Galaxy

Galaksi ( toinen kreikkalainen γᾰλαξίας  "Linnunrata" [1] antiikin kreikan sanasta γάλα , γάλακτος  " maito " ) on gravitaatioon sitoutunut tähtien , tähtiklustereiden , pimeän aineen , pölyn , planeettojen järjestelmä . Kaikki galaksin esineet osallistuvat liikkeeseen suhteessa yhteiseen massakeskukseen [2] [3] [4] .

Kaikki galaksit ( omaamme lukuun ottamatta ) ovat erittäin kaukana olevia tähtitieteellisiä kohteita . Etäisyys lähimpään niistä mitataan megaparsekeina ja kaukaisiin punasiirtymän yksiköissä  z  . Vuodesta 2022 kaukaisin tunnettu galaksi on CEERS-93316 . Vain neljä galaksia voidaan nähdä taivaalla paljaalla silmällä : Andromedan galaksi (näkyy pohjoisella pallonpuoliskolla), Suuret ja Pienet Magellanin pilvet (näkyvät etelässä; ne ovat galaksimme satelliitteja) ja galaksi M33 galaksissa . tähdistö Triangulum (pohjoiselta pallonpuoliskolta, valaisemattomalta taivaalta) [5] .

Universumin havaittavassa osassa olevien galaksien kokonaismäärää ei vielä tiedetä tarkasti. Hubble -avaruusteleskoopin havaintojen perusteella uskottiin 1990-luvulla, että galakseja oli yhteensä noin 100 miljardia [6] . Vuonna 2016 tätä arviota tarkistettiin ja galaksien lukumäärä nostettiin kahteen biljoonaan [7] . Vuonna 2021 New Horizons -avaruusaluksen saamien uusien tietojen mukaan arviota galaksien lukumäärästä pienennettiin jälleen, ja nyt se on vain muutama sata miljardia [8] .

Avaruudessa galaksit ovat jakautuneet epätasaisesti: yhdeltä alueelta löytyy kokonainen joukko lähellä olevia galakseja tai et löydä yhtäkään (ns. tyhjiä tiloja ).

Galakseista yksittäisiin tähtiin asti oli mahdollista saada kuva vasta 1900-luvun alussa. 1990-luvun alkuun mennessä galaksia ei ollut enempää kuin 30, joissa yksittäisiä tähtiä voitiin nähdä, ja ne kaikki kuuluivat paikalliseen ryhmään . Hubble - avaruusteleskoopin laukaisun ja 10 metrin maanpäällisten teleskooppien käyttöönoton jälkeen ratkaistujen galaksien määrä on lisääntynyt dramaattisesti.

Galaksit ovat hyvin erilaisia: niiden joukossa on pallomaisia ​​elliptisiä galakseja , kiekkospiraaligalakseja , galakseja , joissa on pylväs (palkki) , linssimäisiä , kääpiögalakseja , epäsäännöllisiä jne . Jos puhumme numeerisista arvoista, niin esimerkiksi niiden massa vaihtelee 0,5 ⋅ 10 6 Auringon massoista kääpiögalakseissa (kuten Segue 2 ) 2,5 ⋅ 10 15 Auringon massoihin superjättigalakseissa (kuten IC 1101 ). , Linnunrata-galaksimme massa on 2⋅10 11 auringon massaa.

Galaksien halkaisija on 5-250 kiloparsekkia [9] ( 16-800 tuhatta valovuotta ), vertailun vuoksi galaksimme halkaisija on noin 30 kiloparsekkia (100 tuhatta valovuotta). Suurimman tunnetun (vuodesta 2021) galaksin IC 1101 :n halkaisija on yli 600 kiloparsekkia [10] .

Yksi galaksien rakenteen ratkaisemattomista ongelmista on pimeä aine , joka ilmenee vain gravitaatiovuorovaikutuksessa. Se voi olla jopa 90 % galaksin kokonaismassasta tai se voi olla kokonaan poissa, kuten joissakin kääpiögalakseissa [11] .

Etymologia

Sana "galaksi" ( toinen kreikkalainen γαλαξίας ) tulee galaksimme kreikkalaisesta nimestä ( κύκλος γαλαξίας tarkoittaa "maitorengasta" - kuvauksena yötaivaalla havaitusta ilmiöstä) [12] . Kun tähtitieteilijät ehdottivat, että spiraalisumuiksi pidetyt taivaankappaleet voisivat olla valtavia tähtikokoelmia, nämä kohteet tunnettiin "saariuniversumeina" tai "tähtisumuina". Mutta myöhemmin, kun kävi selväksi, että nämä esineet ovat samanlaisia ​​kuin galaksimme, molempia termejä lakattiin käyttämästä ja ne korvattiin termillä "galaksi".

Havainnot

Galaksien tärkeimmät integraaliominaisuudet [9] (ääriarvot jätetään pois):

Parametri Päämittausmenetelmä Arvoväli Linnunradan arvioitu arvo
Halkaisija D 25 Fotometria 5-50 kpc 30 kpc
Levyn säteittäinen asteikko R 0 Fotometria 1-7 kpc 3 kpc
Tähtikiekon paksuus Reunalevyjen fotometria 0,3-1 kpc 0,7 kpc
Kirkkaus Fotometria 10 7 —10 11 L ☉ 5⋅10 10L ☉ _
Paino M 25 sisällä D 25 Kaasun ja/tai tähtien nopeuksien mittaaminen Doppler-ilmiön avulla 10 7 —10 12 M ☉ 2⋅10 11 milj. ☉ _
Kaasun suhteellinen massa M kaasu /M 25 D 25 :n sisällä Neutraalien ja molekyylisten vetylinjojen intensiteettien mittaus 0,1-30 % 2 %
Galaksien ulkoalueiden pyörimisnopeus V Kaasun ja/tai tähtien nopeuksien mittaaminen Doppler-ilmiön avulla 50-300 km/s 220 km/s (Auringon läheisyydessä)
Galaksien ulkoalueiden pyörimisjakso Kaasun ja/tai tähtien nopeuksien mittaaminen Doppler-ilmiön avulla 10 8 - 10 9 vuotta 2⋅10 8 vuotta (Auringon läheisyydessä)
Keskisen mustan aukon massa Tähtien ja kaasun nopeuksien mittaus lähellä sydäntä; empiirinen riippuvuus tähtien keskusdispersiosta 3⋅10 5 —3⋅10 9 M ☉ 4⋅106 milj. ☉ _ _

Etäisyys

Havaitsijan ja galaksin välinen etäisyys fyysisenä ominaisuutena ei sisälly mihinkään galaksin kanssa tapahtuvaan prosessiin. Tarve saada tietoa etäisyydestä galaksiin syntyy, kun: tunnistetaan vähän tutkittuja tapahtumia, esimerkiksi gammapurkauksia ; tutkia maailmankaikkeutta kokonaisuutena, tutkia itse galaksien kehitystä, määrittää galaksien massoja ja kokoja jne.

Kaikki enemmän tai vähemmän mallista riippumattomat menetelmät galaksin etäisyyden määrittämiseksi voidaan jakaa kahteen tyyppiin: mittaukseen galaksin sisällä olevalla esineellä, jonka etäisyys eroaa merkityksettömän vähän itse galaksin etäisyydestä ja punasiirtymä.

Ensimmäinen menetelmä on fotometrinen menetelmä, jossa käytetään ns. standardikynttilöitä , joiden valoisuuden katsotaan tunnetuksi. Sitten etäisyys voidaan laskea seuraavalla kaavalla:

,

missä m  on näennäinen magnitudi , M  on absoluuttinen suuruus ja R  on etäisyys parsekeina. Nykyisessä vaiheessa käytetään tällaisia ​​vakiokynttilöitä [13] :

Toinen menetelmä perustuu Hubblen empiiriseen lakiin ja on enemmän riippuvainen valitusta mallista kuin edellinen.

,

jossa H 0  on Hubblen vakio . Jos otamme nyt laajalle levinneen ΛCDM-mallin (samalla Hubble-vakiolla), silloin z~10:ssä tulee olemaan merkittävä poikkeama, minkä ansiosta voimme luokitella sen suhteellisen mallista riippumattomaksi.

On myös useita voimakkaasti malliriippuvaisia ​​tapoja [13] :

Galaksien tärkeimmät havaittavat ainesosat

Galaksien tärkeimpiä havaittavissa olevia rakenneosia ovat [14] :

  1. Normaalit tähdet eri massaisia ​​ja eri ikäisiä, joista osa on ryhmissä .
  2. Kompaktit kehittyneiden tähtien jäännökset.
  3. Kylmä kaasu- ja pölyympäristö.
  4. Harvinaisin kuuma kaasu, jonka lämpötila on 10 5 - 10 6  K.

Binääritähtiä ei havaita naapurigalakseissa, mutta Auringon läheisyydestä päätellen siellä pitäisi olla melko paljon useita tähtiä. Kaasu-pölyväliaine ja tähdet koostuvat atomeista , ja niiden kokonaisuutta kutsutaan galaksin baryoniseksi aineeksi . Ei-baryoninen massa sisältää pimeän aineen ja mustien aukkojen massan [14] .

Galaksien pyörimisnopeus

Galaksin pyörimisnopeus viittaa galaksin eri komponenttien pyörimisnopeuteen sen keskustan ympärillä. Tämä nopeus on eri prosessien aikana saatu kokonaisnopeus. Galaksin pyörimisnopeus tulisi erottaa ympyränopeudesta V c , joka johtuu vain gravitaatiovoimasta ja on määritelmän mukaan yhtä suuri kuin vetovoiman vaikutuksesta ympyrässä liikkuvan kappaleen tarvittava nopeus. keskustaan. Pyörimisnopeuden määrää yleensä myös tähtienvälisen kaasun radiaalinen painegradientti P.

Tässä Φ  on gravitaatiopotentiaali ja ρ g  on kaasun tiheys.

Galaksin eri komponenttien pyörimisnopeus arvioidaan eri tavalla. Kaasulle päästölinjojen Doppler-siirtymän mukaan. Tähdille tähtien absorptioviivojen Doppler-siirtymällä. Kaavio pyörimisnopeuden saamiseksi on seuraava.

Havainnoista suoraan saatu nopeus on galaksin kokonaisnopeuden ja sisäisen liikkeen nopeuden summa. Yleensä galaksin nopeus kokonaisuutena (V 0 ) tunnistetaan keskialueen nopeudella. Kaukaisilla galakseilla tämä nopeus johtuu universumin Hubblen laajenemisesta, oma nopeus on mitätön.

Nopeus, joka saadaan, kun otetaan huomioon galaksin liikkeen nopeus kokonaisuutena, on nopeus näköviivaa pitkin (V r ), ja galaksin pyörimisnopeuden laskemiseksi tietyllä etäisyydellä se on tarpeen ottaa huomioon projektiovaikutukset. Tätä varten on tiedettävä galaksin akselin kaltevuuskulma näköviivaan i nähden sekä kulma φ galaksin pääakselin ja galaksin keskustan ja galaksin keskustan läpi kulkevan suoran välillä. havaittu kohta. Näin ollen Vr :stä V φ :een siirtymiseksi on tiedettävä viisi parametria: galaksin nopeus V 0 , kulmat i ja φ , galaksin keskustan kaksi koordinaattia (suhteessa mihin tahansa kuvan pisteeseen).

Jos galaksi näyttää aksisymmetriseltä, niin ongelma yksinkertaistuu, koska orientaatiokulmat ja keskustan sijainti voidaan laskea levyn kirkkausjakaumasta. Ja jos spektrografin rako sijoitetaan sen pääakselia pitkin, voimme saada:

,

missä l  on etäisyys galaksin keskustasta aukkoa pitkin. Täydellisimmän tiedon liikkeestä galaksissa antaa kuitenkin nopeuskentän analyysi - sarja säteittäisten nopeuksien mittauksia useille galaksin levyn pisteille. Kaksiulotteista spektroskopiaa käytetään nopeuskentän saamiseksi . Yleensä käytetään joko monikanavaista vastaanotinta tai Fabry-Perot-interferometriä . Kaasun radiohavainnot HI-linjoissa mahdollistavat myös kaksiulotteisen kuvan saamiseksi nopeuksien jakautumisesta galaksissa [15] .

Maaliskuussa 2018 Kansainvälisen radioastronomian tutkimuskeskuksen (ICRAR) tähtitieteilijät havaitsivat, että kaikki galaksit, koostaan ​​tai tyypistä riippumatta, pyörivät samalla nopeudella ja suorittavat yhden kierroksen akselinsa ympäri miljardissa maavuodessa [16] [17 ]. ] .

Massa ja koko

Galakseilla ei ole selkeitä rajoja. On mahdotonta sanoa tarkalleen missä galaksi päättyy ja galaksien välinen avaruus alkaa . Esimerkiksi, jos galaksilla on sama koko optisella alueella, tähtienvälisen kaasun radiohavaintojen perusteella määritetty galaksin säde voi osoittautua kymmeniä kertoja suuremmiksi. Galaksin mitattu massa riippuu myös koosta. Yleensä galaksin koolla tarkoitetaan B-suodattimen 25. magnitudin isofootin fotometristä kokoa neliökaarisekuntia kohden . Tämän koon vakionimitys on D 25 [18] .

Kiekkogalaksien massa arvioidaan tietyn mallin pyörimiskäyrästä . Optimaalisen galaksimallin valinta perustuu sekä kiertokäyrän muotoon että yleisiin käsityksiin galaksin rakenteesta. Elliptisten galaksien massan karkeita arvioita varten on tarpeen tietää tähtien nopeuksien hajonta riippuen etäisyydestä keskustasta ja säteittäinen tiheysjakauma [19] .

Kylmän kaasun massa galaksissa määräytyy suoran H I intensiteetin mukaan. Jos galaksista tai jostain sen osasta tulevan säteilyvuon rekisteröity tiheys on yhtä suuri kuin F ν , niin vastaava massa on yhtä suuri:

,

missä D  on etäisyys megaparsekeina, vuo ilmaistaan ​​jansina .

Molekyylikaasun massan arvioiminen on erittäin vaikeaa, koska yleisimmän H2-molekyylin spektrissä ei ole kylmään kaasuun viritettyjä viivoja. Siksi lähtötiedot ovat CO -molekyylin ( ICO ) spektriviivojen intensiteetit . CO:n päästöintensiteetin ja sen massan suhteellisuuskerroin riippuu kaasun metallisuudesta . Mutta suurin epävarmuus liittyy pilven alhaiseen läpinäkyvyyteen, koska sen vuoksi suurin osa sisäalueiden lähettämästä valosta absorboituu itse pilveen, joten tarkkailija saa valoa vain pilvien pinnalta [ 20] .

Galaksin spektri

Galaksien spektri koostuu kaikkien sen muodostavien kappaleiden säteilystä. Keskimääräisen galaksin spektrillä on kaksi paikallista maksimia. Säteilyn päälähde ovat tähdet, joista useimpien suurin säteilyintensiteetti on optisella alueella (ensimmäinen maksimi). Galaksissa on yleensä paljon pölyä, joka absorboi säteilyä optisella alueella ja säteilee sitä uudelleen infrapunassa . Tästä syystä toinen maksimi on infrapuna-alueella. Jos optisen alueen valoisuus otetaan yksikkönä, niin lähteiden ja säteilytyyppien välillä havaitaan seuraava suhde [21] :

Alue Suhteellinen kirkkaus Tärkeimmät säteilyn lähteet
Gamma 10-4 _ Joidenkin galaksien aktiiviset ytimet ; lähteet, jotka tuottavat yksittäisiä lyhyitä säteilypurskeita (neutronitähdet, mustat aukot)
röntgenkuvaus 10 -3 -10 -4 Läheisten binäärijärjestelmien koontilevyt ; kuuma kaasu; aktiiviset ytimet
Optiikka yksi Tähdet eri lämpötiloissa; tähtien ympärillä olevat pölylevyt lähi-IR-alueella; kaasun säteilysäteily H II -alueilla UV:stä IR:hen.
kaukana IR 0,5-2 Tähtienvälinen pöly, jota tähtien valo lämmittää; joissakin galakseissa aktiivisia ytimiä ja pölyä ympyräydinlevyissä, joita tähtien muodostuminen peittää
Radio 10 -2 -10 -4 Relativististen elektronien synkrotronisäteily galaktiselta levyltä tai aktiivisesta galaktisesta ytimestä; supernovajäännökset, H II -alueiden lämpösäteily , HI-säteilyn radiolinjat ja erilaiset tähtienvälisen kaasun molekyylit

The dark halo problem

Jos galaksien koko massa on suljettu tähtiin, niin massa-luminositeettisuhteen tiedossa ja olettaen, että se ei juurikaan muutu säteen mukaan, galaksin aineen tiheys voidaan arvioida tähtipopulaation kirkkauden perusteella. Lähempänä reunaansa galaksi himmenee, mikä tarkoittaa, että tähtien keskimääräinen tiheys laskee ja sen mukana myös tähtien pyörimisnopeus. Havaitut galaksien kiertokäyrät osoittavat kuitenkin radikaalisti erilaista kuvaa: jostain pisteestä alkaen tähtien pyörimisnopeudet ovat poikkeuksellisen korkeat massa-luminositeettiriippuvuudesta saadulle tiheydelle.

Tähtien suuri nopeus levyn reunan lähellä voidaan selittää olettamalla, että suurilla etäisyyksillä galaksin keskustasta päärooli on massa, joka ilmenee yksinomaan gravitaatiovuorovaikutuksena . Voidaan itsenäisesti päätellä piilomassan olemassaolosta , jos kokonaismassa arvioidaan tähtikiekon stabiilisuuden tilan perusteella. Massiivisten galaksien satelliittien nopeuksien mittaukset viittaavat siihen, että tumman halon koko on useita kertoja suurempi kuin galaksin optinen halkaisija.

Massiivisia tummia haloja on havaittu kaikentyyppisistä galakseista, mutta eri suhteissa valoaineeseen nähden [22] .

Morfologia

Ydin  on erittäin pieni alue galaksin keskustassa. Galaksien ytimistä puhuttaessa puhutaan useimmiten aktiivisista galaktisista ytimistä , joissa prosesseja ei voida selittää niihin keskittyneiden tähtien ominaisuuksilla.

Levy  on suhteellisen ohut kerros, johon suurin osa galaksin kohteista on keskittynyt. Se on jaettu kaasu- ja pölylevyyn ja tähtilevyyn.

Naparengas  on harvinainen komponentti. Klassisessa tapauksessa naparengasgalaksissa on kaksi levyä, jotka pyörivät kohtisuorassa tasossa. Klassisessa tapauksessa näiden levyjen keskipisteet ovat samat. Syy naparenkaiden muodostumiseen ei ole täysin selvä [23] .

Pallomainen komponentti  on tähtien pallojakauma.

Pullo on pallomaisen komponentin kirkkain  sisäosa . 

Halo  on ulompi pallomainen komponentti; pullistuman ja halon välinen raja on epäselvä ja melko mielivaltainen.

Kierrehaara (spiraalivarsi)  on tähtienvälisen kaasun ja enimmäkseen nuorten tähtien tiivistys spiraalin muodossa. Todennäköisesti ne ovat eri syistä johtuvia tiheysaaltoja, mutta kysymystä niiden alkuperästä ei ole vielä lopullisesti ratkaistu.

Tanko (hyppääjä)  - näyttää tiheältä pitkänomaiselta muodostelmalta, joka koostuu tähdistä ja tähtienvälisestä kaasusta. Laskelmien mukaan tärkein tähtienvälisen kaasun toimittaja galaksin keskustaan. Kuitenkin lähes kaikki teoreettiset rakenteet perustuvat siihen, että levyn paksuus on paljon pienempi kuin sen mitat, toisin sanoen levy on litteä ja lähes kaikki mallit ovat yksinkertaistettuja kaksiulotteisia malleja, laskelmia on hyvin vähän. kolmiulotteiset levymallit. Ja tunnetussa kirjallisuudessa on vain yksi kolmiulotteinen laskenta galaksista, jossa on tanko ja kaasu [24] . Tämän laskelman kirjoittajan mukaan kaasu ei pääse galaksin keskustaan, vaan kulkee melko pitkälle.

Tärkeimmät komponentit ovat kaasu- ja pölylevy, tähtikiekko ja pallomainen komponentti. Galakseja on neljä päätyyppiä [25] :

  1. Elliptiset galaksit ( E ) ovat galakseja, joissa ei ole levykomponenttia tai niissä on pieni kontrasti. Kaikki muut galaksit ovat kiekkogalakseja.
  2. Spiraaligalaksit ( S ) ovat galakseja, joissa on spiraalivarsi. Joskus oksat voivat rappeutua renkaiksi.
  3. Linssimäiset galaksit ( S0 ) ovat galakseja, jotka eivät eroa rakenteeltaan spiraaligalakseista, lukuun ottamatta selkeän spiraalikuvion puuttumista. Tämä selittyy tähtienvälisen kaasun alhaisella pitoisuudella ja siten alhaisella tähtien muodostumisnopeudella.
  4. Epäsäännölliset galaksit ( Irr ) - niille on ominaista epäsäännöllinen repaleinen rakenne. Yleensä ne sisältävät paljon tähtienvälistä kaasua, jopa 50% galaksin massasta.
Taulukko päätyyppisten galaksien ominaisuuksista
E S0 S Irr
pallomainen komponentti koko galaksi On On Erittäin heikko
tähtien levy Ei tai heikko On Pääkomponentti Pääkomponentti
Kaasu- ja pölylevy Ei Ei yhtään tai hyvin vähän On On
spiraalisia oksia Ei yhtään tai vain lähellä ydintä Ei mitään tai lievä On Ei
Aktiiviset ytimet Tavata Tavata Tavata Ei
Prosenttiosuus galaksien kokonaismäärästä kaksikymmentä % kaksikymmentä % 55 % 5 %

Monissa tapauksissa hieman yksityiskohtaisempi galaksien Hubble-luokitus alalajittain osoittautuu erittäin käteväksi. Hubble-divisioona (tai Hubblen äänihaarukka), joka kattaa kaikki galaksit, perustuu niiden visuaalisesti havaittuun rakenteeseen. Ja jos se kuvaa elliptisiä muotoja melko tarkasti, niin sama spiraaligalaksi voidaan luokitella eri tavoin.

Vuonna 2003 Michael Drinkwater Queenslandin yliopistosta löysi uudentyyppisen galaksin, joka on luokiteltu erittäin kompaktiksi kääpiögalaksiksi [26] .

Laajamittainen galaksiyhdistykset

Galaksikuvat osoittavat, että todella yksinäisiä galakseja (ns. kenttägalaksia) on vähän. Noin 95 % galakseista muodostaa galaksiryhmiä [27] . Niissä, kuten tavallisissa galakseissa, oletetaan olevan pimeää ainetta, joka muodostaa suurimman osan ryhmän massasta, 10–30 % on galaksien välistä kaasua ja noin 1 % on itse tähtien massaa [28] .

Universumin pienin ja laajimmalle levinnyt joukko, johon kuuluu useita kymmeniä galakseja, on ryhmä galakseja . Usein niitä hallitsee yksi massiivinen elliptinen tai spiraaligalaksi, joka vuorovesivoimien vaikutuksesta lopulta tuhoaa satelliittigalakseja ja lisää niiden massaa absorboimalla niitä . Tällaisissa klusteissa universumin Hubblen laajenemisen aiheuttamat galaksien taantuman nopeudet toisistaan ​​ovat heikkoja ja satunnaiset omituiset nopeudet hallitsevat. Näiden satunnaisnopeuksien ja viriaalilauseen analysoinnin perusteella voidaan saada tällaisten ryhmien massa [29] . Galaksimme on yksi Paikallisen ryhmän galakseista ja hallitsee sitä yhdessä Andromedan kanssa. Paikallisessa ryhmässä sijaitsee yli 40 galaksia, joiden halkaisija on noin 1 megaparsek. Paikallinen ryhmä itsessään on osa Neitsyt-superjoukkoa , jossa pääroolissa on Neitsyt-joukko , johon galaksimme ei sisälly [30] .

Galaksijoukko on useiden satojen galaksien liitto, joka voi sisältää sekä yksittäisiä galakseja että galaksiryhmiä. Yleensä tällä mittakaavalla tarkasteltuna voidaan erottaa useita erittäin kirkkaita supermassiivisia elliptisiä galakseja [31] . Tällaisten galaksien pitäisi vaikuttaa suoraan muodostumisprosessiin ja klusterin rakenteen muodostumiseen.

Superklusteri  on suurin galaksiyhdistys, johon kuuluu tuhansia galakseja [32] . Tällaisten klustereiden muoto voi vaihdella Markarian-ketjun kaltaisesta ketjusta Sloanen suuren muurin kaltaisiin seiniin . Suuressa mittakaavassa maailmankaikkeus näyttää olevan isotrooppinen ja homogeeninen [33] .

Superklusterien mittakaavassa galaksit riviintyvät filamenteiksi , jotka ympäröivät valtavia harvinaisia ​​onteloita ( tyhjiöt ) ja muodostavat litteitä klustereita (seiniä).

Prosessit

Törmäys

Jos galaksien välisen etäisyyden keskiarvo on korkeintaan suuruusluokkaa suurempi kuin niiden halkaisija , galaksien vuorovesivaikutukset tulevat merkittäviksi. Jokainen galaksin komponentti reagoi näihin vaikutuksiin eri tavalla eri olosuhteissa. Jos etäisyys on suhteellisen suuri, mutta kahden galaksin lentoaika suhteessa toisiinsa on myös suuri, niin massiivisempi galaksi voi vetää naapurigalaksia ympäröivää galaksien välistä kuumaa kaasua ja siten riistää siltä lähteen, joka täydentää sisäisiä varantoja. tähtienmuodostuksen aikana kulutetusta tähtienvälisestä kaasusta [34] .

Jos etäisyyttä pienennetään edelleen, on mahdollista, että massiivisempi komponentti yhdessä galaktisten kaasujen kanssa vetää myös galaksin tumman halon itseensä jättäen sen käytännössä ilman pimeää ainetta . Erityisen usein tämä tapahtuu, kun galaksien massoissa on suuri ero. Lisäksi, jos etäisyys on pieni, kuten myös vuorovaikutusaika, galakseihin ilmaantuu kaasutiheysaaltoja, jotka voivat aiheuttaa massiivisen tähtien muodostumisen ja spiraalihaarojen ilmaantumisen [34] .

Vuorovaikutuksen rajoittava tapaus on galaksien sulautuminen . Nykyaikaisten käsitysten mukaan galaksien tummat halot sulautuvat ensin. Sitten galaksit alkavat lähestyä toisiaan kierteessä . Ja vasta sitten tähtien komponentit alkavat sulautua, mikä aiheuttaa tiheysaaltoja ja tähtienmuodostuksen purkauksia ympäröivään kaasuun.

Hubble Orbital Telescope vuonna 2006 kuvasi vuorovaikutuksessa olevia galakseja, joista kaksi repii kolmatta erilleen ja vaikuttavat siihen painovoimallaan ( Eteläkalojen tähdistössä , joka on poistettu maasta 100 miljoonan valovuoden etäisyydellä ) [35] .

Galaksien törmäykset ovat hyvin yleinen ilmiö universumissa. 21 902 galaksin analyysin tuloksena (vuoden 2009 alun raportti [36] ) havaittiin, että melkein kaikki ne tapasivat aiemmin muiden galaksien kanssa. Se vahvistaa myös oletuksen, että noin 2 miljardia vuotta sitten tapahtui Linnunrata törmäys toiseen galaksiin [37] .

Prosessit aktiivisissa ytimissä

Galaktisilla ytimillä on merkkejä aktiivisuudesta, jos [38] :

  1. kohteen sähkömagneettisen säteilyn spektri on paljon laajempi kuin tavallisten galaksien spektri, joskus ulottuen radiosta kovaan gammasäteilyyn ;
  2. "vaihtelevuus" havaitaan - muutos säteilylähteen "tehossa" havaintopisteessä (yleensä tämä tapahtuu 10 minuutin jakson aikana röntgenalueella 10 vuoteen optisella ja radioalueella );
  3. säteilyspektrissä on piirteitä, joiden avulla voidaan arvioida kuuman kaasun liikettä suurilla nopeuksilla;
  4. on näkyviä morfologisia piirteitä, mukaan lukien poikkeamat ja "kuumat pisteet";
  5. säteilyspektrissä ja sen polarisaatiossa on piirteitä, joiden avulla voidaan viitata muun muassa magneettikentän olemassaoloon.

Galaksit, joissa on aktiivinen ydin, on jaettu Seyfert-galakseihin , kvasaareihin , lakertideihin ja radiogalakseihin .

Nykyaikaisten käsitysten mukaan galaktisten ytimien aktiivisuus selittyy niiden ytimissä olevilla supermassiivisilla mustilla aukoilla [39] , joihin galaktista kaasua kerääntyy . Ja aktiivisten ytimien galaksityyppien ero selittyy galaksitason kaltevuuskulman erolla havaitsijaan nähden [40] .

Kaasun ja tähtien liike

Koska tähdet sijaitsevat kaukana toisistaan ​​ja niiden törmäystodennäköisyys on pieni, tähdet ovat sekä galakseissa että tähtijoukkoissa törmäystöntä väliainetta. Tämä on helppo näyttää [41] . Kutsumme kahden tähden törmäystä tapaukseen, jossa kaksi tähteä lähestyessään painovoiman vaikutuksesta vaihtavat liikkeen suuntaa säilyttäen samalla kokonaisenergiansa. Harkitse sitten tätä lähestymistapaa suhteessa tähtien massakeskukseen. Laskelmien yksinkertaistamiseksi oletetaan, että tähtien massat ovat yhtä suuret ja niiden nopeudet myös lähestymisen alussa (muodollisesti äärettömän suurella etäisyydellä). Ensiarviolle tämä on täysin hyväksyttävä arvio. Kirjataan ylös mekaanisen energian säilymislaki :

,

missä V  on tähtien nykyinen nopeus (nopeuksien on oltava samat symmetrianäkökohtien vuoksi ), r  on tähtien välinen etäisyys, V 0  on nopeus äärettömässä ennen vuorovaikutusta ja G  on gravitaatiovakio . Oletetaan, että tähdet ovat kokeneet törmäyksen, jos niiden lähestymishetkellä liike-energia on kaksinkertaistunut. Sitten korvaamalla vaikutusparametrin d arvon yllä kirjoitettuun yhtälöön, saamme:

.

Sitten kappaleiden törmäyksen poikkileikkauksen halkaisija ja vastaavasti vuorovaikutuksen poikkileikkauksen pinta-ala ovat yhtä suuria:

, .

Arvioidaan Auringon läheisyydessä olevien tähtien ominaistörmäysaika (n = 3⋅10 −56 cm −3 , ja suhteellinen nopeus on 20 km/s). Saamme:

.

Tuloksena oleva aika on kolme suuruusluokkaa pidempi kuin maailmankaikkeuden elinikä. Ja edes tähtiklustereissa, joissa tähtien pitoisuus on kolme suuruusluokkaa suurempi, tilanne ei ole paranemassa. Huomaa, että tarkempi laskelma olisi voitu tehdä ottamalla huomioon liikemäärän säilymislaki jne., mutta tulokset olisivat olleet samanlaisia ​​[41] . Väliaineen ei-törmäysluonteesta syntyy johtopäätös järjestelmän epätasapainosta ja tähtien satunnaisnopeuksien jakautumisesta ei- maxwellilaisella tavalla . Sen muodostumisajan on oltava paljon pidempi kuin tähden keskimääräinen vapaa polku. Todellisuudessa kaikki osoittautui kuitenkin paljon monimutkaisemmaksi.

Mittaukset osoittivat, että tähdet, nuorimpia lukuun ottamatta, ovat osittain "rento" systeemi: tähtien satunnaisnopeuksien jakauma on Maxwellin, mutta eri akselien dispersioilla. Lisäksi samassa tilavuudessa tapahtuu systemaattista, vaikkakin hidastuvaa, vanhojen tähtien satunnaisten nopeuksien kasvua. Siten voidaan väittää, että tähtikiekko lämpenee ajan myötä [42] .

Tätä ongelmaa ei ole lopullisesti ratkaistu, ilmeisesti törmäyksillä on edelleen ratkaiseva rooli, mutta ei tähtien, vaan massiivisten kaasupilvien kanssa [43] .

Gravitaatiolinssin ilmiö

Ohittaessa massiivinen kappale, valonsäde taittuu . Siten massiivinen kappale pystyy keräämään yhdensuuntaisen valonsäteen jossain kohdissa muodostaen kuvan. Lisäksi lähteen kirkkaus kasvaa sen kulmakoon muutoksen vuoksi [44] .

Vuonna 1937 Fritz Zwicky ennusti galaksien gravitaatiolinssien mahdollisuuden. Ja vaikka tästä ilmiöstä ei ole vielä rakennettu yleisesti hyväksyttyä mallia galakseille, tämä vaikutus on jo tulossa tärkeäksi havaintoastronomian näkökulmasta. Sitä käytetään:

Tällä hetkellä NASA/IPAC Extragalactic Object Database (NED) [46] sisältää yli 700 linssillä varustettua galaksia ja kvasaria.

Etäisyyden määritys gravitaatiolinsseillä

Kuten edellä mainittiin, gravitaatiolinssi rakentaa useita kuvia kerralla, kuvien välinen viive ensimmäisessä approksimaatiossa on , missä d  on kuvien välinen etäisyys ja c  on valon nopeus.

Kun tiedät kuvien välisen kulmaetäisyyden ja soveltamalla geometrian lakeja, voit laskea etäisyyden linssiin. Tämän menetelmän miinus on kuitenkin se, että linssin gravitaatiopotentiaalia ja sen rakennetta ei tunneta etukäteen. Siihen liittyvä virhe voi olla merkittävä tarkkojen mittausten kannalta [47] .

Etsi pimeää ainetta galaksiklustereista

Tarkkaillessaan galaksien nopeuksien hajaantumista klusteissa, F. Zwicky yhdessä S. Smithin kanssa havaitsi, että viriaalilauseesta saatu massa on paljon suurempi kuin galaksien kokonaismassa [48] . On ehdotettu, että galaksiklustereissa, kuten myös itse galaksissa, on jonkinlainen piilomassa, joka ilmenee vain painovoimalla.

Tämä voidaan kumota tai vahvistaa tuntemalla gravitaatiopotentiaali kussakin pisteessä ja Newtonin universaalin gravitaatiolain perusteella . Gravitaatiopotentiaali voidaan löytää tarkastelemalla gravitaatiolinssien vaikutusta. Saatujen tietojen perusteella tutkijat tekivät kaksi johtopäätöstä. Toisaalta pimeän aineen läsnäolo vahvistettiin. Toisaalta havaittiin kaasun ja pimeän aineen epätavallinen käyttäytyminen. Aikaisemmin uskottiin, että pimeän aineen pitäisi kaikissa prosesseissa vetää kaasua mukanaan (tämä oletus muodosti galaksien hierarkkisen evoluutioteorian perustan). Kuitenkin MACS J0025.4-1222 :ssa , joka on kahden massiivisen galaksijoukon törmäys, kaasun ja pimeän aineen käyttäytyminen on täysin päinvastainen [49] .

Etsi kaukaisia ​​galakseja

Kaukaisten galaksien etsiminen liittyy seuraaviin ongelmiin:

  1. vastaanottimien herkkyys infrapuna-alueella on paljon huonompi, missä kosmologisen punasiirtymän vuoksi kaikki näkyvä säteily liikkuu L α (Lyman-alfa) -viivalle ja Lyman-hypylle asti;
  2. kaukaisten galaksien emissio heikkenee sekä kosmologisten vaikutusten takia että sen vuoksi, että nuoret galaksit ovat nykyaikaisten käsitteiden mukaan paljon pienempiä kuin Linnunrata punasiirtymän z suurilla yksiköillä (ja siten niiden aikaisemmissa elämänvaiheissa). ) ja ovat samanlaisia ​​kuin Magellanic Clouds .

Gravitaatiolinssien aiheuttama valonsäteen moninkertainen vahvistus auttaa ratkaisemaan molemmat ongelmat mahdollistaen galaksien havainnoinnin z > 7:ssä. Näiden teoreettisten ajatusten perusteella ryhmä tähtitieteilijöitä teki havaintoja, joiden tuloksena saatiin lista ehdokasobjekteista ultralle. -kaukaiset galaksit [50] .

Kaukaisia ​​galakseja tarkkaillaan käyttämällä Hubble- ja Spitzer -teleskooppeja [51] .

Tähtien muodostuminen

Tähtien muodostuminen on laajamittainen prosessi galaksissa, jossa tähtiä alkaa muodostua massaksi tähtienvälisestä kaasusta [52] . Kierrevarret, galaksin yleinen rakenne, tähtipopulaatio, tähtienvälisen väliaineen valoisuus ja kemiallinen koostumus  ovat tämän prosessin tuloksia. Tähtien muodostumisen peittämän alueen koko ei pääsääntöisesti ylitä 100 kpl. On kuitenkin olemassa komplekseja, joissa on tähtien muodostuspurske , joita kutsutaan superassosiaatioiksi ja jotka ovat kooltaan verrattavissa epäsäännölliseen galaksiin.

Meidän ja useissa lähigalakseissa prosessin suora havainnointi on mahdollista. Tässä tapauksessa merkit jatkuvasta tähtien muodostumisesta ovat [53] :

  1. spektriluokkien OBA tähtien ja niihin liittyvien objektien läsnäolo (HII-alueet, uusien ja supernovien purkaukset);
  2. infrapunasäteily, sekä kuumennetusta pölystä että itse nuorista tähdistä;
  3. radiosäteily kaasu- ja pölylevyistä muodostuvien ja vastasyntyneiden tähtien ympärillä;
  4. Molekyyliviivojen Doppler-halkaisu pyörivässä kiekossa tähtien ympärillä;
  5. Näiltä levyiltä (niiden napoilta) noin nopeudella noin 100 km/s pakenevien ohuiden nopeiden suihkujen (suihkujen) molekyyliviivojen Doppler-halkaisu;
  6. assosiaatioiden, klustereiden ja tähtikompleksien läsnäolo massiivisten tähtien kanssa (massiiviset tähdet syntyvät melkein aina suurissa ryhmissä);
  7. pallosten läsnäolo.

Etäisyyden kasvaessa myös kohteen näennäinen kulmakoko pienenee, eikä yksittäisiä esineitä ole mahdollista nähdä tietystä hetkestä alkaen galaksin sisällä. Sitten kriteerit tähtien muodostumiselle kaukaisissa galakseissa ovat [52] :

  1. suuri kirkkaus emissiolinjoissa, erityisesti H a :ssa ;
  2. lisääntynyt teho spektrin ultravioletti- ja sinisissä osissa, joista massiivisten tähtien säteily on suoraan vastuussa;
  3. lisääntynyt säteily aallonpituuksilla lähellä 8 µm (IR-alue);
  4. lisääntynyt lämpö- ja synkrotronisäteilyn teho radioalueella;
  5. Kuumaan kaasuun liittyvä lisääntynyt röntgenteho.

Yleisesti ottaen tähtien muodostumisprosessi voidaan jakaa useisiin vaiheisiin: suurten kaasukompleksien muodostuminen (massa 10 7 M ☉ ), gravitaatioon sitoutuneiden molekyylipilvien ilmaantuminen niihin, niiden tiheimpien osien painovoimapuristuminen ennen tähtien muodostuminen, kaasun kuumeneminen nuorten tähtien säteilyn vaikutuksesta sekä uusien ja supernovien purkaukset, pakokaasut.

Useimmiten tähtienmuodostusalueita löytyy [53] :

  • suurten galaksien ytimissä,
  • spiraalivarsien päissä,
  • epäsäännöllisten galaksien reunalla,
  • kääpiögalaksin kirkkaimmassa osassa.

Tähtien muodostuminen on itsesäätyvä prosessi: massiivisten tähtien muodostumisen ja niiden lyhyen elinkaaren jälkeen tapahtuu sarja voimakkaita soihdutuksia, jotka tiivistävät ja lämmittävät kaasua. Toisaalta tiivistyminen kiihdyttää suhteellisen tiheiden pilvien puristamista kompleksin sisällä, mutta toisaalta kuumennettu kaasu alkaa poistua tähtienmuodostusalueelta, ja mitä enemmän sitä kuumennetaan, sitä nopeammin se poistuu.

Evoluutioprosessit

Galaksin evoluutio on muutos sen kokonaisominaisuuksissa ajan myötä: spektri, väri , kemiallinen koostumus, nopeuskenttä. Galaksin elämää ei ole helppo kuvata: galaksin evoluutioon ei vaikuta pelkästään sen yksittäisten osien kehitys, vaan myös sen ulkoinen ympäristö. Lyhyesti, galaksin evoluutioon vaikuttavat prosessit voidaan esittää seuraavalla kaaviolla [54] :

Keskellä ovat prosessit, jotka liittyvät galaksin yksittäisiin esineisiin. Prosessit, joiden mittakaava on verrattavissa galaksin mittakaavaan, jaetaan toisaalta ulkoisiin ja sisäisiin sekä nopeisiin (joiden ominaisaika on verrattavissa vapaan pakkauksen aikaan) ja hitaisiin (liittyy useammin). tähtien kiertäessä galaksin keskustaa), toisaalta.

Pieni galaksien fuusio eroaa suuresta siinä, että samanmassaiset galaksit osallistuvat suureen galaksiin ja pienessä galaksi ylittää huomattavasti toisen.

Vielä ei ole olemassa yhtenäistä teoriaa siitä, kuinka kaikki nämä prosessit ovat yhdenmukaisia ​​keskenään, mutta tulevan galaksien muodostumisen ja kehityksen teorian pitäisi selittää seuraavat havainnot:

  • Pimeän keskiajan lopussa aine oli erittäin homogeenista. Reliktitaustan lämpötilan vaihtelut avaruuden eri osissa eivät ylitä 0,01 %.
  • Ensisijaisia ​​alkuainesynteesin tuottamia alkuaineita olivat vety , deuterium , helium , litium ja jonkin verran berylliumia .
  • Primääristen tähtien muodostumisprosessi päättyi z~7:een ja mahdollisesti z~10:een. Tämän osoittaa selvästi viiva L α kaukaisimman galaksin spektrissä [50] .
  • Supermassiivisten elliptisten galaksien määrä tilavuusyksikköä kohti ei ole juurikaan muuttunut viimeisen 8 miljardin vuoden aikana [55] .
  • Elliptisten ja spiraaligalaksien rakenteet ovat dynaamisesti hyvin erilaisia.

Linnunrata

Linnunrata-galaksimme, jota kutsutaan myös yksinkertaisesti galaksiksi , on suuri kierregalaksi, jonka halkaisija on noin 30 kiloparsekkia (tai 100 000 valovuotta) ja paksuus 1 000 valovuotta (jopa 3 000 pullistuma -alueella ) [56] . Aurinko ja aurinkokunta ovat galaktisen kiekon sisällä, joka on täynnä valoa imevää pölyä. Siksi taivaalla näemme nauhan tähtiä, mutta repaleisia, jotka muistuttavat maitohyytymiä. Valon absorptiosta johtuen Linnunrata galaksina ei ole täysin tutkittu: pyörimiskäyrää ei ole rakennettu, morfologista tyyppiä ei ole täysin selvitetty, spiraalien lukumäärää ei tunneta jne. Galaksi sisältää noin 3 ⋅10 11 tähteä [57] , ja sen kokonaismassa on noin 3⋅10 12 auringon massaa.

Tärkeä rooli Linnunradan tutkimuksessa on tähtijoukkojen tutkimukset - suhteellisen pienet gravitaatioon sitoutuneet esineet, jotka sisältävät satoja tai satoja tuhansia tähtiä. Niiden gravitaatiosidos johtuu luultavasti alkuperän yhtenäisyydestä. Siksi tähtien evoluutioteorian perusteella ja joukon tähtien sijainnin tiedossa Hertzsprung-Russell-kaaviossa on mahdollista laskea joukon ikä. Klusterit jaetaan avoimiin ja pallomaisiin .

  • Pallomainen  - vanhat tähtijoukot, joilla on pallomainen muoto ja keskittyvät kohti galaksin keskustaa. Yksittäiset pallomaiset klusterit voivat olla yli 12 miljardia vuotta vanhoja.
  • Avoimet  - suhteellisen nuoret klusterit, joiden ikä on jopa 2 miljardia vuotta, joissakin on edelleen tähtienmuodostusprosesseja. Avoimien klustereiden kirkkaimmat tähdet ovat spektriluokkien B tai A nuoria tähtiä, kun taas nuorimmissa klusteissa on edelleen sinisiä superjättiläisiä (luokka O).

Pienen (kosmologiseen mittakaavaan verrattuna) kokonsa vuoksi tähtijoukkoja voidaan havaita suoraan vain galaksissa ja sen lähinaapureissa.

Toinen objektityyppi, jota voidaan havaita vain Auringon läheisyydessä, ovat kaksoitähdet. Binääritähtien merkitys galaksissa tapahtuvien erilaisten prosessien tutkimuksessa selittyy sillä, että niiden ansiosta on mahdollista määrittää tähden massa, juuri niissä voidaan tutkia akretoitumisprosesseja. Nova- ja tyypin Ia supernovat ovat myös seurausta tähtien vuorovaikutuksesta läheisissä binäärijärjestelmissä.

Galaksien tutkimuksen historia

Vuonna 1610 Galileo Galilei havaitsi kaukoputkella , että Linnunrata koostuu valtavasta määrästä himmeitä tähtiä. Thomas Wrightin työhön perustuvassa vuonna 1755 julkaistussa tutkielmassa Immanuel Kant teoriassa, että galaksi voisi olla pyörivä kappale, joka koostuu valtavasta määrästä tähtiä, joita pitävät yhdessä samanlaiset gravitaatiovoimat kuin aurinkokunnassa, mutta suuremmassa mittakaavassa. Havaintopisteestä galaksin sisällä (erityisesti aurinkokunnassamme) tuloksena oleva kiekko näkyy yötaivaalla kirkkaana nauhana. Kant ehdotti myös, että jotkin yötaivaalla näkyvistä sumuista voivat olla erillisiä galakseja.

1700-luvun loppuun mennessä Charles Messier oli koonnut luettelon , joka sisälsi 109 kirkasta sumua. Luettelon julkaisusta vuoteen 1924 asti keskustelu näiden sumujen luonteesta jatkui.

William Herschel ehdotti, että sumut voisivat olla kaukaisia ​​tähtijärjestelmiä, jotka ovat samanlaisia ​​kuin Linnunradassa. Vuonna 1785 hän yritti määrittää Linnunradan muodon ja koon sekä Auringon sijainnin siinä "kauhalla" - laskemalla tähdet eri suuntiin. Vuonna 1795 tarkkaillessaan planetaarista sumua NGC 1514 hän näki selvästi sen keskellä yhden tähden, jota ympäröi sumuinen aine. Aitojen sumujen olemassaolo oli siten kiistaton, eikä tarvinnut ajatella, että kaikki sumuiset läiskät olisivat kaukaisia ​​tähtijärjestelmiä [58] .

1800-luvulla sumujen, joita ei voitu erottaa tähdiksi, uskottiin muodostavan planeettajärjestelmiä. Ja NGC 1514 oli esimerkki evoluution myöhäisestä vaiheesta, jossa keskustähti oli jo tiivistynyt primäärisumusta [58] .

1800-luvun puoliväliin mennessä John Herschel , William Herschelin poika, oli löytänyt vielä 5 000 sumuista esinettä. Niiden pohjalta rakennetusta jakaumasta on tullut tärkein argumentti sitä olettamusta vastaan, että ne ovat kaukaisia ​​"saariuniversumeita", kuten meidän Linnunratajärjestelmämme. Havaittiin, että on olemassa "välttelyalue" - alue, jolla ei ole lainkaan tai ei juuri ollenkaan tällaisia ​​sumuja. Tämä vyöhyke sijaitsi lähellä Linnunradan tasoa ja tulkittiin yhteyteen sumujen ja Linnunratajärjestelmän välillä. Valon absorptio, joka on voimakkain galaksin tasossa, oli vielä tuntematon [58] .

Rakentettuaan kaukoputkensa vuonna 1845 Lord Ross pystyi erottamaan elliptiset ja spiraalisumut. Joissakin näistä sumuista hän pystyi tunnistamaan yksittäisiä valonlähteitä.

Galaksin pyörimisen ytimen ympäri ennusti Marian Kovalsky [59] , joka julkaisi vuonna 1860 artikkelin matemaattisine perusteluineen Kazanin yliopiston Scientific Notes -julkaisussa, julkaisu käännettiin myös ranskaksi [60] .

Vuonna 1865 William Huggins sai ensimmäisen kerran sumuspektrin. Orion-sumun päästölinjojen luonne osoitti selvästi sen kaasukoostumuksen, mutta Andromeda-sumun (M31 Messier-luettelon mukaan) spektri oli jatkuva, kuten tähtienkin. Huggins päätteli, että tämän tyyppinen M31-spektri johtuu sen muodostavan kaasun suuresta tiheydestä ja opasiteetista.

Vuonna 1890 Agnes Mary Clerke kirjoitti  kirjassaan tähtitieteen kehitystä 1800-luvulla: "Kysymys siitä, ovatko sumut ulompia galakseja, tuskin ansaitsee nyt keskustella. Tutkimuksen edistyminen on vastannut siihen. Voidaan varmasti sanoa, ettei yksikään pätevä ajattelija olemassa olevien tosiasioiden edessä väitä, että ainakin yksi sumu voi olla Linnunrataan kooltaan verrattavissa oleva tähtijärjestelmä” [58] .

1900-luvun alussa Vesto Slifer selitti Andromedan sumun spektrin keskustähden valon heijastuksena (jonka hän piti galaksin ytimenä). Tämä johtopäätös tehtiin James Keelerin 36 tuuman heijastimella ottamien valokuvien perusteella . 120 000 heikkoa sumua on löydetty . Spektri, jos saatavilla, oli heijastava. Kuten nyt tiedetään, nämä olivat heijastavien (enimmäkseen pölyisten) sumujen spektrejä Plejadien tähtien ympärillä .

Vuonna 1910 George Ritchie otti Mount Wilsonin observatorion 60 tuuman kaukoputkella kuvia, jotka osoittivat, että suurten sumujen kierrehaarat olivat täynnä tähtimäisiä esineitä, mutta monien kuvat olivat epäselviä, utuisia. Nämä voivat olla kompakteja sumuja ja tähtijoukkoja ja useita yhdistettyjä kuvia tähtistä.

Vuosina 1912-1913 kefeidien "jakso-valoisuus" -riippuvuus havaittiin .

Vuonna 1918 Ernst Epic [61] määritti etäisyyden Andromeda-sumuun ja havaitsi, että se ei voinut olla osa Linnunrataa. Vaikka hänen saamansa arvo oli 0,6 nykyisestä arvosta, kävi selväksi, että Linnunrata ei ole koko maailmankaikkeus.

Vuonna 1920 " suuri keskustelu " käytiin Harlow Shapleyn ja Geber Curtisin välillä . Kiistan ydin oli mitata etäisyys kefeideistä Magellanin pilviin ja arvioida Linnunradan koko. Käyttämällä parannettua versiota kauhamenetelmästä Curtis päätteli pienen (halkaisijaltaan 15 kiloparsekin) litteän galaksin, jossa Aurinko oli lähellä keskustaa. Ja myös lyhyt matka Magellanin pilviin. Shapley, joka perustuu pallomaisten klustereiden laskelmaan, antoi täysin erilaisen kuvan - litteän levyn, jonka halkaisija on noin 70 kiloparsekkia, aurinko kaukana keskustasta. Etäisyys Magellanin pilviin oli samaa luokkaa. Kiistan tuloksena päädyttiin toisen riippumattoman mittauksen tarpeesta.

Vuonna 1924 Edwin Hubble löysi 100 tuuman kaukoputkesta 36 kefeidia Andromedan sumusta ja mittasi etäisyydet siihen, se osoittautui valtavaksi (vaikka hänen arvionsa oli 3 kertaa pienempi kuin nykyaikainen). Tämä vahvisti, että Andromeda-sumu ei ole osa Linnunrataa. Galaksien olemassaolo on todistettu, ja "suuri keskustelu" on ohi [58] .

Moderni kuva galaksistamme ilmestyi vuonna 1930, kun Robert Julius Trumpler mittasi valon absorption vaikutusta tutkimalla galaksin tasoon keskittyvien avoimien tähtijoukkojen jakautumista [62] .

Vuonna 1936 Hubble rakensi galaksiluokituksen, joka on edelleen käytössä ja jota kutsutaan Hubble-sekvenssiksi [63] .

Vuonna 1944 Hendrik Van de Hulst ennusti 21 cm :n radiosäteilyn olemassaolon tähtienvälisestä atomivedystä, joka löydettiin vuonna 1951 . Tämä säteily, jota pöly ei absorboi, mahdollisti galaksin tutkimisen edelleen Doppler -siirtymän ansiosta . Nämä havainnot johtivat mallin luomiseen, jossa oli palkki Galaxyn keskellä. Myöhemmin radioteleskooppien edistyminen mahdollisti vedyn seuraamisen muissa galakseissa. 1970-luvulla kävi selväksi, että galaksien näennäinen kokonaismassa (joka koostuu tähtien massasta ja tähtienvälisestä kaasusta) ei selitä kaasun pyörimisnopeutta. Tämä johti päätelmään pimeän aineen olemassaolosta [48] .

1940-luvun lopulla A. A. Kalinyak , V. I. Krasovskii ja V. B. Nikonov saivat ensimmäisen infrapunakuvan galaksin keskustasta [59] [64] .

Uudet havainnot, jotka tehtiin 1990-luvun alussa Hubble-avaruusteleskoopilla, osoittivat, että galaksissamme pimeä aine ei voi koostua vain hyvin himmeistä ja pienistä tähdistä. Se tuotti myös syvän avaruuden kuvia nimeltä Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field ja Hubble Extreme Deep Field , mikä osoitti, että universumissamme on satoja miljardeja galakseja [6] .

Vuonna 2016 julkistettu venäläinen avaruusobservatorio RadioAstron sai kuvan aktiivisen galaksin ytimestä, jonka kulmaresoluutio on ennätyksellisen korkea tähtitieteen historiassa . Observatorion ja tusinan maanpäällisen radioteleskoopin osallistuessa tehtyjen havaintojen sarjan ansiosta tutkijat onnistuivat saamaan ennätyksellisen 21 mikrosekunnin kulmaresoluution. Tähtitieteilijöiden havaintokohteena oli BL Lizards . Se on supermassiivinen musta aukko galaksin keskustassa. Sitä ympäröi plasmalevy, jonka lämpötila on miljardeja asteita. Massiiviset magneettikentät ja korkeat lämpötilat luovat suihkuja - kaasusuihkuja, joiden pituus on jopa useita valovuosia. Hypoteesit ja teoreettinen mallinnus ovat osoittaneet, että mustan aukon ja akkretion kiekon pyörimisen vuoksi magneettikenttälinjojen pitäisi luoda spiraalisia rakenteita ja ne kiihdyttävät aineen virtausta suihkuissa. Kaiken tämän onnistuimme näkemään Radioastrona-kiertoratateleskoopin kuvien avulla [65] .

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Dvoretskin antiikin kreikka-venäläinen sanakirja: "γᾰλαξίας" . Haettu 18. kesäkuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 23. marraskuuta 2019.
  2. ↑ Sparke LS, Gallagher III JS [1] = Galaksit universumissa: Johdanto. - 2. - Cambridge University Press, 2007. - 442 s. — ISBN 0521671868 .  (Käytetty: 30. marraskuuta 2011)
  3. ↑ Zasov ja Postnov, 2006 , s. 290.
  4. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. 11.1. Galaksiimme kuuluvat esineet // Tähtitieteen yleinen kurssi / VV Ivanov. - 2. - M. : Pääkirjoitus URSS, 2004. - S. 433. - 544 s. - 3000 kappaletta.  — ISBN 5-354-00866-2 .  (Käytetty: 30. marraskuuta 2011)
  5. ↑ Paljaalla silmällä näkyvät galaksit pohjoisilla leveysasteilla . Hypernova.ru (lokakuu 1997). Haettu 12. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 12. joulukuuta 2017.
  6. ↑ 12 Mackie , Glen. Nähdäksesi maailmankaikkeuden Taranaki-hiekan jyvässä . Swinburnen yliopisto (1. helmikuuta 2002). Haettu 20. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  7. ↑ Kristina Ulasovich. Tähtitieteilijät ovat "lisänneet" havainnoitavien galaksien lukumäärän kymmenkertaiseksi . N+1 (17. tammikuuta 2017). Haettu 29. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2021.
  8. ↑ Universumin galaksien lukumäärää on "vähennetty" kahdesta biljoonasta satoihin miljardeihin , National Geographic Russia  (14.1.2021). Arkistoitu alkuperäisestä 27. tammikuuta 2021. Haettu 29.1.2021.
  9. ↑ 1 2 Zasov ja Postnov, 2006 , s. 299.
  10. ↑ Clarke, T.E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin , Craig L. A2029:n monimutkainen jäähdytysydin: radio- ja röntgenvuorovaikutukset  . - 2004. - Voi. 616 , iss. 1 . - s. 178-191 . - doi : 10.1086/424911 . - .  (linkki ei saatavilla)
  11. ↑ Kääpiön syntymä: galaksi ilman pimeyttä . Popular Mechanics (11. maaliskuuta 2009). Haettu 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 1. kesäkuuta 2009.
  12. ↑ Suchkov L. A. Galaxy . Astronetti . Astronetti .
  13. ↑ 1 2 Igor Drozdovski. Menetelmät galaksien etäisyyksien määrittämiseksi . Haettu 21. syyskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  14. ↑ 1 2 Zasov ja Postnov, 2006 , s. 295-296.
  15. ↑ Zasov ja Postnov, 2006 , s. 312-317.
  16. ↑ A. Evglevsky. Tähtitieteilijät ovat havainneet, että kaikki galaksit tekevät yhden kierroksen samassa ajassa | Alaston Tiede . Alaston Tiede . naked-science.ru (14. maaliskuuta 2018). Haettu 16. maaliskuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 16. maaliskuuta 2018.
  17. ↑ Kansainvälinen radioastronomian tutkimuskeskus . Tähtitieteilijät löytävät galaksien pyörivän kuin kello , PHYS.org  (13. maaliskuuta 2018). Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2018. Haettu 16. maaliskuuta 2018.
  18. ↑ Zasov ja Postnov, 2006 , s. 298.
  19. ↑ Zasov ja Postnov, 2006 , s. 318-335.
  20. ↑ Zasov ja Postnov, 2006 , s. 344-345.
  21. ↑ Zasov ja Postnov, 2006 , s. 297.
  22. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  323 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  23. ↑ V. P. Reshetnikov. Nämä oudot galaksit naparenkailla (pääsemätön linkki) . Haettu 18. syyskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 18. elokuuta 2011. 
  24. ↑ R. Fux. Linnunradan kolmiulotteiset itseyhdenmukaiset N-runkoiset mallit: II. Kaasun  dynamiikka . arXiv.org (10. maaliskuuta 1999). Haettu 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2017.
  25. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  301 -302. — ISBN 5-85099-169-7 .
  26. ↑ Phillipps, S.; Juomavesi, MJ; Gregg, M.D.; Jones, JB Ultrakompaktit kääpiögalaksit Fornax-klusterissa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Voi. 560 , no. 1 . - s. 201-206 . - doi : 10.1086/322517 .  (Englanti)
  27. ↑ McKee, Maggie. Galaktiset yksinäiset tuottavat enemmän tähtiä . New Scientist (7. kesäkuuta 2005). Haettu 4. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  28. ↑ Ricker, Paul. Kun galaksijoukot törmäävät . San Diegon supertietokonekeskus. Haettu 4. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  29. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  335 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  30. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  385 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  31. ↑ Dubinski, John. Kirkkaimpien klusterigalaksien alkuperä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Voi. 502 , no. 2 . - s. 141-149 . - doi : 10.1086/305901 .  (Englanti)
  32. ↑ Bahcall, Neta A. Galaksiklusterien osoittama laajamittainen rakenne universumissa  //  Annual review of astronomy and astrophysics : Journal. - 1988. - Voi. 26 . - s. 631-686 . - doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 .  (Englanti)
  33. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  401 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  34. ↑ 1 2 Mihos, Chris. Vuorovaikutuksia ja klusterigalaksien sulautumista (5. tammikuuta 2003). Haettu 29. syyskuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  35. ↑ Hubble kuvaa galaktista köydenvetoa . Lenta.ru (4. maaliskuuta 2009). Haettu 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2009.
  36. ↑ Melkein kaikki galaksit ovat törmänneet naapureihinsa aiemmin . Lenta.ru (5. tammikuuta 2009). Haettu 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2013.
  37. ↑ Tähtitieteilijät työntävät Linnunradan toiseen galaksiin . Lenta.ru (23. helmikuuta 2009). Käyttöpäivä: 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 27. huhtikuuta 2009.
  38. ↑ S. B. Popov (GAISh). Aktiiviset galaktiset ytimet (linkki ei käytettävissä) . Tieteellinen verkosto Nature Web.ru (9. joulukuuta 2000). Käyttöpäivä: 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 20. maaliskuuta 2008. 
  39. ↑ Tiedot vuodesta 2006.
  40. ↑ Antonucci, R. Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars  //  Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics : Journal. - 1993. - Voi. 31 , ei. 1 . - s. 473-521 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 .  (Englanti)
  41. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  305 -307. — ISBN 5-85099-169-7 .
  42. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  308 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  43. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  309 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  44. ↑ Zakharov A.F. Gravitaatiolinssit ja mikrolinssit. - Janus-K, 1997. - 328 s. - ISBN 5-88929-037-1 .
  45. ↑ Vakif K. Onemli. Dark Matter Causticsin  painovoimalinssi . arXiv.org (1. tammikuuta 2004). Haettu 1. syyskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 24. marraskuuta 2017.
  46. ↑ NASA/ IPAC Extragalaktinen tietokanta  . IPAC. Haettu 26. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  47. ↑ V. Žarov, M. Sazhin. Gravitaatiolinssi tähtitieteessä . Haettu 1. lokakuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 18. marraskuuta 2011.
  48. ↑ 1 2 Pimeän aineen tarina . Astronetti . Haettu 14. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 6. joulukuuta 2010.
  49. ↑ Tumman aineen ominaisuuksien paljastaminen sulautuvassa klusterissa MACSJ0025.4-1222 . Haettu 25. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 15. huhtikuuta 2020.
  50. ↑ 1 2 D. Schaerer, R. Pello, E. Egami, A. Hempel, J. Richard, J.-F. Le Borgne, J.-P. Kneib, M. Wise, F. Boone, F. Combes. Uutisia z~6-10 galaksiehdokkaasta, jotka löydettiin gravitaatiolinssiklusterien takaa . Galaxy Evolution Across the Hubble Time (8. tammikuuta 2007). doi : 10.1017/S1743921306010520 . Käyttöönottopäivä: 6.4.2018.
  51. ↑ Dan Coe. Ajassa taaksepäin // Tieteen maailmassa . - 2019. - Nro 1/2 . - S. 64-73 .
  52. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  53. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Tähdet / Kuinka tähdet syntyvät (pääsemätön linkki) . Astronetti . Haettu 30. syyskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 17. joulukuuta 2011. 
  54. ↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Maallinen evoluutio ja pseudopulssien muodostuminen levygalakseissa . Annual Review of Astronomy and Astrophysics (7. kesäkuuta 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Haettu 31. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  55. ↑ Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. Massiivisten galaksien muodostumisesta: Samanaikainen tutkimus numerotiheydestä, koosta ja värin evoluutiosta  TUOTTEissa . MNRAS (7. tammikuuta 2009). Haettu 1. syyskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 23. tammikuuta 2022.
  56. ↑ Thanu Padmanabhan. Kolmen ensimmäisen minuutin jälkeen: universumimme tarina . - Cambridge University Press , 1998. - S. 87. - 215 s. — ISBN 0-521-62039-2 .
  57. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. Linnunradan galaksi . SEDS (25. elokuuta 2005). Haettu 9. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  58. ↑ 1 2 3 4 5 Yu. N. Efremov. Hubblen vakio . Astronetti . Haettu 31. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 26. joulukuuta 2010.
  59. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 80. Linnunrata ja galaksin rakenne // Mitä ja miten tarkkailla taivaalla . - 4. painos — M .: Nauka , 1973. — 384 s.
  60. ↑ Kowalski M. A. Sur les lois du mouvement propre des étoiles du catalog de Bradley  // Recherches astronomiques de l'Observatoire de Kasan. ei. 1. - Kazan: Imprimerie de l`Université, 1859.
  61. ↑ Astrophysical Journal, 55, 406-410 (1922)
  62. ↑ G. Kolchinsky, A. A. Korsun, M. R. Rodriguez. Trumpler Robert Julius // Tähtitieteilijät . - 2. painos - Kiova: Naukova Dumka, 1977.
  63. ↑ Hubble, EP Realm of the Nebulae. - New Haven: Yale University Press, 1936.
  64. ↑ A. A. Kalinyak, V. I. Krasovsky, V. B. Nikonov. Galaktisen keskuksen alueen tarkkailu infrapunasäteissä // Neuvostoliiton tiedeakatemian raportit . - 1949. - T. 66 , no. 1 .
  65. ↑ TASS: Science - RadioAstron sai yksityiskohtaisimmat kuvat liskon tähdistössä olevasta mustasta aukosta . Haettu 25. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 13. elokuuta 2018.

Kirjallisuus

  • Zasov A. V., Postnov K. A. Yleinen astrofysiikka. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 s. - 3000 kappaletta.  - ISBN 5-85099-169-7 , UDC 52, BBC 22.6.  (Käytetty: 27. tammikuuta 2012)
  • Yu. N. Efremov. Hubblen vakio . Astronetti . Haettu: 31. heinäkuuta 2009.
  • James Binney. Galaktinen tähtitiede. - Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. Universumi ja sen ulkopuolella . – Neljäs painos. - Firefly Books Ltd., 2004.
  • Marochnik, L.S.; Suchkov, A.A. Galaxy. - Moskova: Nauka, 1984. - 392 s.

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat