Distance à la galaxie la plus proche en années-lumière. Andromède est la galaxie la plus proche de la Voie Lactée

L'astronomie est une science étonnamment fascinante qui révèle aux esprits curieux toute la diversité de l'Univers. Il n’y a pratiquement personne qui, enfant, n’observerait jamais la dispersion des étoiles dans le ciel nocturne. Cette photo est particulièrement belle en été, lorsque les étoiles semblent si proches et incroyablement brillantes. Ces dernières années, les astronomes du monde entier se sont particulièrement intéressés à Andromède, la galaxie la plus proche de notre Voie Lactée. Nous avons décidé de découvrir ce qui attire exactement les scientifiques et si cela est visible à l'œil nu.

Andromède : brève description

La galaxie d'Andromède, ou simplement Andromède, est l'une des plus grandes. Elle est environ trois à quatre fois plus grande que notre Voie Lactée, où se trouve le système solaire. Elle contient, selon des estimations préliminaires, environ un billion d'étoiles.

Andromède est une galaxie spirale ; elle peut être vue dans le ciel nocturne même sans appareil optique spécial. Mais gardez à l’esprit que la lumière de cet amas d’étoiles met plus de deux millions et demi d’années pour atteindre notre Terre ! Les astronomes disent que nous voyons maintenant la nébuleuse d’Andromède telle qu’elle était il y a deux millions d’années. N'est-ce pas un miracle ?

La nébuleuse d'Andromède : de l'histoire des observations

Andromède a été repérée pour la première fois par un astronome perse. Il l'a catalogué en 1946 et l'a décrit comme une lueur brumeuse. Sept siècles plus tard, la galaxie fut décrite par un astronome allemand qui l'observa au fil du temps à l'aide d'un télescope.

Au milieu du XIXe siècle, les astronomes ont déterminé que le spectre d'Andromède était très différent de celui des galaxies connues auparavant et ont suggéré qu'il était composé de nombreuses étoiles. Cette théorie était complètement justifiée.

La galaxie d'Andromède, photographiée seulement à la fin du XIXe siècle, présente une structure en spirale. Même si à cette époque, elle n’était considérée que comme une grande partie de la Voie lactée.

Structure de la galaxie

Avec l'aide de télescopes modernes, les astronomes ont pu analyser la structure de la nébuleuse d'Andromède. Le télescope Hubble a permis d'observer environ quatre cents jeunes étoiles en orbite autour d'un trou noir. Cet amas d'étoiles a environ deux cents millions d'années. Cette structure de la galaxie a beaucoup surpris les scientifiques, car jusqu'à présent, ils n'avaient même pas imaginé que des étoiles pouvaient se former autour d'un trou noir. Selon toutes les lois connues, le processus de condensation du gaz avant la formation d'une étoile est tout simplement impossible dans les conditions d'un trou noir.

La nébuleuse d'Andromède possède plusieurs galaxies naines satellites ; elles sont situées à sa périphérie et pourraient s'y retrouver par absorption. Ceci est doublement intéressant car les astronomes prédisent une collision entre la Voie lactée et la galaxie d’Andromède. Certes, cet événement phénoménal n’arrivera pas de sitôt.

La galaxie d’Andromède et la Voie lactée : se rapprocher l’une de l’autre

Les scientifiques font certaines prédictions depuis un certain temps déjà, en observant le mouvement des deux systèmes stellaires. Le fait est qu'Andromède est une galaxie qui se déplace constamment vers le Soleil. Au début du XXe siècle, un astronome américain a pu calculer la vitesse à laquelle se produit ce mouvement. Ce chiffre, trois cents kilomètres par seconde, est encore utilisé par tous les astronomes du monde entier dans leurs observations et calculs.

Cependant, leurs calculs diffèrent considérablement. Certains scientifiques affirment que les galaxies n'entreront en collision que dans sept milliards d'années, mais d'autres sont convaincus que la vitesse de déplacement d'Andromède augmente constamment et qu'une rencontre peut être attendue dans quatre milliards d'années. Les scientifiques n’excluent pas un scénario dans lequel, dans quelques décennies, ce chiffre prévu diminuerait à nouveau de manière significative. À l’heure actuelle, il est encore généralement admis qu’une collision ne devrait pas survenir avant quatre milliards d’années. De quoi Andromède (galaxie) nous menace-t-elle ?

Collision : que va-t-il se passer ?

L'absorption de la Voie lactée par Andromède étant inévitable, les astronomes tentent de simuler la situation afin d'avoir au moins quelques informations sur ce processus. Selon les données informatiques, à la suite de l'absorption, le système Solaire se trouvera à la périphérie de la galaxie, il volera sur une distance de cent soixante mille années-lumière. Par rapport à la position actuelle de notre système solaire vers le centre de la galaxie, il s'en éloignera de vingt-six mille années-lumière.

La nouvelle future galaxie a déjà reçu le nom de Milkyhoney, et les astronomes affirment qu'en raison de la fusion, elle sera plus jeune d'au moins un milliard et demi d'années. Au cours de ce processus, de nouvelles étoiles se formeront, ce qui rendra notre galaxie beaucoup plus lumineuse et plus belle. Elle changera également de forme. La nébuleuse d'Andromède se trouve désormais à un certain angle par rapport à la Voie lactée, mais au cours du processus de fusion, le système résultant prendra la forme d'une ellipse et deviendra pour ainsi dire plus volumineux.

Le sort de l’humanité : survivrons-nous à l’impact ?

Qu’arrivera-t-il aux gens ? Comment la rencontre des galaxies affectera-t-elle notre Terre ? Étonnamment, les scientifiques disent qu’il n’y a absolument aucun moyen !!! Tous les changements s'exprimeront par l'apparition de nouvelles étoiles et constellations. La carte du ciel va complètement changer, car nous nous retrouverons dans un coin complètement nouveau et inexploré de la galaxie.

Bien entendu, certains astronomes laissent un pourcentage extrêmement insignifiant d’évolutions négatives. Dans ce scénario, la Terre pourrait entrer en collision avec le Soleil ou un autre corps stellaire de la galaxie d’Andromède.

Y a-t-il des planètes dans la nébuleuse d'Andromède ?

Les scientifiques recherchent régulièrement des planètes dans les galaxies. Ils n'abandonnent pas leurs tentatives pour découvrir dans l'immensité de la Voie lactée une planète aux caractéristiques similaires à notre Terre. À l'heure actuelle, plus de trois cents objets ont déjà été découverts et décrits, mais tous se trouvent dans notre système stellaire. Ces dernières années, les astronomes ont commencé à observer de plus en plus attentivement Andromède. Y a-t-il des planètes là-bas ?

Il y a treize ans, un groupe d'astronomes, utilisant une nouvelle méthode, a émis l'hypothèse que l'une des étoiles de la nébuleuse d'Andromède abrite une planète. Sa masse estimée représente six pour cent de celle de la plus grande planète de notre système solaire, Jupiter. Sa masse est trois cents fois celle de la Terre.

Pour le moment, cette hypothèse est au stade de test, mais a toutes les chances de faire sensation. Après tout, jusqu’à présent, les astronomes n’ont découvert aucune planète dans d’autres galaxies.

Se préparer à rechercher une galaxie dans le ciel

Comme nous l'avons déjà dit, même à l'œil nu, on peut voir une galaxie voisine dans le ciel nocturne. Bien entendu, pour cela, il faut avoir quelques connaissances en astronomie (au moins savoir à quoi ressemblent les constellations et pouvoir les trouver).

De plus, il est presque impossible de voir certains amas d'étoiles dans le ciel nocturne de la ville - la pollution lumineuse empêchera les observateurs de voir au moins quoi que ce soit. Par conséquent, si vous souhaitez toujours voir la nébuleuse d'Andromède de vos propres yeux, rendez-vous au village à la fin de l'été, ou au moins dans un parc de la ville, où il n'y a pas beaucoup de lampadaires. La meilleure période pour l'observer est octobre, mais d'août à septembre, elle est bien visible au-dessus de l'horizon.

Nébuleuse d'Andromède : schéma de recherche

De nombreux jeunes astronomes amateurs rêvent de découvrir à quoi ressemble réellement Andromède. La galaxie dans le ciel ressemble à un petit point lumineux, mais elle peut être trouvée grâce aux étoiles brillantes situées à proximité.

Le moyen le plus simple est de trouver Cassiopée dans le ciel d'automne - elle ressemble à la lettre W, mais plus allongée qu'elle n'est habituellement indiquée par écrit. Habituellement, la constellation est clairement visible dans l’hémisphère nord et est située dans la partie orientale du ciel. La galaxie d'Andromède se trouve en dessous. Pour le voir, vous devez trouver quelques points de repère supplémentaires.

Ce sont trois étoiles brillantes sous Cassiopée, elles sont allongées en ligne et ont une teinte rouge-orange. Celui du milieu, Mirak, est le point de référence le plus précis pour les astronomes débutants. Si vous tracez une ligne droite vers le haut, vous remarquerez une petite tache lumineuse qui ressemble à un nuage. C'est cette lumière qui sera la galaxie d'Andromède. De plus, la lueur que vous pouvez observer a été envoyée sur Terre même lorsqu’il n’y avait personne sur la planète. Un fait étonnant, n'est-ce pas ?

Divisée en groupes sociaux, notre galaxie, la Voie lactée, appartiendra à une « classe moyenne » forte. Ainsi, elle appartient au type de galaxie le plus courant, mais en même temps, elle n'est pas moyenne en taille ou en masse. Les galaxies plus petites que la Voie Lactée sont plus grandes que celles qui sont plus grandes qu'elle. Notre « île étoilée » possède également au moins 14 satellites – d’autres galaxies naines. Ils sont condamnés à tourner autour de la Voie Lactée jusqu'à ce qu'ils soient absorbés par celle-ci, ou à s'envoler pour éviter une collision intergalactique. Eh bien, pour l'instant, c'est le seul endroit où la vie existe probablement, c'est-à-dire toi et moi.

Mais la Voie lactée reste la galaxie la plus mystérieuse de l’Univers : étant située à l’extrême limite de « l’île aux étoiles », on ne voit qu’une partie de ses milliards d’étoiles. Et la galaxie est complètement invisible - elle est recouverte de bras denses d'étoiles, de gaz et de poussière. Aujourd'hui, nous allons parler des faits et des secrets de la Voie Lactée.

> La galaxie la plus proche de nous

Quelle galaxie est la plus proche de la Voie Lactée : spirale Andromède, galaxie naine Canis Major, distance, carte de galaxie, étude avec photo.

Il convient de comprendre que notre galaxie n’est pas unique en termes de formation. Autrement dit, il en existe de nombreux autres similaires, réunis en groupes spécifiques. La Voie Lactée est abritée par le Groupe Local (54 galaxies) dont il fait partie. Nous ne sommes donc pas seuls.

Beaucoup pensent que la galaxie d’Andromède est la plus proche car elle et la Voie lactée subissent un processus de collision et de fusion. Mais d’un point de vue plus scientifique, c’est le représentant le plus proche du type spirale. Le fait est que le nain a été découvert il n’y a pas si longtemps, il est donc temps de reconsidérer vos connaissances.

Quelle galaxie est la plus proche

Actuellement, la galaxie naine Canis Major est la galaxie la plus proche de la Voie lactée. Elle se trouve à 42 000 années-lumière du centre et à 25 000 années-lumière du système.

Caractéristiques de la galaxie la plus proche de nous

On pense qu’elle contient un milliard d’étoiles, dont beaucoup sont entrées dans la phase géante rouge. Formé en forme d'ellipse. De plus, toute une série d’étoiles clignote derrière lui. Il s'agit d'une structure complexe en forme d'anneau - un anneau de licorne, enroulé trois fois.

Lors de l'étude de l'anneau, cette galaxie naine a été découverte à Canis Major. On pense qu'elle a été « mangée ». Et les amas globulaires proches de son centre (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 et NGC 2808) appartenaient autrefois à la galaxie absorbée.

Exemples de fusions galactiques capturées par le télescope Hubble

Découverte de la galaxie la plus proche de la Terre

Avant cela, on pensait que la galaxie elliptique naine (à 70 000 années-lumière de la Terre) occupait la première place en termes de proximité. C'est plus proche que (180 000 ans).

La galaxie naine Canis Major est apparue pour la première fois en 2003. Les astronomes ont scanné 70 % du ciel à l’aide du All-Sky Survey et ont découvert environ 5 700 sources célestes de rayonnement infrarouge. La technologie infrarouge est extrêmement importante car la lumière rouge n’est pas bloquée par les gaz et la poussière. Ainsi, il a été possible de trouver de nombreuses géantes de type M dans la constellation du Canis Major. Certaines structures formaient des arcs faibles.

Le grand nombre d’étoiles de type M explique la découverte de cette couche. Les naines rouges à basse température ont une luminosité inférieure, elles ne peuvent donc pas être vues sans l'utilisation de la technologie. Mais ils sont clairement visibles dans le domaine infrarouge.

Les données ont alimenté l’idée selon laquelle les galaxies peuvent se développer en consommant leurs voisines plus petites. Ainsi est apparue notre galaxie, la Voie lactée, qui continue de le faire encore aujourd'hui. Et puisque les anciennes étoiles de la Galaxie naine de Canis Major sont désormais les nôtres, on peut dire qu'elle est située la plus proche.

L'ancien vainqueur a été trouvé en 1994 (nain en Sagittaire). Parmi les spirales les plus proches se trouve (M31), qui se précipite vers nous avec une accélération de 110 km/s. Dans 4 milliards d’années-lumière, une fusion aura lieu.

Qu’est-ce qui attend la galaxie la plus proche de nous ?

Vous savez maintenant que la galaxie la plus proche de la Voie lactée est la galaxie naine de Canis Major. Mais que va-t-il lui arriver ? Les scientifiques pensent qu’elle finira par être déchirée par la force gravitationnelle de la Voie lactée. Il est à noter que son corps principal est déjà déformé et cela ne s’arrête pas. L'accrétion se terminera par la fusion complète des objets, transférant 1 milliard d'étoiles dans notre galaxie, s'ajoutant aux 200 à 400 milliards écoulés plus tôt. La courte distance jusqu'à la galaxie la plus proche lui a donc joué une blague cruelle.

LES GALAXIES, « nébuleuses extragalactiques » ou « univers insulaires », sont des systèmes stellaires géants qui contiennent également du gaz et de la poussière interstellaires. Le système solaire fait partie de notre Galaxie – la Voie Lactée. Tout l’espace extra-atmosphérique, dans la mesure où les télescopes les plus puissants peuvent y pénétrer, est rempli de galaxies. Les astronomes en dénombrent au moins un milliard. La galaxie la plus proche est située à environ 1 million d’années-lumière de nous. années (10,19 km), et les galaxies les plus éloignées enregistrées par les télescopes se trouvent à des milliards d'années-lumière. L'étude des galaxies est l'une des tâches les plus ambitieuses de l'astronomie.

Référence historique. Les galaxies externes les plus brillantes et les plus proches de nous - les Nuages ​​de Magellan - sont visibles à l'œil nu dans l'hémisphère sud du ciel et étaient connues des Arabes dès le XIe siècle, ainsi que la galaxie la plus brillante de l'hémisphère nord - la Grande nébuleuse d'Andromède. Avec la redécouverte de cette nébuleuse en 1612 à l'aide d'un télescope par l'astronome allemand S. Marius (1570-1624), l'étude scientifique des galaxies, des nébuleuses et des amas d'étoiles commença. De nombreuses nébuleuses ont été découvertes par divers astronomes aux XVIIe et XVIIIe siècles ; ils étaient alors considérés comme des nuages ​​de gaz lumineux.

L'idée de systèmes stellaires au-delà de la Galaxie a été discutée pour la première fois par des philosophes et des astronomes du XVIIIe siècle : E. Swedishborg (1688-1772) en Suède, T. Wright (1711-1786) en Angleterre, I. Kant (1724- 1804) en Prusse, I. .Lambert (1728-1777) en Alsace et W. Herschel (1738-1822) en Angleterre. Cependant, seulement dans le premier quart du 20e siècle. l'existence d'« univers insulaires » a été prouvée sans équivoque, principalement grâce aux travaux des astronomes américains G. Curtis (1872-1942) et E. Hubble (1889-1953). Ils ont prouvé que les distances jusqu’aux « nébuleuses blanches » les plus brillantes, et donc les plus proches, dépassent largement la taille de notre Galaxie. Au cours de la période 1924 à 1936, Hubble a repoussé la frontière de la recherche sur les galaxies à partir des systèmes proches jusqu'à la limite du télescope de 2,5 mètres de l'observatoire du mont Wilson, c'est-à-dire jusqu'à plusieurs centaines de millions d'années-lumière.

En 1929, Hubble découvre la relation entre la distance à une galaxie et la vitesse de son mouvement. Cette relation, la loi de Hubble, est devenue la base d'observation de la cosmologie moderne. Après la fin de la Seconde Guerre mondiale, l'étude active des galaxies a commencé à l'aide de nouveaux grands télescopes dotés d'amplificateurs de lumière électroniques, de machines de mesure automatiques et d'ordinateurs. La découverte des émissions radio de notre galaxie et d'autres galaxies a fourni une nouvelle opportunité d'étudier l'Univers et a conduit à la découverte de radiogalaxies, de quasars et d'autres manifestations d'activité dans les noyaux des galaxies. Les observations extra-atmosphériques réalisées à partir de fusées géophysiques et de satellites ont permis de détecter l'émission de rayons X provenant des noyaux de galaxies actives et d'amas de galaxies.

Riz. 1. Classification des galaxies selon Hubble

Le premier catalogue de « nébuleuses » a été publié en 1782 par l'astronome français Charles Messier (1730-1817). Cette liste comprend à la fois les amas d'étoiles et les nébuleuses gazeuses de notre Galaxie, ainsi que les objets extragalactiques. Les numéros d'objet Messier sont encore utilisés aujourd'hui ; par exemple, Messier 31 (M 31) est la célèbre nébuleuse d'Andromède, la grande galaxie la plus proche observée dans la constellation d'Andromède.

Une étude systématique du ciel, commencée par W. Herschel en 1783, le conduisit à la découverte de plusieurs milliers de nébuleuses dans le ciel nordique. Ce travail fut poursuivi par son fils J. Herschel (1792-1871), qui fit des observations dans l'hémisphère sud au cap de Bonne-Espérance (1834-1838) et publia en 1864 Annuaire général 5 mille nébuleuses et amas d'étoiles. Dans la seconde moitié du XIXe siècle. des objets nouvellement découverts furent ajoutés à ces objets, et J. Dreyer (1852-1926) publia en 1888 Nouveau répertoire partagé (Nouveau catalogue général – MBAC), dont 7814 objets. Avec la publication en 1895 et 1908 de deux Index du répertoire(IC) le nombre de nébuleuses et d'amas d'étoiles découverts a dépassé 13 000. La désignation selon les catalogues NGC et IC est depuis devenue généralement acceptée. Ainsi, la nébuleuse d'Andromède est désignée soit M 31, soit NGC 224. Une liste distincte de 1 249 galaxies plus brillantes que la 13e magnitude, basée sur une étude photographique du ciel, a été compilée par H. Shapley et A. Ames de l'Observatoire de Harvard en 1932. .

Cet ouvrage a été considérablement enrichi par les première (1964), deuxième (1976) et troisième (1991) éditions. Catalogue abstrait de galaxies brillantes J. de Vaucouleurs et collègues. Des catalogues plus complets, mais moins détaillés, basés sur la visualisation de plaques photographiques d'observation du ciel, ont été publiés dans les années 1960 par F. Zwicky (1898-1974) aux États-Unis et B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) en URSS. Ils contiennent env. 30 000 galaxies jusqu'à la 15e magnitude. Une étude similaire du ciel austral a été récemment réalisée à l'aide de la caméra Schmidt de 1 mètre de l'Observatoire européen austral au Chili et de la caméra Schmidt de 1,2 mètre du Royaume-Uni en Australie.

Il existe trop de galaxies de magnitude inférieure à 15 pour en dresser une liste. En 1967, les résultats d'un décompte des galaxies plus lumineuses que la magnitude 19 (au nord de la déclinaison 20), réalisé par C. Shane et K. Virtanen à l'aide des plaques de l'astrographe de 50 cm de l'Observatoire Lick, sont publiés. Il y avait environ de telles galaxies. 2 millions, sans compter celles que nous cache la large bande de poussière de la Voie lactée. Et en 1936, Hubble à l'Observatoire du Mont Wilson a compté le nombre de galaxies jusqu'à la magnitude 21 dans plusieurs petites zones réparties uniformément sur la sphère céleste (au nord de la déclinaison 30). Selon ces données, il y a dans tout le ciel plus de 20 millions de galaxies plus brillantes que la 21e magnitude.

Classification. Il existe des galaxies de différentes formes, tailles et luminosités ; certains sont isolés, mais la plupart ont des voisins ou des satellites qui exercent sur eux une influence gravitationnelle. En règle générale, les galaxies sont calmes, mais on en trouve souvent des actives. En 1925, Hubble proposa une classification des galaxies basée sur leur apparence. Plus tard, il fut affiné par Hubble et Shapley, puis Sandage et enfin Vaucouleurs. Toutes les galaxies qu'il contient sont divisées en 4 types : elliptiques, lenticulaires, spirales et irrégulières.

Elliptique(E) les galaxies sur les photographies ont la forme d'ellipses sans limites nettes ni détails clairs. Leur luminosité augmente vers le centre. Ce sont des ellipsoïdes en rotation constitués de vieilles étoiles ; leur forme apparente dépend de l'orientation par rapport à la ligne de mire de l'observateur. Lorsqu'il est observé par la tranche, le rapport des longueurs des axes court et long de l'ellipse atteint  5/10 (noté E5).

Riz. 2. Galaxie elliptique ESO 325-G004

Lenticulaire(L ou S 0) les galaxies sont similaires aux galaxies elliptiques, mais, en plus de la composante sphéroïdale, elles possèdent un disque équatorial mince à rotation rapide, parfois avec des structures en forme d'anneau comme les anneaux de Saturne. Les galaxies lenticulaires observées par la tranche apparaissent plus comprimées que les galaxies elliptiques : le rapport de leurs axes atteint 2/10.

Riz. 2. La Galaxie Fuseau (NGC 5866), une galaxie lenticulaire de la constellation du Draco.

Spirale(S) les galaxies sont également constituées de deux composants - sphéroïdal et plat, mais avec une structure spirale plus ou moins développée dans le disque. Le long de la séquence des sous-types Sa, Sb, Sc, Dakota du Sud(des spirales « précoces » aux « tardives »), les bras spiraux deviennent plus épais, plus complexes et moins tordus, et le sphéroïde (condensation centrale, ou renflement) diminue. Les galaxies spirales latérales n'ont pas de bras spiraux visibles, mais le type de galaxie peut être déterminé par la luminosité relative du renflement et du disque.

Riz. 2. Un exemple de galaxie spirale, la Galaxie Pinwheel (Messier 101 ou NGC 5457)

Incorrect(je) les galaxies sont de deux types principaux : Le type magellanique, c'est-à-dire type Nuages ​​de Magellan, poursuivant la séquence de spirales de Petit avant Je suis, et type non Magellan je 0, ayant des bandes de poussière sombres et chaotiques au-dessus d'une structure sphéroïdale ou discale telle qu'une spirale lenticulaire ou précoce.

Riz. 2. NGC 1427A, un exemple de galaxie irrégulière.

Les types L Et S se répartissent en deux familles et deux types selon la présence ou l'absence d'une structure linéaire passant par le centre et coupant le disque ( bar), ainsi qu'un anneau à symétrie centrale.

Riz. 2. Modèle informatique de la Voie Lactée.

Riz. 1. NGC 1300, un exemple de galaxie spirale barrée.

Riz. 1. CLASSIFICATION TRIDIMENSIONNELLE DES GALAXIES. Types principaux: E, L, S, je situé séquentiellement à partir de E avant Je suis; familles ordinaires UN et traversé B; gentil s Et r. Les diagrammes circulaires ci-dessous sont une coupe transversale de la configuration principale dans la région des galaxies spirales et lenticulaires.

Riz. 2. PRINCIPALES FAMILLES ET TYPES DE SPIRALESà la section transversale de la configuration principale de la zone Sb.

Il existe d'autres systèmes de classification des galaxies basés sur des détails morphologiques plus fins, mais une classification objective basée sur des mesures photométriques, cinématiques et radio n'a pas encore été développée.

Composé. Deux composants structurels - un sphéroïde et un disque - reflètent la différence dans la population stellaire des galaxies, découverte en 1944 par l'astronome allemand W. Baade (1893-1960).

Population I, présente dans les galaxies irrégulières et les bras spiraux, contient des géantes bleues et des supergéantes des classes spectrales O et B, des supergéantes rouges des classes K et M, ainsi que des gaz et poussières interstellaires avec des régions brillantes d'hydrogène ionisé. Il contient également des étoiles de faible masse de la séquence principale, visibles près du Soleil mais impossibles à distinguer dans les galaxies lointaines.

Population II, présente dans les galaxies elliptiques et lenticulaires, ainsi que dans les régions centrales des spirales et dans les amas globulaires, contient des géantes rouges de classe G5 à K5, des sous-géantes et probablement des sous-naines ; On y trouve des nébuleuses planétaires et des explosions de novae (Fig. 3). En figue. La figure 4 montre la relation entre les types spectraux (ou couleurs) des étoiles et leurs luminosités pour différentes populations.

Riz. 3. POPULATIONS ÉTOILES. Une photographie de la galaxie spirale, la nébuleuse d'Andromède, montre que les géantes bleues et les supergéantes de la population I sont concentrées dans son disque et que la partie centrale est constituée d'étoiles rouges de la population II. Les satellites de la nébuleuse d'Andromède sont également visibles : galaxie NGC 205 ( au fond) et M 32 ( en haut à gauche). Les étoiles les plus brillantes sur cette photo appartiennent à notre Galaxie.

Riz. 4. DIAGRAMME DE HERZSPRUNG-RUSSELL, qui montre la relation entre le type spectral (ou couleur) et la luminosité des étoiles de différents types. I : jeune population I étoiles, typique des bras spiraux. II : étoiles âgées de la population I ; III : anciennes étoiles de la Population II, typiques des amas globulaires et des galaxies elliptiques.

On pensait initialement que les galaxies elliptiques contenaient uniquement la population II et les galaxies irrégulières uniquement la population I. Cependant, il s'est avéré que les galaxies contiennent généralement un mélange des deux populations stellaires dans des proportions différentes. Des analyses détaillées des populations ne sont possibles que pour quelques galaxies proches, mais les mesures de la couleur et du spectre de systèmes distants indiquent que la différence entre leurs populations stellaires pourrait être plus grande que ce que Baade pensait.

Distance. La mesure des distances jusqu'aux galaxies lointaines est basée sur l'échelle absolue des distances jusqu'aux étoiles de notre Galaxie. Il s'installe de plusieurs manières. La plus fondamentale est la méthode des parallaxes trigonométriques, valable jusqu'à des distances de 300 sv. années. Les autres méthodes sont indirectes et statistiques ; ils sont basés sur l'étude des mouvements propres, des vitesses radiales, de la luminosité, de la couleur et du spectre des étoiles. Sur leur base, les valeurs absolues de New et les variables de type RR Lyra et  Céphée, qui deviennent les principaux indicateurs de la distance aux galaxies les plus proches où elles sont visibles. Les amas globulaires, les étoiles les plus brillantes et les nébuleuses en émission de ces galaxies deviennent des indicateurs secondaires et permettent de déterminer les distances jusqu'à des galaxies plus lointaines. Enfin, les diamètres et luminosités des galaxies elles-mêmes sont utilisés comme indicateurs tertiaires. Pour mesurer la distance, les astronomes utilisent généralement la différence entre la magnitude apparente d'un objet m et sa grandeur absolue M.; cette valeur ( m-M) est appelé « module de distance apparent ». Pour connaître la vraie distance, il faut la corriger en fonction de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire. Dans ce cas, l'erreur atteint généralement 10 à 20 %.

L'échelle de distance extragalactique est révisée de temps en temps, ce qui signifie que d'autres paramètres des galaxies qui dépendent de la distance changent également. Dans le tableau 1 montre les distances les plus précises des groupes de galaxies les plus proches aujourd'hui. Pour les galaxies plus lointaines, à des milliards d'années-lumière, les distances sont estimées avec une faible précision en fonction de leur redshift ( voir ci-dessous: La nature du redshift).

Luminosité. La mesure de la luminosité de la surface d'une galaxie donne la luminosité totale de ses étoiles par unité de surface. Le changement de luminosité de la surface avec la distance du centre caractérise la structure de la galaxie. Les systèmes elliptiques, comme les plus réguliers et les plus symétriques, ont été étudiés plus en détail que les autres ; en général, ils sont décrits par une seule loi de luminosité (Fig. 5, UN):

Riz. 5. DISTRIBUTION DE LUMINOSITÉ DES GALAXIES. UN– les galaxies elliptiques (le logarithme de la luminosité de la surface est représenté en fonction de la racine quatrième du rayon réduit ( r/r e) 1/4, où r– la distance du centre, et r e est le rayon effectif dans lequel est contenue la moitié de la luminosité totale de la galaxie) ; b– galaxie lenticulaire NGC 1553 ; V– trois galaxies spirales normales (la partie extérieure de chaque ligne est droite, indiquant une dépendance exponentielle de la luminosité en fonction de la distance).

Les données sur les systèmes lenticulaires ne sont pas aussi complètes. Leurs profils de luminosité (Fig. 5, b) diffèrent des profils des galaxies elliptiques et possèdent trois régions principales : le noyau, la lentille et l'enveloppe. Ces systèmes semblent être intermédiaires entre l'elliptique et la spirale.

Les spirales sont très diverses, leur structure est complexe et il n'existe pas de loi unique pour la répartition de leur luminosité. Cependant, il semble que pour des spirales simples éloignées du noyau, la luminosité superficielle du disque diminue de façon exponentielle vers la périphérie. Les mesures montrent que la luminosité des bras spiraux n’est pas aussi grande qu’elle le paraît en regardant des photographies de galaxies. Les bras n’ajoutent pas plus de 20 % à la luminosité du disque en lumière bleue et beaucoup moins en lumière rouge. La contribution à la luminosité du renflement diminue de SaÀ Dakota du Sud(Fig. 5, V).

En mesurant la magnitude apparente de la galaxie m et déterminer son module de distance ( m-M), calculez la valeur absolue M.. Les galaxies les plus brillantes, à l'exclusion des quasars, M. 22, soit leur luminosité est près de 100 milliards de fois supérieure à celle du Soleil. Et les plus petites galaxies M.10, soit luminosité env. 10 6 solaire. Répartition du nombre de galaxies par M., appelée « fonction de luminosité », est une caractéristique importante de la population galactique de l’Univers, mais elle n’est pas facile à déterminer avec précision.

Pour les galaxies sélectionnées à une certaine magnitude visible limite, la luminosité fonctionne de chaque type séparément de E avant Sc presque gaussien (en forme de cloche) avec une valeur absolue moyenne en rayons bleus M. m= 18,5 et dispersion  0,8 (Fig. 6). Mais les galaxies de type tardif Dakota du Sud avant Je suis et les naines elliptiques sont plus faibles.

Pour un échantillon complet de galaxies dans un volume d'espace donné, par exemple dans un amas, la fonction de luminosité augmente fortement avec la diminution de la luminosité, c'est-à-dire le nombre de galaxies naines est plusieurs fois supérieur au nombre de galaxies géantes

Riz. 6. FONCTION DE LUMINOSITÉ GALAXIE. UN– l'échantillon est plus brillant qu'une certaine valeur visible limite ; b– un échantillon complet dans un certain grand volume d’espace. Notez le nombre écrasant de systèmes nains avec M. B< -16.

Taille. Étant donné que la densité stellaire et la luminosité des galaxies diminuent progressivement vers l'extérieur, la question de leur taille repose en réalité sur les capacités du télescope, sur sa capacité à mettre en évidence la faible lueur des régions extérieures de la galaxie sur la lueur du ciel nocturne. La technologie moderne permet d'enregistrer des régions de galaxies dont la luminosité est inférieure à 1 % de la luminosité du ciel ; c'est environ un million de fois inférieur à la luminosité des noyaux galactiques. Selon cette isophote (ligne d'égale luminosité), les diamètres des galaxies vont de plusieurs milliers d'années-lumière pour les systèmes nains à des centaines de milliers pour les géants. En règle générale, les diamètres des galaxies correspondent bien à leur luminosité absolue.

Classe spectrale et couleur. Le premier spectrogramme de la galaxie - la nébuleuse d'Andromède, obtenu à l'Observatoire de Potsdam en 1899 par Yu. Scheiner (1858-1913), avec ses raies d'absorption ressemble au spectre du Soleil. Des recherches massives sur les spectres des galaxies ont commencé avec la création de spectrographes « rapides » à faible dispersion (200-400 /mm) ; plus tard, l'utilisation d'amplificateurs électroniques de luminosité d'image a permis d'augmenter la dispersion jusqu'à 20-100/mm. Les observations de Morgan à l'observatoire Yerkes ont montré que, malgré la composition stellaire complexe des galaxies, leurs spectres sont généralement proches de ceux des étoiles d'une certaine classe de UN avant K, et il existe une corrélation notable entre le spectre et le type morphologique de la galaxie. En règle générale, le spectre des classes UN avoir des galaxies irrégulières Je suis et des spirales Petit Et Dakota du Sud. Classe Spectre UN F aux spirales Dakota du Sud Et Sc. Transfert à partir de ScÀ Sb accompagné d'un changement dans le spectre de FÀ F–G, et les spirales Sb Et Sa, les systèmes lenticulaires et elliptiques ont des spectres g Et K. Certes, il s'est avéré plus tard que le rayonnement des galaxies de la classe spectrale UN consiste en fait en un mélange de lumière provenant d'étoiles géantes de types spectraux B Et K.

En plus des raies d'absorption, de nombreuses galaxies possèdent des raies d'émission visibles, comme les nébuleuses en émission de la Voie Lactée. Il s'agit généralement de conduites d'hydrogène de la série Balmer, par exemple H  sur  6563, doublets d'azote ionisé (N II) sur  6548 et 6583 et soufre (S II) sur  6717 et 6731, oxygène ionisé (O II) sur  3726 et 3729 et oxygène doublement ionisé (O III) sur  4959 et 5007. L'intensité des raies d'émission est généralement en corrélation avec la quantité de gaz et d'étoiles supergéantes dans les disques des galaxies : ces raies sont absentes ou très faibles dans les galaxies elliptiques et lenticulaires, mais sont renforcées dans les galaxies spirales et irrégulières de SaÀ Je suis. De plus, l'intensité des raies d'émission des éléments plus lourds que l'hydrogène (N, O, S) et, probablement, l'abondance relative de ces éléments diminuent du noyau vers la périphérie des galaxies à disques. Certaines galaxies ont des raies d'émission inhabituellement fortes dans leur noyau. En 1943, K. Seifert découvrit un type particulier de galaxie avec de très larges raies d'hydrogène dans les noyaux, indiquant leur forte activité. La luminosité de ces noyaux et leurs spectres évoluent avec le temps. En général, les noyaux des galaxies de Seyfert sont similaires à ceux des quasars, bien que moins puissants.

Au cours de la séquence morphologique des galaxies, l'indice intégral de leur couleur change ( B–V), c'est à dire. différence entre la magnitude d'une galaxie en bleu B et jaune V des rayons L'indice de couleur moyen des principaux types de galaxies est le suivant :

Sur cette échelle, 0,0 correspond au blanc, 0,5 au jaunâtre et 1,0 au rougeâtre.

Une photométrie détaillée révèle généralement que la couleur d'une galaxie varie du noyau au bord, indiquant un changement dans la composition stellaire. La plupart des galaxies sont plus bleues dans leurs régions externes que dans leur noyau ; Ceci est beaucoup plus visible dans les spirales que dans les elliptiques, car leurs disques contiennent de nombreuses jeunes étoiles bleues. Les galaxies irrégulières, qui sont généralement dépourvues de noyau, sont souvent plus bleues au centre qu'au bord.

Rotation et masse. La rotation de la galaxie autour d'un axe passant par le centre entraîne une modification de la longueur d'onde des raies de son spectre : les raies des régions de la galaxie qui nous approchent se déplacent vers la partie violette du spectre, et des régions reculées vers le rouge (Fig.7). Selon la formule Doppler, le changement relatif de la longueur d'onde de la raie est   / = V r /c, Où c est la vitesse de la lumière, et V r– la vitesse radiale, c'est-à-dire composante de vitesse de la source le long de la ligne de visée. Les périodes de révolution des étoiles autour des centres des galaxies s'étendent sur des centaines de millions d'années et la vitesse de leur mouvement orbital atteint 300 km/s. Généralement, la vitesse de rotation du disque atteint sa valeur maximale ( V M.) à une certaine distance du centre ( r M.), puis diminue (Fig. 8). Près de notre Galaxie V M.= 230 km/s à distance r M.= 40 mille St. années du centre :

Riz. 7. LIGNES SPECTRALES DE LA GALAXIE, tournant autour d'un axe N, lorsque la fente du spectrographe est orientée le long de l'axe un B. Ligne partant du bord fuyant de la galaxie ( b) est dévié vers le côté rouge (R), et depuis le bord d'approche ( un) – aux ultraviolets (UV).

Riz. 8. COURBE DE ROTATION DE LA GALAXIE. Vitesse rotationnelle V r atteint la valeur maximale V M à distance R. M du centre de la galaxie puis diminue lentement.

Les raies d'absorption et d'émission dans les spectres des galaxies ont la même forme, donc les étoiles et le gaz dans le disque tournent à la même vitesse dans la même direction. Lorsque, grâce à l'emplacement des bandes de poussière sombres dans le disque, nous pouvons comprendre quel bord de la galaxie est le plus proche de nous, nous pouvons découvrir la direction de torsion des bras spiraux : dans toutes les galaxies étudiées, ils sont en retard, c'est-à-dire en s'éloignant du centre, le bras se plie dans le sens opposé au sens de rotation.

L'analyse de la courbe de rotation permet de déterminer la masse de la galaxie. Dans le cas le plus simple, en assimilant la force de gravité à la force centrifuge, on obtient la masse de la galaxie à l'intérieur de l'orbite de l'étoile : M. = VR r 2 /g, Où g– constante de gravité. L'analyse du mouvement des étoiles périphériques permet d'estimer la masse totale. Notre Galaxie a une masse d'env. 210 11 masses solaires, pour la nébuleuse d'Andromède 410 11 , pour le Grand Nuage de Magellan – 1510 9 . Les masses des disques galactiques sont approximativement proportionnelles à leur luminosité ( L), donc la relation M/L ils ont presque la même chose et pour une luminosité en rayons bleus égale M/L 5 en unités de masse solaire et de luminosité.

La masse d'une galaxie sphéroïdale peut être estimée de la même manière, en prenant à la place de la vitesse de rotation du disque la vitesse de mouvement chaotique des étoiles dans la galaxie (  v), qui est mesurée par la largeur des raies spectrales et est appelée dispersion de vitesse : M.  R. v 2 /g, Où R.– rayon de la galaxie (théorème du virial). La dispersion des vitesses des étoiles dans les galaxies elliptiques est généralement de 50 à 300 km/s, et les masses de 10,9 masses solaires dans les systèmes nains à 10,12 dans les systèmes géants.

Émissions radio La Voie lactée a été découverte par K. Jansky en 1931. La première carte radio de la Voie lactée a été obtenue par G. Reber en 1945. Ce rayonnement se décline dans une large gamme de longueurs d'onde.  ou fréquences  = c/ , à partir de plusieurs mégahertz (   100 m) jusqu'à des dizaines de gigahertz (   1 cm), et est dit « continu ». Plusieurs processus physiques en sont responsables, le plus important étant le rayonnement synchrotron des électrons interstellaires se déplaçant presque à la vitesse de la lumière dans un faible champ magnétique interstellaire. En 1950, une émission continue à une longueur d'onde de 1,9 m a été découverte par R. Brown et K. Hazard (Jodrell Bank, Angleterre) depuis la nébuleuse d'Andromède, puis depuis de nombreuses autres galaxies. Les galaxies normales, comme la nôtre ou M 31, sont de faibles sources d'ondes radio. Ils émettent à peine un millionième de leur puissance optique dans le domaine radio. Mais dans certaines galaxies inhabituelles, ce rayonnement est beaucoup plus puissant. Les « radiogalaxies » les plus proches, Vierge A (M 87), Centaure A (NGC 5128) et Persée A (NGC 1275), ont une luminosité radio de 10 –4 10 –3 de la luminosité optique. Et pour des objets rares, comme la radiogalaxie Cygnus A, ce rapport est proche de l'unité. Quelques années seulement après la découverte de cette puissante source radio, il a été possible de trouver une faible galaxie qui lui était associée. De nombreuses sources radio faibles, probablement associées à des galaxies lointaines, n'ont pas encore été identifiées avec des objets optiques.

La Voie Lactée, exemple très typique de ce type de galaxie, est si immense qu'il faut à la lumière plus de 100 000 ans pour traverser la Galaxie d'un bord à l'autre à une vitesse de 300 000 kilomètres par seconde. La Terre et le Soleil sont situés à environ 30 000 années-lumière du centre de la Voie Lactée. Si nous essayions d’envoyer un message à une créature hypothétique vivant près du centre de notre Galaxie, nous recevrions une réponse au plus tôt 60 000 ans plus tard. Un message envoyé à la vitesse d'un avion (600 miles ou 1000 kilomètres par heure) au moment de la naissance de l'Univers n'aurait parcouru que la moitié du chemin jusqu'au centre de la Galaxie, et le temps d'attente pour un la réponse aurait été de 70 milliards d’années.

Certaines galaxies sont bien plus grandes que la nôtre. Les plus grandes d’entre elles – de vastes galaxies qui émettent d’énormes quantités d’énergie sous forme d’ondes radio, comme le célèbre objet céleste austral Centaurus A – ont un diamètre cent fois plus grand que celui de la Voie lactée. D’un autre côté, il existe de nombreuses galaxies relativement petites dans l’Univers. Les dimensions des galaxies elliptiques naines (un représentant typique se trouve dans la constellation du Draco) ne sont que d'environ 10 000 années-lumière. Bien sûr, même ces objets discrets sont presque inimaginables : bien que la galaxie de la constellation du Draco puisse être qualifiée de naine, son diamètre dépasse 160 000 000 000 000 000 de kilomètres.

Bien que l'espace soit habité par des milliards de galaxies, elles ne sont pas du tout encombrées : l'Univers est suffisamment vaste pour que les galaxies s'y installent confortablement, et il reste encore beaucoup d'espace libre. La distance typique entre les galaxies brillantes est d'environ 5 à 10 millions d'années-lumière ; le volume restant est occupé par des galaxies naines. Cependant, si l'on prend en compte leurs tailles, il s'avère que les galaxies sont relativement beaucoup plus proches les unes des autres que, par exemple, les étoiles situées à proximité du Soleil. Le diamètre de l'étoile est négligeable comparé à la distance à l'étoile voisine la plus proche. Le diamètre du Soleil n'est que d'environ 1,5 million de kilomètres, tandis que la distance jusqu'à notre étoile la plus proche est 50 millions de fois plus grande.

Afin d’imaginer les énormes distances entre les galaxies, réduisons mentalement leur taille à la taille d’une personne moyenne. Ensuite, dans une région typique de l'Univers, les galaxies « adultes » (lumineuses) seront situées en moyenne à une distance de 100 mètres les unes des autres, et un petit nombre d'enfants seront situés entre elles. L'univers ressemblerait à un vaste terrain de baseball avec beaucoup d'espace ouvert entre les joueurs. Seulement dans certains endroits où les galaxies se rassemblent en amas rapprochés. notre modèle réduit de l’Univers est comme un trottoir de ville, et nulle part ne ressemblerait à une fête ou à un wagon de métro aux heures de pointe. Si les étoiles d'une galaxie typique étaient réduites à l'échelle de la croissance humaine, la zone serait extrêmement peu peuplée : le voisin le plus proche vivrait à une distance de 100 000 kilomètres, soit environ un quart de la distance entre la Terre et la Lune.

Ces exemples montrent clairement que les galaxies sont assez peu dispersées dans l’Univers et sont principalement constituées d’espace vide. Même si l’on prend en compte le gaz raréfié remplissant l’espace entre les étoiles, la densité moyenne de matière s’avère encore extrêmement faible. Le monde des galaxies est immense et presque vide.

Les galaxies de l'Univers ne se ressemblent pas. Certains d’entre eux sont lisses et ronds, d’autres ont la forme de spirales aplaties et dispersées et certains n’ont presque aucune structure. Les astronomes, à la suite des travaux pionniers d'Edwin Hubble publiés dans les années 1920, classent les galaxies en fonction de leur forme en trois types principaux : elliptiques, spirales et irrégulières, désignées respectivement E, S et Irr.