρατεί αστέρια σε σπειροειδή κλαδιά; Γιατί τα φωτεινότερα, τα πιο ογκώδη και επομένως βραχύβια αστέρια βρίσκονται στους σπειροειδείς βραχίονες και ανάμεσα στα κλαδιά βρίσκονται κυρίως αδύναμα, μακρόβια αστέρια; Γιατί η θέα του γαλαξία μοιάζει με δύο πιατάκια, που συνδέονται μεταξύ τους; Γιατί φαίνεται ένα σφαιρικό "εξόγκωμα" (εξόγκωμα) που σχηματίζεται από τεράστια κίτρινα και κόκκινα αστέρια στο κέντρο των γαλαξιών; Και πολλές άλλες παρόμοιες ερωτήσεις μπορούν να τεθούν εάν εμβαθύνετε στα βάθη της δημιουργίας του κόσμου και του σύμπαντος. Και όσες περισσότερες απαντήσεις λαμβάνουν οι επιστήμονες, τόσο περισσότερες ερωτήσεις θα αντιμετωπίσουν. Έτσι ήταν και έτσι θα είναι. Αλλά μπορούμε να προσπαθήσουμε να απαντήσουμε σε μερικά από αυτά χρησιμοποιώντας τα υλικά που έχουμε.

Το επίπεδο σχήμα που μοιάζει με δίσκο οφείλεται στην περιστροφή. Κατά τη διάρκεια του σχηματισμού του γαλαξία, οι φυγόκεντρες δυνάμεις εμπόδισαν το πρωτογαλαξιακό νέφος ή το σύστημα νέφους αερίου να καταρρεύσει σε κατεύθυνση κάθετη στον άξονα περιστροφής. Ως αποτέλεσμα, το αέριο συγκεντρώθηκε σε ένα συγκεκριμένο επίπεδο - έτσι σχηματίστηκαν οι περιστρεφόμενοι δίσκοι των σπειροειδών γαλαξιών. Ο δίσκος δεν περιστρεφόταν ως ένα ενιαίο στερεό σώμα (για παράδειγμα, ένας τροχός): η περίοδος περιστροφής των αστεριών κατά μήκος των άκρων του δίσκου είναι πολύ μεγαλύτερη από ό,τι στα εσωτερικά μέρη.

Χρειάστηκε να γίνει πολλή προσπάθεια από τους αστρονόμους για να κατανοήσουν τον λόγο για άλλες παρατηρούμενες ιδιότητες των σπειροειδών γαλαξιών. Μια σημαντική συμβολή στη μελέτη της φύσης τους κρεμόταν από την εγχώρια επιστήμη. Έτσι φανταζόμαστε τη φύση των σπειροειδών βραχιόνων των γαλαξιών σήμερα.

Όλα τα αστέρια που κατοικούν στον γαλαξία αλληλεπιδρούν βαρυτικά, με αποτέλεσμα να δημιουργείται ένα κοινό βαρυτικό πεδίο του γαλαξία. Είναι γνωστοί διάφοροι λόγοι για τους οποίους, κατά την περιστροφή ενός τεράστιου δίσκου, προκύπτουν τακτικές πυκνώσεις της ύλης, που διαδίδονται σαν κύματα στην επιφάνεια του νερού. Στους γαλαξίες, έχουν το σχήμα σπειρών, το οποίο συνδέεται με τη φύση της περιστροφής του δίσκου. Στους σπειροειδείς κλάδους, παρατηρείται αύξηση της πυκνότητας τόσο των αστεριών όσο και της διαστρικής ύλης - σκόνης και αερίου. Η αυξημένη πυκνότητα αερίου επιταχύνει το σχηματισμό και την επακόλουθη συστολή των νεφών αερίου και έτσι διεγείρει τη γέννηση νέων άστρων. Επομένως, οι σπειροειδείς βραχίονες είναι ο τόπος έντονου σχηματισμού αστεριών.

Τα σπειροειδή κλαδιά είναι κύματα πυκνότητας που ταξιδεύουν σε έναν περιστρεφόμενο δίσκο. Επομένως, μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, ένα αστέρι που γεννήθηκε σε μια σπείρα αποδεικνύεται ότι βρίσκεται έξω από αυτό. Τα φωτεινότερα και πιο ογκώδη αστέρια έχουν πολύ μικρή διάρκεια ζωής, καίγονται πριν φύγουν από το σπειροειδές κλαδί. Αστέρια με μικρότερη μάζα ζουν πολύ και ζουν στον ενδιάμεσο χώρο του δίσκου.

Τα χαμηλής μάζας κίτρινα και κόκκινα αστέρια που συνθέτουν το εξόγκωμα είναι πολύ μεγαλύτερα από τα αστέρια που είναι συγκεντρωμένα στους σπειροειδείς βραχίονες. Αυτά τα αστέρια γεννήθηκαν πριν σχηματιστεί ο γαλαξιακός δίσκος. Έχοντας προκύψει στο κέντρο του πρωτογαλαξιακού νέφους, δεν μπορούσαν πλέον να συμμετέχουν στη συστολή στο επίπεδο του γαλαξία και επομένως να σχηματίσουν μια σφαιρική δομή.

Το εξόγκωμα και ο δίσκος του γαλαξία είναι βυθισμένοι σε ένα τεράστιο φωτοστέφανο. Μερικοί ερευνητές προτείνουν ότι το μεγαλύτερο μέρος του φωτοστέφανου δεν περιέχεται σε αστέρια, αλλά σε μη φωτεινή (κρυμμένη) ύλη, που αποτελείται είτε από σώματα με ενδιάμεση μάζα μεταξύ των μαζών των άστρων και των πλανητών, είτε από στοιχειώδη σωματίδια, η ύπαρξη των οποίων οι θεωρητικοί προβλέπουν, αλλά δεν έχουν ακόμη ανακαλυφθεί. Το πρόβλημα της φύσης αυτής της ύλης - της κρυμμένης μάζας - απασχολεί τώρα το μυαλό πολλών επιστημόνων και η λύση του μπορεί να δώσει μια ένδειξη για τη φύση της ύλης στο Σύμπαν ως σύνολο.

Σε μια φωτογραφία του εντυπωσιακά όμορφου γαλαξία M 51, που ονομάζεται Whirlpool στον αστερισμό Κυνηγόσκυλα, ένας μικρός γαλαξίας δορυφόρου είναι ορατός στο τέλος ενός από τους σπειροειδείς βραχίονες. Περιστρέφεται γύρω από τον μητρικό γαλαξία. Ήταν δυνατό να κατασκευαστεί ένα μοντέλο υπολογιστή για το σχηματισμό αυτού του συστήματος. Υποτίθεται ότι ένας μικρός γαλαξίας, που πετά κοντά σε έναν μεγάλο, έχει οδηγήσει σε ισχυρές βαρυτικές (παλιρροιακές) διαταραχές του δίσκου του. Ως αποτέλεσμα, δημιουργείται ένα σπειροειδές κύμα πυκνότητας στο δίσκο ενός μεγάλου γαλαξία. Τα αστέρια που γεννιούνται σε σπειροειδή κλαδιά κάνουν αυτά τα κλαδιά φωτεινά και καθαρά.

2. 2 Ελλειπτικόςγαλαξίες

Οι ελλειπτικοί γαλαξίες αποτελούν το 25% του συνολικού αριθμού των γαλαξιών υψηλής φωτεινότητας. Είναι σύνηθες να τα ονομάζουμε με το γράμμα E (ελλειπτικό), στο οποίο προστίθεται ένας αριθμός από το 0 έως το 6, που αντιστοιχεί στον βαθμό ισοπέδωσης του συστήματος (E0 - "σφαιρικοί" γαλαξίες, E6 - ο πιο "πλατύς") . Οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν κοκκινωπό χρώμα επειδή αποτελούνται κυρίως από παλιά αστέρια.

Δεν υπάρχει σχεδόν κανένα κρύο αέριο σε τέτοια συστήματα, αλλά τα πιο ογκώδη από αυτά είναι γεμάτα με πολύ σπάνιο θερμό αέριο, με θερμοκρασία μεγαλύτερη από ένα εκατομμύριο βαθμούς. Η εκπομπή του φάσματος αυτών των γαλαξιών δείχνει ότι τα αστέρια σε αυτούς κινούνται με σχεδόν την ίδια πιθανότητα προς όλες τις κατευθύνσεις και περιστρέφονται αργά. Η πυκνότητα των αστεριών ανά μονάδα όγκου αυξάνεται προς το κέντρο και σταδιακά μειώνεται από το κέντρο προς την άκρη.

Δεν υπάρχουν γαλανόλευκοι γίγαντες και υπεργίγαντες. Δεν υπάρχει σκονισμένη ύλη, η οποία σε εκείνους τους γαλαξίες στους οποίους είναι παρούσα, είναι ορατή ως σκοτεινές λωρίδες σε ένα συνεχές φόντο των αστεριών του γαλαξία. Επομένως, οι εξωτερικά ελλειπτικοί γαλαξίες διαφέρουν μεταξύ τους κυρίως σε ένα χαρακτηριστικό - μεγαλύτερη ή μικρότερη συμπίεση. Ο Hubble πρότεινε να θεωρηθεί ο δείκτης συμπίεσης μια τιμή που μπορεί να υπολογιστεί γνωρίζοντας τον κύριο και τον δευτερεύοντα άξονες της έλλειψης του. Εάν ο γαλαξίας έχει σχήμα μπάλας, τότε η τιμή συμπίεσής του είναι μηδέν, αφού ο κύριος και ο δευτερεύων άξονες της έλλειψης είναι ίσοι. Εάν ο κύριος άξονας είναι σημαντικά μεγαλύτερος από τον δευτερεύοντα, τότε μια άλλη κλάση, η μέγιστη κλάση σε αυτό το σύστημα είναι 10. Αυτά τα δεδομένα γράφονται ως εξής: E0, E7, όπου E είναι η κλάση (ελλειπτικό), ο αριθμός είναι η υποκλάση . Επιπλέον, οι ελλειπτικοί γαλαξίες μπορεί να διαφέρουν πολύ σε μέγεθος. Ο σχηματισμός νέων αστεριών ουσιαστικά δεν έχει γίνει τα τελευταία 10 δισεκατομμύρια χρόνια.

Οι φακοειδείς γαλαξίες είναι ένας ενδιάμεσος τύπος μεταξύ σπειροειδών και ελλειπτικών. Έχουν φωτοστέφανο και δίσκο, αλλά όχι σπειροειδείς βραχίονες. Τέτοιοι γαλαξίες ονομάζονται S0.

Αναλογία ελλειπτικών γαλαξιών σε συνολικός αριθμόςγαλαξίες στο παρατηρήσιμο τμήμα του σύμπαντος - περίπου 13%.

Ο πλησιέστερος ελλειπτικός γαλαξίας σε εμάς είναι ένας νάνος γαλαξίας στον αστερισμό του Γλύπτη (ESO 351-30, υποκατηγορία dE0 ή dSph, ακτίνα 1505 έτη φωτός)

2.3 Λανθασμένοςγαλαξίες

Λανθασμένοςγαλαξίεςείναι γαλαξίες που δεν ταιριάζουν στην ακολουθία Hubble. Δεν παρουσιάζουν ούτε ελικοειδή ούτε ελλειπτική δομή. Τις περισσότερες φορές, τέτοιοι γαλαξίες έχουν χαοτικό σχήμα χωρίς έντονο πυρήνα και σπειροειδείς κλάδους. Σε ποσοστιαία βάση, αποτελούν το ένα τέταρτο όλων των γαλαξιών. Οι περισσότεροι ακανόνιστοι γαλαξίες στο παρελθόν ήταν σπειροειδείς ή ελλειπτικοί, αλλά παραμορφώθηκαν από τις βαρυτικές δυνάμεις.

Υπάρχουν δύο μεγάλοι τύποι ακανόνιστων γαλαξιών:

§ Ακανόνιστοι γαλαξίες του πρώτου τύπου ( IrrΕγώ) είναι ακανόνιστοι γαλαξίες με υπαινιγμούς δομής, αλλά όχι αρκετούς για να τους τοποθετήσουμε στην ακολουθία Hubble. Υπάρχουν δύο υποτύποι τέτοιων γαλαξιών - που παρουσιάζουν μια ομοιότητα μιας σπειροειδούς δομής ( sm), και με την απουσία τέτοιων ( Im).

§ Ακανόνιστοι γαλαξίες του δεύτερου τύπου ( IrrII) είναι γαλαξίες που δεν έχουν κανένα χαρακτηριστικό στη δομή τους που τους επιτρέπει να αποδοθούν στην ακολουθία Hubble.

Ο τρίτος υποτύπος ακανόνιστων γαλαξιών είναι οι λεγόμενοι νάνοι ακανόνιστοι γαλαξίες, που συμβολίζονται ως dIή δις. Αυτός ο τύπος γαλαξία θεωρείται επί του παρόντος ένας σημαντικός κρίκος για την κατανόηση της συνολικής εξέλιξης των γαλαξιών. Αυτό συμβαίνει επειδή παρουσιάζουν μια τάση χαμηλής περιεκτικότητας σε μέταλλα και εξαιρετικά υψηλής περιεκτικότητας σε αέρια και επομένως θεωρείται ότι είναι παρόμοια με τους πρώτους γαλαξίες που γέμισαν το σύμπαν. Αυτός ο τύπος γαλαξία μπορεί να αντιπροσωπεύει μια τοπική (και επομένως την πιο πρόσφατη) έκδοση των αμυδρά μπλε γαλαξιών που βρέθηκαν κατά τη διάρκεια της αποστολής Hubble Ultra Deep Field.

Μερικοί ακανόνιστοι γαλαξίες είναι μικροί σπειροειδείς γαλαξίες που καταστρέφονται από τις παλιρροϊκές δυνάμεις μεγαλύτερων συντρόφων.

Στο παρελθόν, τα Μεγάλα και τα Μικρά Νέφη του Μαγγελάνου θεωρούνταν ακανόνιστοι γαλαξίες. Ωστόσο, αργότερα διαπιστώθηκε ότι είχαν μια ελικοειδή δομή με μια ράβδο. Ως εκ τούτου, αυτοί οι γαλαξίες επαναταξινομήθηκαν ως SBm, ο τέταρτος τύπος σπειροειδών γαλαξιών με ραβδώσεις.

3. ΜοντέρνοαναπαράστασηΟγαλαξίες

Οι γαλαξίες αποτελούν αντικείμενο κοσμογονικής έρευνας από τη δεκαετία του 1920, όταν διαπιστώθηκε αξιόπιστα η πραγματική τους φύση και αποδείχθηκε ότι δεν πρόκειται για νεφελώματα, δηλ. όχι σύννεφα αερίου και σκόνης που δεν είναι μακριά μας, αλλά τεράστιοι αστρικοί κόσμοι που βρίσκονται σε πολύ μεγάλες αποστάσεις από εμάς. Η βάση όλης της σύγχρονης κοσμολογίας είναι μια θεμελιώδης ιδέα - η ιδέα της βαρυτικής αστάθειας που χρονολογείται από τον Νεύτωνα. Η ύλη δεν μπορεί να παραμείνει ομοιόμορφα διασκορπισμένη στο χώρο, επειδή η αμοιβαία έλξη όλων των σωματιδίων της ύλης τείνει να δημιουργήσει σε αυτήν συγκεντρώσεις διαφόρων κλιμάκων και μαζών. Στο πρώιμο Σύμπαν, η βαρυτική αστάθεια ενίσχυσε αρχικά τις πολύ αδύναμες ανωμαλίες στην κατανομή και την κίνηση της ύλης και, σε μια ορισμένη εποχή, οδήγησε στην εμφάνιση ισχυρών ανομοιογενειών: "τηγανίτες" - πρωτοσμήνη. Τα όρια αυτών των στρωμάτων συμπίεσης ήταν κρουστικά κύματα, στα μέτωπα των οποίων η αρχικά μη περιστροφική, αστροφυστική κίνηση της ύλης απέκτησε στροβιλισμό. Η διάσπαση των στρωμάτων σε ξεχωριστά σμήνη συνέβη επίσης, προφανώς λόγω βαρυτικής αστάθειας, και αυτό οδήγησε σε πρωτογαλαξίες. Πολλά από αυτά αποδείχθηκε ότι περιστρέφονταν γρήγορα λόγω της κατάστασης στροβιλισμού της ουσίας από την οποία σχηματίστηκαν. Ο κατακερματισμός των πρωτογαλαξιακών νεφών ως αποτέλεσμα της βαρυτικής τους αστάθειας οδήγησε στην εμφάνιση των πρώτων αστεριών και τα σύννεφα μετατράπηκαν σε αστρικά συστήματα - γαλαξίες. Εκείνοι που είχαν γρήγορη περιστροφή απέκτησαν μια δομή δύο συστατικών εξαιτίας αυτού - σχημάτισαν ένα φωτοστέφανο με περισσότερο ή λιγότερο σφαιρικό σχήμα και έναν δίσκο στον οποίο εμφανίστηκαν σπειροειδείς βραχίονες, όπου συνεχίζεται ακόμη η γέννηση των αστεριών του Πρωτογαλαξία, για τα οποία η περιστροφή ήταν πιο αργά ή καθόλου, μετατράπηκαν σε ελλειπτικούς ή ακανόνιστους γαλαξίες. Παράλληλα με αυτή τη διαδικασία, έλαβε χώρα ο σχηματισμός μιας μεγάλης κλίμακας δομής του Σύμπαντος - προέκυψαν υπερσμήνη γαλαξιών, τα οποία, συνδέοντας με τις άκρες τους, σχημάτισαν ένα είδος κυψελών ή κηρήθρες. έχουν αναγνωριστεί τα τελευταία χρόνια.

Μεταγενέστερες παρατηρήσεις έδειξαν ότι η περιγραφόμενη ταξινόμηση δεν επαρκεί για να συστηματοποιήσει ολόκληρη την ποικιλία των σχημάτων και των ιδιοτήτων των γαλαξιών. Έτσι, ανακαλύφθηκαν γαλαξίες που καταλαμβάνουν, κατά μία έννοια, μια ενδιάμεση θέση μεταξύ σπειροειδών και ελλειπτικών γαλαξιών (που συμβολίζονται με So). Αυτοί οι γαλαξίες έχουν ένα τεράστιο κεντρικό σμήνος και έναν επίπεδο δίσκο που το περιβάλλει, αλλά όχι σπειροειδείς βραχίονες. Στη δεκαετία του '60 του εικοστού αιώνα, ανακαλύφθηκαν πολυάριθμοι γαλαξίες σε σχήμα δακτύλου και σε σχήμα δίσκου με όλες τις διαβαθμίσεις αφθονίας καυτών αστεριών και σκόνης. Πίσω στη δεκαετία του 1930, ανακαλύφθηκαν ελλειπτικοί νάνοι γαλαξίες στους αστερισμούς Furnace και Sculptor με εξαιρετικά χαμηλή επιφανειακή φωτεινότητα, τόσο χαμηλή που αυτοί, ένας από τους πιο κοντινούς σε εμάς γαλαξίες, δεν είναι ορατοί στον ουρανό ακόμη και στο κεντρικό τους τμήμα. Από την άλλη πλευρά, στις αρχές της δεκαετίας του 1960, ανακαλύφθηκαν πολλοί μακρινοί συμπαγείς γαλαξίες, από τους οποίους οι πιο μακρινοί δεν διακρίνονται από τα αστέρια ακόμη και μέσω των ισχυρότερων τηλεσκοπίων. Διαφέρουν από τα αστέρια στο φάσμα τους, στο οποίο είναι ορατές φωτεινές γραμμές εκπομπής με τεράστιες μετατοπίσεις στο κόκκινο που αντιστοιχούν σε τόσο μεγάλες αποστάσεις στις οποίες δεν μπορούν να φανούν ακόμη και τα φωτεινότερα μεμονωμένα αστέρια. Σε αντίθεση με τους συνηθισμένους μακρινούς γαλαξίες, οι οποίοι φαίνονται κοκκινωποί λόγω του συνδυασμού της πραγματικής κατανομής ενέργειας και της μετατόπισής τους στο κόκκινο, οι πιο συμπαγείς γαλαξίες (ονομάζονται επίσης οιονεί αστρικοί γαλαξίες) έχουν μπλε χρώμα. Κατά κανόνα, αυτά τα αντικείμενα είναι εκατοντάδες φορές φωτεινότερα από τους συνηθισμένους υπεργίγαντας γαλαξίες, αλλά υπάρχουν και πιο αμυδροί. Πολλοί γαλαξίες έχουν βρεθεί να έχουν ραδιοεκπομπή μη θερμικής φύσης, η οποία, σύμφωνα με τη θεωρία του Ρώσου αστρονόμου I.S. Shklovsky, κατά τη διάρκεια της επιβράδυνσης σε ένα μαγνητικό πεδίο ηλεκτρονίων και βαρύτερων φορτισμένων σωματιδίων που κινούνται με ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα του φωτός (η λεγόμενη ακτινοβολία συγχοτρονίων). Τέτοιες ταχύτητες σωματιδίων επιτυγχάνονται ως αποτέλεσμα μεγαλεπήβολων εκρήξεων μέσα στους γαλαξίες.

Οι συμπαγείς μακρινοί γαλαξίες με ισχυρή μη θερμική ραδιοεκπομπή ονομάζονται Ν-γαλαξίες.

Οι πηγές σε σχήμα αστεριού με τέτοια ραδιοεκπομπή ονομάζονται κβάζαρ (οιονεί αστρικές ραδιοπηγές) και οι γαλαξίες με ισχυρή ραδιοεκπομπή και σημαντικές γωνιακές διαστάσεις ονομάζονται ραδιογαλαξίες. Όλα αυτά τα αντικείμενα είναι εξαιρετικά μακριά από εμάς, γεγονός που καθιστά δύσκολη τη μελέτη τους. Οι ραδιογαλαξίες, οι οποίοι έχουν μια ιδιαίτερα ισχυρή μη θερμική ραδιοεκπομπή, έχουν κυρίως ελλειπτικό σχήμα, ενώ υπάρχουν και σπειροειδείς.

Οι ραδιογαλαξίες είναι γαλαξίες των οποίων οι πυρήνες βρίσκονται σε διαδικασία αποσύνθεσης. Τα εκτοξευόμενα πυκνά μέρη συνεχίζουν να διασπώνται, σχηματίζοντας πιθανώς νέους γαλαξίες - αδελφές ή δορυφόρους γαλαξιών μικρότερης μάζας. Σε αυτή την περίπτωση, οι ταχύτητες κατακερματισμού μπορούν να φτάσουν σε τεράστιες τιμές. Μελέτες έχουν δείξει ότι πολλές ομάδες και ακόμη και σμήνη γαλαξιών διαλύονται: τα μέλη τους απομακρύνονται το ένα από το άλλο επ' αόριστον, σαν να δημιουργήθηκαν όλα από έκρηξη.

Οι υπεργίγαντες γαλαξίες έχουν φωτεινότητα 10 φορές μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του Ήλιου, τα κβάζαρ είναι κατά μέσο όρο 100 φορές φωτεινότερα. οι πιο αδύναμοι από τους γνωστούς γαλαξίες - οι νάνοι είναι συγκρίσιμοι με τα συνηθισμένα σφαιρικά αστρικά σμήνη στον γαλαξία μας. Η φωτεινότητά τους είναι περίπου 10 φορές μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του ήλιου.

Τα μεγέθη των γαλαξιών είναι πολύ διαφορετικά και κυμαίνονται από δεκάδες παρσέκ έως δεκάδες χιλιάδες παρσέκ.

Ο χώρος μεταξύ των γαλαξιών, ειδικά μέσα σε σμήνη γαλαξιών, φαίνεται να περιέχει μερικές φορές κοσμική σκόνη. Τα ραδιοτηλεσκόπια δεν ανιχνεύουν απτή ποσότητα ουδέτερου υδρογόνου σε αυτά, αλλά οι κοσμικές ακτίνες το διαπερνούν μέσω και διαμέσου με τον ίδιο τρόπο όπως στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.

Ο γαλαξίας αποτελείται από πολλά αστέρια διαφόρων τύπων, καθώς και από αστρικά σμήνη και ενώσεις, νεφελώματα αερίων και σκόνης και μεμονωμένα άτομα και σωματίδια διασκορπισμένα στο διαστρικό χώρο. Τα περισσότερα από αυτά καταλαμβάνουν φακοειδές όγκο με διάμετρο περίπου 30 και πάχος περίπου 4 kiloparsecs (περίπου 100 χιλιάδες και 12 χιλιάδες έτη φωτός, αντίστοιχα). Ένα μικρότερο τμήμα γεμίζει έναν σχεδόν σφαιρικό όγκο με ακτίνα περίπου 15 κιλοπαρσέκων (περίπου 50 χιλιάδες έτη φωτός).

Όλα τα στοιχεία του γαλαξία συνδέονται σε ένα ενιαίο δυναμικό σύστημα, που περιστρέφεται γύρω από έναν δευτερεύοντα άξονα συμμετρίας. Σε έναν γήινο παρατηρητή μέσα στον γαλαξία, εμφανίζεται ως ο Γαλαξίας (εξ ου και το όνομά του - "Γαλαξίας") και ολόκληρο το πλήθος μεμονωμένων αστεριών ορατών στον ουρανό.

Τα αστέρια και το διαστρικό αέριο - σκόνη γεμίζουν τον όγκο του γαλαξία άνισα: είναι πιο συγκεντρωμένα κοντά στο επίπεδο που είναι κάθετο στον άξονα περιστροφής του γαλαξία και σχηματίζουν το επίπεδο συμμετρίας του (το λεγόμενο γαλαξιακό επίπεδο). Κοντά στη γραμμή τομής αυτού του επιπέδου με την ουράνια σφαίρα (τον γαλαξιακό ισημερινό), είναι ορατός ο Γαλαξίας, η μεσαία γραμμή του οποίου είναι σχεδόν ένας μεγάλος κύκλος, καθώς το ηλιακό σύστημα βρίσκεται όχι μακριά από αυτό το επίπεδο. Ο Γαλαξίας είναι ένα σύμπλεγμα ενός τεράστιου αριθμού αστεριών που συγχωνεύονται σε μια ευρεία λευκή ζώνη. Ωστόσο, τα αστέρια που προβάλλονται κοντά στον ουρανό βρίσκονται μακριά το ένα από το άλλο στο διάστημα σε μεγάλες αποστάσεις, εξαιρουμένων των συγκρούσεων τους, παρά το γεγονός ότι κινούνται με υψηλές ταχύτητες (δεκάδες και εκατοντάδες χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) προς την κατεύθυνση των πόλων του γαλαξίας (του Βόρειος πόλοςπου βρίσκεται στον αστερισμό Coma Veronica). Σύνολοαστέρια στον γαλαξία υπολογίζεται σε 100 δισεκατομμύρια.

Η διαστρική ύλη είναι επίσης διασκορπισμένη στο διάστημα άνισα, συγκεντρωμένη κυρίως κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο με τη μορφή σφαιριδίων, μεμονωμένων νεφών και νεφελωμάτων (από 5 έως 20 - 30 parsecs σε διάμετρο), τα συμπλέγματά τους ή άμορφους διάχυτους σχηματισμούς. Ιδιαίτερα ισχυρά, σχετικά κοντά μας, σκοτεινά νεφελώματα εμφανίζονται με γυμνό μάτι με τη μορφή σκούρων ξέφωτων. ακανόνιστα σχήματαστο φόντο της λωρίδας του Γαλαξία. η έλλειψη αστεριών σε αυτά είναι το αποτέλεσμα της απορρόφησης του φωτός από αυτά τα μη φωτεινά σύννεφα σκόνης. Πολλά διαστρικά νέφη φωτίζονται από αστέρια υψηλής φωτεινότητας κοντά τους και εμφανίζονται ως φωτεινά νεφελώματα, καθώς λάμπουν είτε από το ανακλώμενο φως (αν αποτελούνται από σωματίδια κοσμικής σκόνης) είτε ως αποτέλεσμα της διέγερσης των ατόμων και της επακόλουθης εκπομπής ενέργειας τους (αν τα νεφελώματα είναι αέρια).

συμπέρασμα

Οι μέρες μας δικαιολογημένα αποκαλούνται η χρυσή εποχή της αστροφυσικής - οι αξιοσημείωτες και τις περισσότερες φορές απροσδόκητες ανακαλύψεις στον κόσμο των άστρων διαδέχονται πλέον η μία την άλλη. Το ηλιακό σύστημα έχει γίνει Πρόσφατααντικείμενο άμεσων πειραματικών, και όχι απλώς παρατηρητικών μελετών. Διαπλανητικές πτήσεις διαστημικούς σταθμούς, τα τροχιακά εργαστήρια, οι αποστολές στο φεγγάρι έφεραν πολλές νέες συγκεκριμένες γνώσεις για τη Γη, το διάστημα κοντά στη Γη, τους πλανήτες, τον Ήλιο και τους γαλαξίες. Ζούμε σε μια εποχή εκπληκτικών επιστημονικών ανακαλύψεων και μεγάλων επιτευγμάτων. Οι πιο απίστευτες φαντασιώσεις γίνονται απροσδόκητα γρήγορα πραγματικότητα. Από την αρχαιότητα, οι άνθρωποι ονειρευόντουσαν να ξετυλίξουν τα μυστήρια των Γαλαξιών που είναι διάσπαρτοι στις απεριόριστες εκτάσεις του Σύμπαντος. Αρκεί να εκπλαγεί κανείς με το πόσο γρήγορα η επιστήμη προβάλλει διάφορες υποθέσεις και τις διαψεύδει αμέσως. Ωστόσο, η αστρονομία δεν μένει ακίνητη: εμφανίζονται νέες μέθοδοι παρατήρησης, οι παλιές εκσυγχρονίζονται. Με την εφεύρεση των ραδιοτηλεσκοπίων, για παράδειγμα, οι αστρονόμοι μπορούν να «βλέπουν» αποστάσεις που βρίσκονται ακόμα στη δεκαετία του '40. χρόνια του εικοστού αιώνα έμοιαζαν απρόσιτα. Ωστόσο, πρέπει να φανταστεί κανείς ξεκάθαρα το τεράστιο μέγεθος αυτού του μονοπατιού και τις κολοσσιαίες δυσκολίες που δεν έχουν ακόμη συναντήσει στο μονοπάτι προς τα αστέρια.

Λίσταμεταχειρισμένοςβιβλιογραφία

1. Zelmanova A.L. «Ο Μεταγαλαξίας και το Σύμπαν». Μ., 2000.

2. Σχετικά με τα συστήματα του γαλαξία / M. B. Sizov.--M.: Prometheus, 2009.--16 p.

3. Προέλευση και εξέλιξη της Γης και άλλων πλανητών του ηλιακού συστήματος / A. A. Marakushev.--M.: Nauka,--204 p.

4. Φυσικό μοντέλο του Σύμπαντος / B. P. Ivanov. - Αγία Πετρούπολη: Polytechnic, 2000. - 312 p.

5. Η εξέλιξη του ηλιακού συστήματος: Περ. από τα Αγγλικά. / H. Alven, G. Arrhenius.--M.: Mir,--511 p.

Φιλοξενείται στο Allbest.ru

Παρόμοια Έγγραφα

Ένας γαλαξίας είναι ένα μεγάλο σύστημα από αστέρια, διαστρικό αέριο, σκόνη, σκοτεινή ύλη και ενέργεια. Ε. Η ταξινόμηση των γαλαξιών του Hubble. Ελλειπτικοί, φακοειδείς, σπειροειδείς, σπασμένοι σπειροειδείς γαλαξίες. Οι ακανόνιστοι γαλαξίες είναι γαλαξίες λάθος είδους.

παρουσίαση, προστέθηκε 13/12/2010


Έννοια, ταξινόμηση και σπειροειδής βραχίονες γαλαξιών. Χαρακτηριστικά και περιγραφή των κβάζαρ. Η δομή, η εμφάνιση και η αστρική σύνθεση του Γαλαξία μας. Η ουσία του φαινομένου μετατόπισης ερυθρού στα φάσματα των γαλαξιών. Έννοια, ιδιότητες, δομή και ηλικία του Μεταγαλαξία.

περίληψη, προστέθηκε 26/01/2010


Θέση του Ήλιου στον Γαλαξία μας. Τυπολογία των γαλαξιών στην εμφάνιση (ελλειπτικοί, σπειροειδείς, ακανόνιστοι) που προτάθηκε από το Hubble. Σμήνη και υπερσμήνη γαλαξιών. Άλλοι Γαλαξίες είναι νησιωτικά σύμπαντα (στον αστερισμό Ανδρομέδα, Βερόνικα).

περίληψη, προστέθηκε 03.10.2016


Ο σχηματισμός του σύμπαντος. Δομή του Γαλαξία. Τύποι Γαλαξιών. Η Γη είναι ένας πλανήτης στο ηλιακό σύστημα. Η δομή της γης. Επέκταση του Μεταγαλαξία. Διαστημική επικράτηση χημικά στοιχεία. Η εξέλιξη του σύμπαντος. Σχηματισμός αστέρων και γαλαξιών.

περίληψη, προστέθηκε 02.12.2006


Σχηματισμός γαλαξιών. Αστάθεια, συμπίεση. Παρακολουθώντας την εξέλιξη των γαλαξιών. Τύποι γαλαξιών. Αναγέννηση γαλαξιών. Κατακερματισμός πρωτογαλαξιακού νεφελώματος. Εικόνα ενός ελλειπτικού γαλαξία. Μεγάλα και μικρά σύννεφα του Μαγγελάνου.

θητεία, προστέθηκε 24/04/2006


Η έννοια της φωτεινότητας, τα χαρακτηριστικά της, η ιστορία και οι μέθοδοι μελέτης, τελευταίας τεχνολογίας. Προσδιορισμός του βαθμού φωτεινότητας των άστρων. Αστέρια δυνατά και αδύναμα σε φωτεινότητα, κριτήρια αξιολόγησής τους. Το φάσμα ενός αστέρα και ο ορισμός του χρησιμοποιώντας τη θεωρία του ιονισμού αερίου.

περίληψη, προστέθηκε 04/12/2009


Προέλευση και ανάπτυξη γαλαξιών και αστεριών. Διαστρική σκόνη στον γαλαξιακό χώρο. Αιτίες για την εμφάνιση και το σχηματισμό νέων άστρων. Σύγχρονες ιδέες για τις διαδικασίες ανάπτυξης και προέλευσης των γαλαξιών. Ύπαρξη δυαδικών γαλαξιών.

παρουσίαση, προστέθηκε 20/04/2012


χάρτης αστεριών. κοντινά αστέρια. Τα πιο λαμπερά αστέρια. Τα μεγαλύτερα αστέρια στον γαλαξία μας. Φασματική ταξινόμηση. ενώσεις αστέρων. Η εξέλιξη των αστεριών. Διαγράμματα Hertzsprung-Russell σφαιρικών σμηνών.

περίληψη, προστέθηκε 31/01/2003


Η θεωρία του Ι. Καντ για τους δισκόμορφους γαλαξίες, η ανάπτυξή της. Η υπόθεση των κβάζαρ - γαλαξίες που σχηματίζουν πυρηνικά. Σύγχρονες ιδέες για τους γαλαξίες. Η σύνθεση του γαλαξία. Οι δυνατότητες μετασχηματισμού της ύλης είναι ατελείωτες. Επέκταση του Μεταγαλαξία.

περίληψη, προστέθηκε 06.10.2006


Σχηματισμός γαλαξιών. Αστάθεια, συμπίεση. Παρακολουθώντας την εξέλιξη των γαλαξιών. Τύποι γαλαξιών. Αναγέννηση των γαλαξιών. Ο Γαλαξίας μας δεν είναι ακόμα ολόκληρο το Σύμπαν. Φυσική και λογική του αιθέριου σύμπαντος. Προβλήματα της σύγχρονης αστροφυσικής.

Επίσης από τη σελίδα NEOCP έγιναν επιβεβαιωτικές παρατηρήσεις του αστεροειδούς κοντά στη Γη 2012 PW, οι παρατηρήσεις δημοσιεύτηκαν στο MPEC 2012-P19. Και η αστρομετρία ελήφθη για αρκετούς αστεροειδείς που ανακαλύφθηκαν τον Ιούλιο στο αστεροσκοπείο ISON-Kislovodsk ως μέρος μιας νέας έρευνας αστεροειδών.

18/06/12 * Τη νύχτα της 16ης προς 17η Ιουνίου, έγινε προσπάθεια να παρατηρηθεί η απόκρυψη του αστέρα 12,7 m από τον transneptune (5145) Pholus, η αβεβαιότητα της ζώνης ήταν μάλλον μεγάλη και η απόκρυψη δεν μπορούσε να καταγραφεί. Πραγματοποιήθηκαν επίσης επιτυχείς παρατηρήσεις δύο νέων αστεροειδών κοντά στη Γη 2012 LE11 και 2012 LF11, τα αποτελέσματα των παρατηρήσεων δημοσιεύονται στο MPEC 2012-M06 και MPEC 2012-M07.

13/06/12 * Χθες το βράδυ παρατηρήθηκαν οι κομήτες C/2012 K5 (LINEAR) και C/2012 L3 (LINEAR) που ανακαλύφθηκαν πρόσφατα.

27/05/12 * Αυτή τη νύχτα βγήκα ειδικά στο αστεροσκοπείο για να παρατηρήσω τον κοντά στη Γη αστεροειδή 2012KP24. Ένας αστεροειδής με διάμετρο 20 μέτρα θα πρέπει να πλησιάσει τον πλανήτη μας στις 28 Μαΐου σε απόσταση 50.000 χλμ., ενώ έχει μέγεθος περίπου 12 μέτρα και κινείται σχεδόν μια μοίρα στον ουρανό σε μια ώρα. Αστρομετρία και φωτομετρία ελήφθησαν επίσης για τον νέο κομήτη C/2012 K1 (PANSTARRS), ο οποίος το 2014 ενδέχεται να είναι διαθέσιμος για παρατηρήσεις με γυμνό μάτι.

05/11/12 * Ξεκινούν σύντομες φωτεινές νύχτες. Μόνο 4 κομήτες παρατηρήθηκαν χθες το βράδυ.

29/04/12 * Στις 26 και 27 Απριλίου, παρατηρήθηκαν CCD για άλλους 6 κομήτες, ο κομήτης C/2011 UF305 (LINEAR) παρατηρήθηκε επίσης οπτικά. Επιπλέον, έγινε μια επιβεβαιωτική παρατήρηση για τον σουπερνόβα 2012 που ανακαλύφθηκε στις 25 Απριλίου στον αλληλεπιδρώντα γαλαξία UGC 8335 CBET 3096. Πραγματοποιήθηκε περίπλοκη αστρομετρία για τον αστεροειδή κοντά στη Γη 2012HM τη στιγμή της προσέγγισής του στη Γη έως και 1,4 LD· κατά την παρατήρηση, η γωνιακή ταχύτητα του αστεροειδούς ήταν 105"/min, η φωτεινότητα ήταν 15,5 μέτρα και η αστρομετρία έπρεπε να να γίνει κατά μήκος μιας έντονα επιμήκους τροχιάς.

25/04/12 * Μόνο παρατηρήσεις κομητών έγιναν εκείνη τη νύχτα. Η αστρομετρία και η φωτομετρία ελήφθησαν για 7 κομήτες, ο κομήτης C/2009 P1 (Garradd) παρατηρήθηκε μόνο οπτικά.

14/04/12 * Δοκιμάσαμε με επιτυχία το νέο focuser, παραδοσιακά κατασκευασμένο από εμάς.

04/13/12 * Παρατηρητικό υλικό ελήφθη σε αρκετούς κομήτες χθες το βράδυ. Συγκεκριμένα, ήταν δυνατό να παρατηρηθούν οπτικά οι κομήτες C/2009 P1 (Garradd) και C/2011 F1 (LINEAR), ο κομήτης Garada αρχίζει σταδιακά να εξασθενεί. Παρατηρήθηκε ο κομήτης 49P/Arend-Rigaux, αυτή είναι η δεύτερη παρατηρούμενη επιστροφή αυτού του κομήτη! Επιπλέον, λήφθηκε επιβεβαιωτική αστρομετρία για 2 νέους αστεροειδείς κοντά στη Γη που ανακαλύφθηκαν από την αυτόματη έρευνα Catalina: 2012 GC2 και 2012 GD2. Οι παρατηρήσεις έχουν δημοσιευθεί στο MPEC 2012-G37 και MPEC 2012-G38.

15/02/12 * Παρατηρήσεις για αρκετούς ακόμη κομήτες λήφθηκαν χθες το βράδυ, με αποτέλεσμα 11 κομήτες να έχουν ήδη παρατηρηθεί σε αυτό το lunation. Ήταν δυνατό να ληφθούν οπτικά δεδομένα για τον κομήτη 78P/Gehrels, εξακολουθεί να διατηρεί φωτεινότητα 11,8 m. Έγινε επίσης προσπάθεια να βρεθεί ο κομήτης 238P/Read, ανεπιτυχώς, ο κομήτης είναι πιο αμυδρός από 20,5μ. Οι δύο πρώτες ιστοσελίδες αναζήτησης ελήφθησαν φέτος, αλλά δυστυχώς, στις 2 τα ξημερώματα ο ουρανός ήταν μουντός.

13/02/12 * 2 καληνύχτες πέρασαν στο αστεροσκοπείο στις 10 και 12 Φεβρουαρίου, αν και η Σελήνη εξακολουθεί να παρεμβαίνει έντονα. Πραγματοποιήθηκαν κυρίως παρατηρήσεις κομητών, λήφθηκε παρατηρητικό υλικό σε 8 κομήτες. Έγινε επίσης μια επιβεβαιωτική παρατήρηση του νέου κομήτη C/2012 C2 (Bruenjes), ο κομήτης είναι διαθέσιμος για οπτική παρατήρηση και έχει μέγεθος 11,5 μέτρα. Τα αποτελέσματα των παρατηρήσεων δημοσιεύτηκαν στο MPEC 2012-C44 και στο CBET 3019.

28/12/11 * Ίσως η 26η Δεκεμβρίου να ήταν η τελευταία μας καληνύχτα στη χρονιά που έφυγε. Έχουν παρατηρηθεί αρκετοί κομήτες, ένας αστεροειδής κοντά στη Γη έχει παρατηρηθεί από τη σελίδα επιβεβαίωσης NEO και οι παρατηρήσεις έχουν δημοσιευθεί στο MPEC 2011-Y40.

21/11/11 * Χθες το βράδυ, ως συνήθως, έγιναν παρατηρήσεις αρκετών κομητών, ελήφθησαν επίσης αρκετοί ιστότοποι αναζήτησης, τα δεδομένα βρίσκονται ακόμη υπό επεξεργασία. Σε γενικές γραμμές, η νύχτα ήταν ιδανική από όλες τις απόψεις, ένα παράδειγμα αυτού είναι η εικόνα του νεφελώματος M1 στον Ταύρο, το siing σε μεμονωμένα πλαίσια ήταν ένα ρεκόρ για ολόκληρη την ιστορία των παρατηρήσεων CCD στο παρατηρητήριο, οι τιμές έφτασαν το 1,4 ".

11/01/11 * Στις 21, 25, 27 και 30 Οκτωβρίου, πραγματοποιήθηκαν παρατηρήσεις κομητών στο αστεροσκοπείο, καθώς και επιβεβαιωτικές παρατηρήσεις για εκρήξεις πιθανών σουπερνόβα στους γαλαξίες PGC 2692384 και UGC 12410, τα αποτελέσματα του οι παρατηρήσεις δημοσιεύτηκαν στα CBET 2891 και CBET 2887. Έχουν ληφθεί πολλές τοποθεσίες αναζήτησης για αστεροειδείς και σουπερνόβα, αλλά χωρίς αποτέλεσμα, εκτός από μερικούς ανακαλυφθέντες αστεροειδείς που δεν έχουν παρατηρηθεί για 2 ή περισσότερα χρόνια. Σε γενικές γραμμές, το τελευταίο δεκαήμερο του Οκτωβρίου ευχαριστημένος με τον καιρό, υπήρχαν πολύ καλές νύχτες, η θάλασσα κατά καιρούς ήταν 1,7-2”, και ο πιο αμυδρός από τους παρατηρηθέντες αστεροειδείς 2008 FE1 είχε φωτεινότητα 21,2 V!

19/10/11 * Χθες το βράδυ πριν την ανατολή του φεγγαριού ήταν μερικές ώρες. Έχουν παρατηρηθεί αρκετοί κομήτες, καθώς και μια επιβεβαιωτική παρατήρηση μιας πιθανής έκρηξης σουπερνόβα στον γαλαξία NGC7485, τα αποτελέσματα των παρατηρήσεων δημοσιεύτηκαν στο CBET 2866. Από τη σελίδα επιβεβαίωσης NEO, παρατηρήθηκε ένας φωτεινός αστεροειδής, αλλά στο τέλος έπεσε ελαφρώς από τον αστεροειδή κοντά στη Γη όσον αφορά τα τροχιακά στοιχεία.

10/03/11 * Το φθινόπωρο που έρχεται δεν εντρυφεί στον καιρό, χθες καταφέραμε να πιάσουμε ένα κενό για λίγες ώρες. Παρατηρήθηκαν οπτικά οι κομήτες C/2009 P1 (Garradd) και 78P/Gehrels, παρατήρησαν επίσης τους κομήτες 213P/Van Ness και 131P/Mueller στο CCD. Ελήφθησαν αρκετοί ιστότοποι αναζήτησης, αλλά αυτή τη φορά χωρίς αποτέλεσμα.

09/06/11 * Στις 3 και 5 Σεπτεμβρίου, πραγματοποιήθηκαν οπτικές και CCD παρατηρήσεις κομητών στο αστεροσκοπείο. Οι πληροφορίες για την ανακάλυψη 2 νέων αστεροειδών έχουν επιβεβαιωθεί, οι οποίοι έλαβαν προκαταρκτικές ονομασίες 2011 QN51 και 2011 QM51. Και τα δύο είναι κλασικά αντικείμενα της κύριας ζώνης.

09/01/11 * Παρατηρήσεις αρκετών κομητών ελήφθησαν χθες το βράδυ. Πέρασα μερικές ώρες ψάχνοντας για νέα αντικείμενα, προηγουμένως είχαν βρεθεί 2 νέοι αστεροειδείς.

27/08/11 * Τις δύο νύχτες της 24ης και της 26ης Αυγούστου, ελήφθη παρατηρητικό υλικό από αρκετούς κομήτες. Κατακερματισμός του κομήτη 213P/Van Ness διατηρείται ακόμη και κατάφερε να κάνει αστρομετρία του δεύτερου θραύσματος. Ελήφθησαν επίσης οπτικές εκτιμήσεις των κομητών C/2009 P1 (Garradd), 213P/Van Ness και 78P/Gehrels. Ένας σουπερνόβα έχει παρατηρηθεί στον φωτεινό γαλαξία M101.

08/06/11 * Δύο υπέροχες νύχτες πέρασαν στο αστεροσκοπείο, μερικές φορές με πολύ καλή ατμόσφαιρα. Το βράδυ 5 προς 6 Αυγούστου παρατηρήθηκαν φωτοβολίδες στο βόρειο τμήμα του ουρανού. βόρειο σέλας, που μερικές φορές γινόταν πιο φωτεινό από τον Γαλαξία, ενώ τα χρώματα ήταν ακόμη και τέλεια διακριτά. Δυστυχώς, δεν είχα μαζί μου την κάμερα. Για μένα, αυτή δεν είναι η πρώτη παρατήρηση αυτού του φαινομένου στα γεωγραφικά πλάτη μας. Παρατηρητικό υλικό ελήφθη επίσης σε αρκετούς κομήτες, συμπεριλαμβανομένων αρκετών οπτικών εκτιμήσεων και αρκετοί κομήτες παρατηρήθηκαν στο CCD. Αξίζει να σημειωθεί ο κατακερματισμός του κομήτη 213P/Van Ness και η παρατήρηση του κομήτη 78P/Gehrels - Βλέπω ήδη αυτόν τον κομήτη στην 3η επιστροφή μου στο περιήλιο!

08/02/11 * Οι δύο τελευταίες μέχρι στιγμής σύντομες νύχτες αφιερώθηκαν εν μέρει σε τεχνικές προσαρμογές του τηλεσκοπίου για την επερχόμενη περίοδο παρατήρησης. Ωστόσο, παρατήρησα οπτικά τον σχετικά φωτεινό κομήτη C/2009 P1 (Garradd), ο κομήτης έχει τώρα μέγεθος 7,6 μέτρα και λήφθηκαν επίσης εικόνες CCD από αυτόν και αρκετούς άλλους κομήτες.