Гэрлийн жилээр хамгийн ойрын галактик хүртэлх зай. Андромеда бол Сүүн замтай хамгийн ойрхон галактик юм

Одон орон судлал бол сониуч оюун ухаанд орчлон ертөнцийн олон янз байдлыг илчилдэг гайхалтай гайхалтай шинжлэх ухаан юм. Хүүхэд байхдаа шөнийн тэнгэрт оддын тархалтыг хэзээ ч харж байгаагүй хүн гэж бараг байдаггүй. Зуны улиралд одод маш ойрхон, гайхалтай тод харагддаг энэ зураг онцгой үзэсгэлэнтэй харагдаж байна. Сүүлийн жилүүдэд дэлхийн одон орон судлаачид манай Сүүн замтай хамгийн ойр байдаг Андромеда галактикийг онцгойлон сонирхож байна. Энэ талаар эрдэмтдийн анхаарлыг яг юу татдаг, энгийн нүдээр харж болох уу гэдгийг бид олж мэдэхээр шийдлээ.

Андромеда: товч тайлбар

Андромеда галактик буюу энгийнээр Андромеда бол хамгийн том галактикуудын нэг юм. Энэ нь Нарны аймаг байрладаг манай Сүүн замаас 3-4 дахин том юм. Энэ нь урьдчилсан тооцоогоор нэг их наяд орчим одтой.

Андромеда бол спираль галактик бөгөөд үүнийг тусгай оптик төхөөрөмжгүйгээр ч шөнийн тэнгэрт харж болно. Гэхдээ энэ оддын бөөгнөрөлөөс гарах гэрэл манай дэлхийд хүрэхийн тулд хоёр сая хагас жилээс илүү хугацаа шаардагддаг гэдгийг санаарай! Одоо бид Андромеда мананцарыг хоёр сая жилийн өмнөх шиг харж байна гэж одон орон судлаачид хэлж байна. Энэ бол гайхамшиг биш гэж үү?

Андромеда мананцар: ажиглалтын түүхээс

Андромедаг анх Персийн одон орон судлаач олж харжээ. Тэр үүнийг 1946 онд каталогжуулж, бүрхэг туяа гэж тодорхойлсон. Долоон зууны дараа уг галактикийг Германы одон орон судлаач дурангаар ажиглаж, дүрсэлсэн байдаг.

19-р зууны дундуур одон орон судлаачид Андромедагийн спектр нь урьд өмнө мэдэгдэж байсан галактикуудаас эрс ялгаатай болохыг тогтоож, олон одноос бүрддэг гэж таамаглаж байв. Энэ онол бүрэн үндэслэлтэй байсан.

Зөвхөн 19-р зууны төгсгөлд гэрэл зургийг авсан Андромеда галактик нь спираль хэлбэртэй байдаг. Хэдийгээр тэр үед энэ нь Сүүн замын томоохон хэсэг гэж тооцогддог байв.

Галактикийн бүтэц

Орчин үеийн телескопуудын тусламжтайгаар одон орон судлаачид Андромеда мананцарын бүтцийг шинжлэх боломжтой болсон. Хаббл телескоп нь хар нүхийг тойрон эргэлдэж буй дөрвөн зуу орчим залуу оддыг харах боломжтой болгосон. Энэ одны бөөгнөрөл нь ойролцоогоор хоёр зуун сая жилийн настай. Галактикийн энэ бүтэц нь эрдэмтдийг нэлээд гайхшруулж байсан, учир нь тэд хар нүхний эргэн тойронд одод бий болно гэж өнөөг хүртэл төсөөлж ч байгаагүй. Өмнө нь мэдэгдэж байсан бүх хуулиудын дагуу хар нүхний нөхцөлд од үүсэхээс өмнө хийн конденсаци үүсэх нь ердөө л боломжгүй юм.

Андромеда мананцар нь хэд хэдэн дагуул одой галактиктай бөгөөд тэдгээр нь түүний захад байрладаг бөгөөд шингээлтийн үр дүнд тэнд дуусдаг. Энэ нь одон орон судлаачид Сүүн зам болон Андромеда галактикийн мөргөлдөөнийг урьдчилан таамаглаж байгаатай холбоотой юм. Энэ гайхалтай үйл явдал удахгүй тохиолдохгүй нь үнэн.

Андромеда галактик ба Сүүн зам: бие бие рүүгээ хөдөлж байна

Эрдэмтэд хоёр одны системийн хөдөлгөөнийг ажиглаж, тодорхой таамаглал дэвшүүлсээр ирсэн. Баримт нь Андромеда бол нарны зүг тасралтгүй хөдөлдөг галактик юм. 20-р зууны эхээр Америкийн одон орон судлаач энэ хөдөлгөөн ямар хурдтай явагддагийг тооцоолж чадсан. Секундэд гурван зуун километр хурдалдаг энэ үзүүлэлтийг дэлхийн бүх одон орон судлаачид ажиглалт, тооцоололдоо ашигладаг хэвээр байна.

Гэсэн хэдий ч тэдний тооцоо ихээхэн ялгаатай байна. Зарим эрдэмтэд галактикууд долоон тэрбум жилийн дараа мөргөлдөх болно гэж мэдэгдэж байгаа бол зарим нь Андромедагийн хөдөлгөөний хурд байнга нэмэгдэж байгаа бөгөөд дөрвөн тэрбум жилийн дараа уулзалт болно гэдэгт итгэлтэй байна. Эрдэмтэд хэдэн арван жилийн дараа энэ таамагласан тоо дахин мэдэгдэхүйц буурах хувилбарыг үгүйсгэхгүй. Одоогийн байдлаар мөргөлдөөнийг дөрвөн тэрбум жилийн дараа хүлээх ёсгүй гэдгийг нийтээрээ хүлээн зөвшөөрдөг. Андромеда (галактик) биднийг юугаар заналхийлж байна вэ?

Мөргөлдөөн: юу болох вэ?

Андромеда Сүүн замыг шингээх нь гарцаагүй тул одон орон судлаачид энэ үйл явцын талаар бага ч гэсэн мэдээлэлтэй байхын тулд нөхцөл байдлыг дуурайхыг оролдож байна. Компьютерийн мэдээллээс үзэхэд шингээлтийн үр дүнд Нарны систем галактикийн захад байх бөгөөд зуун жаран мянган гэрлийн жилийн зайд нисэх болно. Манай нарны аймгийн одоогийн галактикийн төв рүү чиглэсэн байрлалтай харьцуулахад энэ нь түүнээс хорин зургаан мянган гэрлийн жилээр холдох болно.

Ирээдүйн шинэ галактик Milkyhoney хэмээх нэрийг аль хэдийн авсан бөгөөд одон орон судлаачид нэгдлийн улмаас дор хаяж нэг тэрбум жилээр залуужих болно гэж мэдэгджээ. Энэ үйл явцад шинэ одод бий болох бөгөөд энэ нь манай галактикийг илүү гэрэл гэгээтэй, үзэсгэлэнтэй болгоно. Тэр бас хэлбэрээ өөрчлөх болно. Одоо Андромеда мананцар нь Сүүн замтай тодорхой өнцгөөр байрлаж байгаа боловч нэгдэх явцад үүссэн систем нь эллипс хэлбэртэй болж, илүү том хэмжээтэй болно.

Хүн төрөлхтний хувь заяа: бид нөлөөллийг даван туулах уу?

Хүмүүст юу тохиолдох вэ? Галактикуудын уулзалт манай дэлхийд хэрхэн нөлөөлөх вэ? Гайхалтай нь эрдэмтэд огт арга байхгүй гэж хэлдэг!!! Бүх өөрчлөлтүүд нь шинэ од, одны дүр төрхөөр илэрхийлэгдэх болно. Тэнгэрийн газрын зураг бүрэн өөрчлөгдөх болно, учир нь бид галактикийн цоо шинэ, судлагдаагүй буланд байх болно.

Мэдээжийн хэрэг, зарим одон орон судлаачид сөрөг хөгжлийн маш бага хувийг үлдээдэг. Энэ хувилбарт Дэлхий нар эсвэл Андромеда галактикийн өөр одны биетэй мөргөлдөж болзошгүй.

Андромеда мананцарт гаригууд байдаг уу?

Эрдэмтэд галактикуудаас гарагуудыг тогтмол хайдаг. Тэд Сүүн замын өргөн уудам нутагт манай дэлхийтэй ижил төстэй гаригийг нээх оролдлогоо орхихгүй. Одоогийн байдлаар гурван зуу гаруй объектыг аль хэдийн олж, дүрсэлсэн боловч бүгд манай одны системд байрладаг. Сүүлийн жилүүдэд одон орон судлаачид Андромедаг улам бүр ойроос ажиглаж эхэлсэн. Ер нь тэнд ямар нэгэн гариг ​​байдаг уу?

Арван гурван жилийн өмнө хэсэг одон орон судлаачид шинэ аргыг ашиглан Андромеда мананцар дахь оддын нэг нь гаригийг байрлуулдаг гэсэн таамаглал дэвшүүлжээ. Түүний тооцоолсон масс нь манай нарны аймгийн хамгийн том гараг болох Бархасбадийн зургаан хувьтай тэнцэнэ. Түүний масс нь дэлхийн массаас гурван зуу дахин их юм.

Одоогийн байдлаар энэ таамаглал туршилтын шатанд байгаа боловч сенсаци болох бүрэн боломж байна. Эцсийн эцэст одоог хүртэл одон орон судлаачид бусад галактикийн гаригуудыг нээгээгүй байна.

Тэнгэрт галактик хайхаар бэлтгэж байна

Өмнө дурьдсанчлан, шөнийн тэнгэрт хөрш зэргэлдээх галактикийг энгийн нүдээр харж болно. Мэдээжийн хэрэг, үүний тулд та одон орон судлалын чиглэлээр тодорхой мэдлэгтэй байх хэрэгтэй (ядаж одны ордууд ямар байдгийг мэдэж, тэдгээрийг олох боломжтой).

Нэмж дурдахад, хотын шөнийн тэнгэрт оддын тодорхой бөөгнөрөлүүдийг харах нь бараг боломжгүй юм - гэрлийн бохирдол нь ажиглагчдыг ядаж юу ч харахаас сэргийлнэ. Тиймээс, хэрэв та Андромеда мананцарыг өөрийн нүдээр харахыг хүсч байвал зуны сүүлээр тосгон руу эсвэл ядаж гудамжны гэрэлтүүлэг багатай хотын цэцэрлэгт хүрээлэн рүү яваарай. Ажиглалтын хамгийн тохиромжтой цаг бол 10-р сар боловч 8-р сараас 9-р сар хүртэл тэнгэрийн хаяанаас нэлээд тод харагддаг.

Андромеда мананцар: хайлтын схем

Олон залуу одон орон судлаачид Андромеда үнэхээр ямар харагддаг болохыг олж мэдэхийг мөрөөддөг. Тэнгэрийн галактик нь жижиг тод толботой төстэй боловч ойролцоо байрладаг тод оддын ачаар үүнийг олж болно.

Намрын тэнгэрт Кассиопеяг олох нь хамгийн хялбар арга юм - энэ нь W үсэг шиг харагддаг, зөвхөн бичгээр тэмдэглэснээс илүү урт байдаг. Ихэвчлэн одны орд нь хойд хагас бөмбөрцөгт тод харагддаг бөгөөд тэнгэрийн зүүн хэсэгт байрладаг. Андромеда Галакси нь доор байрладаг. Үүнийг харахын тулд та хэд хэдэн дурсгалт газруудыг олох хэрэгтэй.

Эдгээр нь Кассиопеягийн доор байрлах гурван тод од бөгөөд нэг эгнээнд сунасан, улаан улбар шар өнгөтэй байдаг. Дунд хэсэг болох Мирак нь шинэхэн одон орон судлаачдын хамгийн зөв лавлах цэг юм. Хэрэв та түүнээс дээш шулуун шугам татах юм бол үүлтэй төстэй жижиг гэрэлтдэг толбыг анзаарах болно. Чухамхүү энэ гэрэл нь Андромеда галактик болно. Түүгээр ч зогсохгүй, таны ажиглаж болох туяаг дэлхий дээр нэг ч хүн байгаагүй ч гэсэн дэлхий рүү илгээсэн. Гайхалтай баримт, тийм үү?

Нийгмийн бүлгүүдэд хуваагдсан манай Сүүн зам галактик хүчтэй "дунд анги"-д хамаарах болно. Тиймээс энэ нь галактикийн хамгийн түгээмэл төрөлд хамаарах боловч хэмжээ, массын хувьд дундаж биш юм. Сүүн замаас жижиг галактикууд түүнээс том галактикуудаас том байдаг. Манай "одны арал" нь дор хаяж 14 хиймэл дагуултай байдаг - бусад одой галактикууд. Тэд Сүүн замд шингэх хүртлээ эргэн тойронд эргэлдэж, эсвэл галактик хоорондын мөргөлдөөнөөс нисэн оддог. Одоохондоо энэ бол амьдрал оршдог цорын ганц газар юм - чи бид хоёр.

Гэхдээ Сүүн зам нь орчлон ертөнцийн хамгийн нууцлаг галактик хэвээр байна: "оддын арлын" захад байгаа тул бид түүний олон тэрбум оддын зөвхөн нэг хэсгийг л хардаг. Мөн галактик нь бүрэн үл үзэгдэх - оддын өтгөн гар, хий, тоосоор бүрхэгдсэн байдаг. Өнөөдөр бид Сүүн замын баримт, нууцын талаар ярих болно.

> Бидэнд хамгийн ойрхон галактик

Аль галактик нь Сүүн замтай хамгийн ойр байдаг вэ?спираль Andromeda, Canis Major одой галактик, зай, галактикийн зураг, фото зурагтай судалгаа.

Манай галактик нь үүссэнээрээ өвөрмөц биш гэдгийг ойлгох нь зүйтэй. Өөрөөр хэлбэл, тодорхой бүлгүүдэд нэгдсэн өөр олон ижил төстэй зүйлүүд байдаг. Сүүн зам нь нэг хэсэг болох Орон нутгийн бүлэг (54 галактик) -аар хамгаалагдсан байдаг. Тиймээс бид ганцаараа биш.

Андромеда галактик болон Сүүн зам мөргөлдөөн, нэгдэх үйл явц явагдаж байгаа тул хамгийн ойр байдаг гэдэгт олон хүн итгэдэг. Гэхдээ илүү шинжлэх ухааны хувьд энэ нь спираль хэлбэрийн хамгийн ойрын төлөөлөгч юм. Үнэн хэрэгтээ одойг саяхан олж илрүүлээгүй тул мэдлэгээ эргэн харах цаг болжээ.

Аль галактик хамгийн ойр байдаг

Одоогийн байдлаар Canis Major одой галактик нь Сүүн замтай хамгийн ойр байдаг галактик юм. Энэ нь төвөөс 42,000 гэрлийн жилийн, системээс 25,000 гэрлийн жилийн зайд оршдог.

Бидэнд хамгийн ойр байдаг галактикийн шинж чанарууд

Энэ нь тэрбум од агуулдаг гэж үздэг бөгөөд тэдгээрийн ихэнх нь улаан аварга үе шатанд орсон байдаг. Зууван хэлбэртэй хэлбэрээр үүсдэг. Нэмж дурдахад түүний ард бүхэл бүтэн од анивчдаг. Энэ бол нарийн төвөгтэй цагираг хэлбэртэй бүтэц юм - Unicorn Ring, гурван удаа ороосон.

Бөгжийг судлах явцад энэхүү одой галактикийг Канис Мажороос олж илрүүлжээ. Түүнийг "идсэн" гэж үздэг. Мөн түүний төвд ойрхон байрлах бөмбөрцөг бөөгнөрөл (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298, NGC 2808) нь шингэсэн галактикт харьяалагддаг байжээ.

Хаббл телескопоор авсан галактикийн нэгдлийн жишээ

Дэлхийтэй хамгийн ойрхон галактикийн нээлт

Үүнээс өмнө Одой эллипс галактик (Дэлхийгээс 70,000 гэрлийн жилийн зайд) ойр орчмын хувьд эхний байранд ордог гэж үздэг байв. Энэ нь (180,000 жил) -ээс илүү ойр юм.

Канис Мажор дахь одой галактик анх 2003 онд гарч ирсэн. Одон орон судлаачид Бүх тэнгэрийн судалгааг ашиглан тэнгэрийн 70% -ийг сканнердсан бөгөөд 5700 орчим селестиел хэт улаан туяаны цацрагийн эх үүсвэрийг илрүүлжээ. Хэт улаан туяаны технологи нь маш чухал бөгөөд учир нь улаан гэрлийг хий, тоосоор хаадаггүй. Ийнхүү Канис Мажор одны ордноос М төрлийн олон аваргуудыг олох боломжтой болсон. Зарим бүтэц нь сул нум үүсгэсэн.

Олон тооны М төрлийн од байсан нь давхаргыг олох шалтгаан болсон. Бага температуртай улаан одойнууд нь гэрэлтүүлгийн хувьд доогуур байдаг тул технологи ашиглахгүйгээр тэдгээрийг харах боломжгүй юм. Гэхдээ тэд хэт улаан туяаны мужид тодорхой харагдаж байна.

Энэ өгөгдөл нь жижиг хөршүүдийг ашигласнаар галактикууд өсөж хөгждөг гэсэн санааг өдөөсөн юм. Ийнхүү манай Сүүн зам галактик гарч ирсэн бөгөөд одоо ч үүнийг хийсээр байна. Канис Мажор дахь одой галактикийн хуучин одод одоо биднийх болсон тул энэ нь хамгийн ойрхон байрладаг гэж хэлж болно.

Хуучин ялагч нь 1994 онд олдсон (Нум дахь одой). Хамгийн ойрын спиральуудын дунд (M31) 110 км/с хурдатгалтайгаар бидэн рүү гүйж байна. 4 тэрбум гэрлийн жилийн дараа нэгдэх болно.

Бидэнд хамгийн ойр орших галактикийг юу хүлээж байна вэ?

Одоо та Сүүн замд хамгийн ойрхон галактик бол Канис Мажор дахь одой галактик гэдгийг мэдэж байгаа. Гэхдээ түүнд юу тохиолдох вэ? Сүүн замын таталцлын нөлөөгөөр эцэстээ тасарна гэж эрдэмтэд үзэж байна. Түүний үндсэн бие аль хэдийн гажсан, зогсохгүй байгаа нь анзаарагддаг. Объектууд бүрэн нэгдэж, манай галактик руу 1 тэрбум од шилжиж, өмнө нь өнгөрсөн 200-400 тэрбум дээр нэмэгдэх болно. Тиймээс хамгийн ойрын галактик хүртэлх богино зай нь үүн дээр хэрцгий хошигнол тоглов.

ГАЛАКТИУУД буюу "галактикийн гаднах мананцар" буюу "арлын орчлон ертөнц" нь од хоорондын хий, тоосыг агуулсан аварга том оддын систем юм. Нарны аймаг бол манай Галактикийн нэг хэсэг - Сүүн зам. Хамгийн хүчирхэг телескопууд нэвтэрч чадах хэмжээнд бүх сансар огторгуй галактикаар дүүрэн байдаг. Одон орон судлаачид тэдгээрийн дор хаяж нэг тэрбумыг тоолдог. Хамгийн ойрын галактик нь биднээс 1 сая гэрлийн жилийн зайд оршдог. жил (10 19 км), дурангаар тэмдэглэсэн хамгийн алс холын галактикууд тэрбум гэрлийн жилийн зайд оршдог. Галактикийг судлах нь одон орон судлалын хамгийн амбицтай ажлуудын нэг юм.

Түүхийн лавлагаа.Бидэнд хамгийн тод, хамгийн ойр байдаг гадаад галактикууд болох Магелланы үүлс нь бөмбөрцгийн өмнөд хагаст нүцгэн нүдээр харагддаг бөгөөд 11-р зуунд арабуудад мэдэгдэж байсан ба хойд хагас бөмбөрцгийн хамгийн тод галактик болох Андромеда дахь агуу мананцар. Энэ мананцарыг 1612 онд Германы одон орон судлаач С.Мариус (1570–1624) дуран ашиглан дахин илрүүлснээр галактик, мананцар, оддын бөөгнөрөлийг шинжлэх ухааны үүднээс судлах ажил эхэлсэн. Олон тооны мананцарыг 17-18-р зуунд янз бүрийн одон орон судлаачид нээсэн; Дараа нь тэдгээрийг гэрэлтүүлэгч хийн үүл гэж үздэг байв.

Галактикаас цааш оддын системийн тухай санааг анх 18-р зууны философич, одон орон судлаачид: Шведэд Э.Сведборг (1688–1772), Англид Т.Райт (1711–1786), Англид И.Кант (1724–) нар хэлэлцсэн. 1804) Пруссид, И.Ламберт (1728–1777) Алзас, В.Хершель (1738–1822) Англид. Гэсэн хэдий ч 20-р зууны эхний улиралд л. Америкийн одон орон судлаач Г.Кёртис (1872-1942), Э.Хаббл (1889-1953) нарын ажлын ачаар "арлын орчлон ертөнц" оршин тогтнож байсан нь хоёрдмол утгагүй нотлогдсон. Тэд хамгийн тод, тиймээс хамгийн ойрын "цагаан мананцар" хүртэлх зай нь манай Галактикийн хэмжээнээс хамаагүй их болохыг нотолсон. 1924-1936 оны хооронд Хаббл ойр орчмын системүүдээс галактикийн судалгааны хил хязгаарыг Вилсон уулын ажиглалтын төв дэх 2.5 метрийн телескопын хязгаарт хүргэсэн. хэдэн зуун сая гэрлийн жил хүртэл.

1929 онд Хаббл галактик хүртэлх зай болон түүний хөдөлгөөний хурд хоорондын хамаарлыг олж нээсэн. Энэхүү харилцаа буюу Хабблын хууль нь орчин үеийн сансар судлалын ажиглалтын үндэс болсон. Дэлхийн 2-р дайн дууссаны дараа электрон гэрлийн өсгөгч, автомат хэмжих машин, компьютер бүхий шинэ том телескопуудын тусламжтайгаар галактикуудыг идэвхтэй судлах ажил эхэлсэн. Манай болон бусад галактикуудаас радио ялгаруулалтыг нээсэн нь орчлон ертөнцийг судлах шинэ боломжийг олгож, галактикийн цөм дэх радио галактик, квазар болон бусад үйл ажиллагааны илрэлүүдийг илрүүлэхэд хүргэсэн. Геофизикийн пуужин, хиймэл дагуулаас агаар мандлын гаднах ажиглалтууд нь идэвхтэй галактикууд болон галактикийн бөөгнөрөлүүдийн цөмөөс рентген цацрагийг илрүүлэх боломжтой болсон.

Цагаан будаа. 1. Хаббл-ын дагуу галактикуудын ангилал

"Мананцарын" анхны каталогийг 1782 онд Францын одон орон судлаач Чарльз Мессиер (1730-1817) хэвлүүлсэн. Энэ жагсаалтад манай Галактикийн оддын бөөгнөрөл, хийн мананцар, түүнчлэн галактикаас гадуурх объектууд багтсан болно. Messier объектын дугаарыг өнөөдөр ч ашиглаж байна; жишээлбэл, Мессиер 31 (M 31) бол Андромеда одны одны хамгийн ойрын том галактик болох алдарт Андромеда мананцар юм.

В.Хершелийн 1783 онд эхлүүлсэн тэнгэрийн системчилсэн судалгаа нь түүнийг хойд тэнгэрт хэдэн мянган мананцарыг илрүүлэхэд хүргэсэн. Энэ ажлыг түүний хүү Ж.Хершель (1792–1871) үргэлжлүүлж, бөмбөрцгийн өмнөд хагаст Сайн найдварын хошуунд (1834–1838) ажиглалт хийж, 1864 онд хэвлүүлсэн. Ерөнхий лавлах 5 мянган мананцар ба оддын бөөгнөрөл. 19-р зууны хоёрдугаар хагаст. Эдгээр объектуудад шинээр нээсэн объектууд нэмэгдсэн бөгөөд Ж.Дрейер (1852–1926) 1888 онд хэвлэгдсэн. Шинэ хуваалцсан лавлах (Шинэ ерөнхий каталог – NGC), түүний дотор 7814 объект. 1895, 1908 онд хоёр нэмэлт хэвлэгдсэн Лавлах индекс(IC) илрүүлсэн мананцар ба оддын бөөгнөрөл 13 мянга давсан байна.Түүнээс хойш NGC болон IC каталогийн дагуу тэмдэглэгээг нийтээр хүлээн зөвшөөрсөн. Тиймээс Андромеда мананцарыг M 31 эсвэл NGC 224 гэж тодорхойлсон. Тэнгэрийн гэрэл зургийн судалгаанд үндэслэн 13-аас илүү гэрэлтэй 1249 галактикийн жагсаалтыг 1932 онд Харвардын ажиглалтын төвийн Х.Шапли, А.Амс нар эмхэтгэсэн. .

Энэ ажил нь эхний (1964), хоёр дахь (1976), гурав дахь (1991) хэвлэлээр ихээхэн өргөжсөн. Гэрэлт галактикуудын хийсвэр каталог J. de Vaucouleurs болон хамтран ажиллагсад. Тэнгэрийн гэрэл зургийн хавтангуудыг үзэхэд үндэслэсэн илүү өргөн цар хүрээтэй боловч нарийвчилсан мэдээлэл багатай каталогийг 1960-аад онд АНУ-д Ф.Звики (1898-1974), ЗХУ-д Б.А.Воронцов-Веляминов (1904-1994) нар хэвлүүлжээ. Тэд ойролцоогоор агуулдаг. 15 хүртэлх магнитудын 30 мянган галактик. Саяхан өмнөд тэнгэрийн ижил төстэй судалгааг Европын Өмнөд ажиглалтын төвийн Чили дэх 1 метрийн Шмидт камер, Австрали дахь Их Британийн 1.2 метрийн Шмидт камер ашиглан хийж дуусгажээ.

Тэдний жагсаалтыг гаргахад 15 магнитудаас бүдэг галактикууд хэтэрхий олон байна. 1967 онд Ликийн ажиглалтын төвийн 50 см-ийн астрографын ялтсуудыг ашиглан С.Шейн, К.Виртанен нарын хийсэн 19-р магнитудын (хязгаарлалтын хойд тал 20) галактикуудын тооллогын үр дүнг нийтлэв. Ойролцоогоор ийм галактикууд байсан. Сүүн замын өргөн шороон зурваст биднээс нуугдаж буйг тооцохгүйгээр 2 сая. Мөн 1936 онд Маунт Вилсоны ажиглалтын төвд Хаббл селестиел бөмбөрцөгт жигд тархсан хэд хэдэн жижиг хэсгүүдэд 21-р магнитуд хүртэлх галактикуудын тоог тоолжээ (назарлалтын хойд хэсэг 30). Эдгээр мэдээллээс үзэхэд бүхэл бүтэн тэнгэрт 21-р магнитудаас илүү гэрэл гэгээтэй 20 сая гаруй галактик байдаг.

Ангилал.Янз бүрийн хэлбэр, хэмжээ, гэрэлтдэг галактикууд байдаг; зарим нь тусгаарлагдсан боловч ихэнх нь таталцлын нөлөө үзүүлдэг хөршүүд эсвэл хиймэл дагуулуудтай байдаг. Дүрмээр бол галактикууд чимээгүй байдаг ч идэвхтэй нь ихэвчлэн олддог. 1925 онд Хаббл галактикуудыг гадаад төрхөөр нь ангилахыг санал болгов. Хожим нь Хаббл, Шапли, дараа нь Сандж, эцэст нь Ваукулер нар үүнийг сайжруулсан. Түүний доторх бүх галактикуудыг зууван, линз, спираль, жигд бус гэсэн 4 төрөлд хуваадаг.

Зууван хэлбэртэй(Э) гэрэл зураг дээрх галактикууд нь хурц хил хязгааргүй, тодорхой нарийн ширийн зүйлгүй эллипс хэлбэртэй байдаг. Тэдний тод байдал төв рүүгээ нэмэгддэг. Эдгээр нь хуучин одноос бүрдсэн эргэдэг эллипсоидууд юм; Тэдний харагдах хэлбэр нь ажиглагчийн харааны шугам руу чиглүүлж байгаагаас хамаарна. Ирмэгээр нь ажиглавал эллипсийн богино ба урт тэнхлэгүүдийн уртын харьцаа  5/10 хүрдэг. E5).

Цагаан будаа. 2. Зууван галакси ESO 325-G004

Лентикуляр(Лэсвэл С 0) галактикууд нь эллипс хэлбэртэй төстэй боловч бөмбөрцөг бүрэлдэхүүнээс гадна нимгэн, хурдан эргэдэг экваторын дисктэй, заримдаа Санчир гаригийн цагираг шиг цагираг хэлбэртэй байдаг. Ажиглагдсан ирмэг дээр, лентикуляр галактикууд зууван галактикуудаас илүү шахагдсан мэт харагддаг: тэдгээрийн тэнхлэгүүдийн харьцаа 2/10 хүрдэг.

Цагаан будаа. 2. Draco одны лентикуляр галактик (NGC 5866) Spindle Galaxy.

Спираль(С) галактикууд нь мөн бөмбөрцөг ба хавтгай гэсэн хоёр бүрэлдэхүүн хэсгээс бүрддэг боловч дискэн дэх спираль бүтэцтэй байдаг. Дэд төрлүүдийн дарааллын дагуу Са, Sb, Sc, Сд("эрт" -ээс "хожуу" спираль хүртэл), спираль гар нь зузаан, илүү төвөгтэй, мушгиа багатай болж, бөмбөрцөг (төв конденсаци, эсвэл) товойх) буурдаг. Ирмэгтэй спираль галактикуудад спираль гарууд харагдахгүй боловч галактикийн төрлийг товойсон болон дискний харьцангуй тодоор тодорхойлж болно.

Цагаан будаа. 2.Спираль галактикийн жишээ болох Галактик галактик (Messier 101 эсвэл NGC 5457)

Буруу(I) галактикууд нь хоёр үндсэн төрөлтэй: Магелланы төрөл, i.e. Магелланы үүлс гэж бичээд спираль дарааллыг үргэлжлүүлнэ Smөмнө Им, болон Магеллан бус төрөл I 0, бөмбөрцөг хэлбэртэй эсвэл дискний бүтцийн орой дээр эмх замбараагүй харанхуй тоосны эгнээтэй, тухайлбал лентикуляр эсвэл эрт спираль.

Цагаан будаа. 2. NGC 1427A, жигд бус галактикийн жишээ.

Төрөл ЛТэгээд Стөвийг дайран өнгөрч, дискийг огтолж буй шугаман бүтэц байгаа эсэхээс хамааран хоёр төрөл, хоёр төрөлд хуваагдана ( баар), түүнчлэн төвийн тэгш хэмтэй цагираг.

Цагаан будаа. 2.Сүүн замын галактикийн компьютерийн загвар.

Цагаан будаа. 1. NGC 1300, хаалттай спираль галактикийн жишээ.

Цагаан будаа. 1. ГАЛАКТИГИЙН ГУРВАН ХЭМЖЭЭТ АНГИЛАЛ. Үндсэн төрлүүд: E, L, S, I-аас дараалан байрлана Эөмнө Им; энгийн гэр бүлүүд Амөн гатлав Б; төрлийн сТэгээд r. Доорх дугуй диаграммууд нь спираль ба лентикуляр галактикуудын бүс дэх үндсэн тохиргооны хөндлөн огтлол юм.

Цагаан будаа. 2. ҮНДСЭН ГЭР БҮЛ, СПИРАЛЫН ТӨРЛҮҮДталбай дахь үндсэн тохиргооны хөндлөн огтлол дээр Sb.

Морфологийн нарийвчилсан мэдээлэлд үндэслэсэн галактикийн өөр ангиллын схемүүд байдаг боловч фотометрийн, кинематик болон радио хэмжилт дээр суурилсан объектив ангиллыг хараахан боловсруулаагүй байна.

Нийлмэл. Бөмбөрцөг ба диск гэсэн хоёр бүтцийн бүрэлдэхүүн хэсэг нь 1944 онд Германы одон орон судлаач В.Бааде (1893–1960) нээсэн галактикуудын оддын популяцийн ялгааг илэрхийлдэг.

Хүн ам I, жигд бус галактикууд болон спираль гарт байдаг бөгөөд энэ нь спектрийн О ба В ангиллын цэнхэр аварга ба супер аваргууд, К ба М ангиллын улаан супер аваргууд, ионжсон устөрөгчийн тод хэсгүүдтэй од хоорондын хий, тоосыг агуулдаг. Энэ нь мөн нарны ойролцоо харагдах боловч алс холын галактикт ялгагдахааргүй бага масстай үндсэн дарааллын оддыг агуулдаг.

Хүн ам II, зууван ба лентикул галактикууд, түүнчлэн спираль болон бөмбөрцөг хэлбэрийн бөөгнөрөлүүдийн төв хэсэгт байдаг бөгөөд G5-аас K5 хүртэлх улаан аварга, дэд аваргууд болон магадгүй дэд одойнуудыг агуулдаг; Түүний дотор гаригийн мананцарууд олдож, шинэ эсийн дэлбэрэлт ажиглагдаж байна (Зураг 3). Зураг дээр. Оддын спектрийн төрлүүд (эсвэл өнгө) ба тэдгээрийн гэрэлтүүлгийн янз бүрийн популяцид хамаарах хамаарлыг Зураг 4-т үзүүлэв.

Цагаан будаа. 3. ОДТОЙ ХҮН АМ. Андромедын мананцар хэмээх спираль галактикийн гэрэл зураг нь түүний дискэнд I популяцийн цэнхэр аварга ба супер аварга биетүүд төвлөрч, төв хэсэг нь II популяцийн улаан одноос бүрддэг болохыг харуулж байна. Андромеда мананцарын хиймэл дагуулууд бас харагдаж байна: галактик NGC 205 ( доод хэсэгт) ба M 32 ( зүүн дээд). Энэ зурган дээрх хамгийн тод одууд нь манай Галактикийнх.

Цагаан будаа. 4. ХЕРЦСПРУНГ-РАССЕЛЛИЙН ДИАГРАМ, энэ нь янз бүрийн төрлийн оддын спектрийн төрөл (эсвэл өнгө) болон гэрэлтүүлгийн хоорондын хамаарлыг харуулдаг. Би: залуу популяци I од, мушгиа гарт байдаг. II: популяцийн I насны одод; III: бөмбөрцөг бөөгнөрөл ба эллипс галактикт хамаарах хуучин Популяци II одод.

Зууван галактикуудад зөвхөн II популяци, жигд бус галактикуудад зөвхөн I популяци агуулагддаг гэж анх бодож байсан. Гэвч галактикууд ихэвчлэн хоёр оддын популяцийг өөр өөр харьцаатай хольж агуулж байдаг нь тогтоогдсон. Популяцийн нарийвчилсан шинжилгээг зөвхөн ойролцоох хэд хэдэн галактикийн хувьд хийх боломжтой боловч алс холын системүүдийн өнгө, спектрийг хэмжих нь тэдний оддын популяцийн ялгаа Баадын бодсоноос их байж болохыг харуулж байна.

Зай. Алс холын галактик хүртэлх зайг хэмжих нь манай Галактикийн од хүртэлх зайны үнэмлэхүй хуваарь дээр суурилдаг. Үүнийг хэд хэдэн аргаар суулгадаг. Хамгийн гол нь 300 св хүртэлх зайд хүчинтэй тригонометрийн параллаксын арга юм. жил. Үлдсэн аргууд нь шууд бус, статистик; Эдгээр нь оддын зөв хөдөлгөөн, радиаль хурд, тод байдал, өнгө, спектрийг судлахад суурилдаг. Тэдгээрийн үндсэн дээр Шинэ болон RR Lyra төрлийн хувьсагчдын үнэмлэхүй утгууд ба  Cepheus нь харагдахуйц хамгийн ойрын галактик хүртэлх зайны үндсэн үзүүлэлт болдог. Эдгээр галактикуудын бөмбөрцөг бөөгнөрөл, хамгийн тод од, ялгаралтын мананцарууд нь хоёрдогч үзүүлэлт болж, илүү алслагдсан галактикуудын зайг тодорхойлох боломжийг олгодог. Эцэст нь галактикуудын диаметр ба гэрэлтүүлгийг гуравдагч үзүүлэлт болгон ашигладаг. Зайны хэмжүүрийн хувьд одон орон судлаачид ихэвчлэн объектын харагдах хэмжээний ялгааг ашигладаг мба түүний үнэмлэхүй хэмжээ М; энэ утга ( м – М)-ийг “харагдах зайны модуль” гэж нэрлэдэг. Жинхэнэ зайг олж мэдэхийн тулд од хоорондын тоосоор гэрлийн шингээлтийг засах шаардлагатай. Энэ тохиолдолд алдаа нь ихэвчлэн 10-20% хүрдэг.

Галактикаас гадуурх зайны хуваарийг үе үе шинэчилдэг бөгөөд энэ нь зайнаас хамаардаг галактикийн бусад параметрүүд ч өөрчлөгддөг гэсэн үг юм. Хүснэгтэнд 1-д өнөөдрийн галактикийн хамгийн ойрын бүлгүүд хүртэлх хамгийн зөв зайг харуулав. Хэдэн тэрбум гэрлийн жилийн зайд орших илүү алслагдсан галактикуудын хоорондох зайг улаан шилжилт дээр үндэслэн бага нарийвчлалтайгаар тооцдог ( доороос үзнэ үү: Улаан шилжилтийн шинж чанар).

Гэрэлтэх чадвар.Галактикийн гадаргуугийн гэрэлтүүлгийг хэмжих нь нэгж талбайд ногдох оддын нийт гэрэлтүүлгийг өгдөг. Төвөөс холдох тусам гадаргуугийн гэрэлтүүлгийн өөрчлөлт нь галактикийн бүтцийг тодорхойлдог. Зууван систем нь хамгийн тогтмол бөгөөд тэгш хэмтэй тул бусдаас илүү нарийвчлан судлагдсан; ерөнхийдөө тэдгээрийг гэрэлтүүлгийн нэг хуулиар тодорхойлсон байдаг (Зураг 5, А):

Цагаан будаа. 5. ГАЛАКТИДИЙН ГЭРЭЛТИЙН ТАРХАЛТ. А– эллипс галактикууд (гадаргуугийн гэрэлтүүлгийн логарифмийг багасгасан радиусын дөрөв дэх үндэсээс хамаарч харуулав) r/r e) 1/4, хаана r– төвөөс зай, ба r e нь галактикийн нийт гэрэлтүүлгийн хагасыг багтаасан үр дүнтэй радиус юм); б– Лентикуляр галактик NGC 1553; В- гурван хэвийн спираль галактик (шугам бүрийн гаднах хэсэг нь шулуун байгаа нь гэрэлтүүлгийн зайнаас экспоненциал хамааралтай болохыг харуулж байна).

Лентикуляр системийн талаарх мэдээлэл тийм ч бүрэн биш байна. Тэдний гэрэлтүүлгийн профайл (Зураг 5, б) нь эллипс галактикуудын профайлаас ялгаатай бөгөөд цөм, линз, дугтуй гэсэн гурван үндсэн бүстэй. Эдгээр системүүд нь зууван ба спираль хоорондын завсрын систем юм.

Мушгиа нь маш олон янз, бүтэц нь нарийн төвөгтэй бөгөөд гэрэлтэлтийн хуваарилалтын нэг хууль байдаггүй. Гэсэн хэдий ч цөмөөс алслагдсан энгийн спиральуудын хувьд дискний гадаргуугийн гэрэлтүүлэг зах руу чиглэн экспоненциалаар буурдаг бололтой. Хэмжилтээс харахад спираль гарны гэрэлтэлт нь галактикуудын гэрэл зургийг харахад харагддаг шиг тийм ч их биш байгааг харуулж байна. Цэнхэр гэрэлд гар нь дискний гэрэлтүүлгийг 20% -иас ихгүй, улаан гэрэлд мэдэгдэхүйц бага хэмжээгээр нэмэгдүүлдэг. гүдгэрээс гэрэлтэх хувь нэмэр -аас буурдаг Саруу Сд(Зураг 5, В).

Галактикийн харагдах хэмжээг хэмжих замаар мба түүний зайны модулийг тодорхойлох ( м – М), үнэмлэхүй утгыг тооцоол М. Квазарыг эс тооцвол хамгийн тод галактикууд, М 22, өөрөөр хэлбэл. Тэдний гэрэлтэх чадвар нарныхаас бараг 100 тэрбум дахин их. Мөн хамгийн жижиг галактикууд М10, i.e. гэрэлтэлт ойролцоогоор. 106 нарны. Галактикийн тооны тархалт М"Гэрэлтүүлгийн функц" гэж нэрлэгддэг энэ нь орчлон ертөнцийн галактикийн популяцийн чухал шинж чанар боловч үүнийг нарийн тодорхойлоход амаргүй.

Тодорхой хязгаарлагдмал харагдахуйц хэмжээгээр сонгосон галактикуудын хувьд төрөл бүрийн гэрэлтүүлгийн функцийг Эөмнө Scбараг Гауссын (хонх хэлбэртэй) цэнхэр туяанд үнэмлэхүй дундаж утгатай М м= 18.5 ба дисперс  0.8 (Зураг 6). Харин хожуу үеийн галактикуудаас Сдөмнө Иммөн зууван одойнууд бүдэг.

Өгөгдсөн эзэлхүүн дэх галактикуудын бүрэн түүврийн хувьд, жишээлбэл, кластерт, гэрэлтүүлгийн функц нь гэрэлтэх чадвар буурах тусам огцом нэмэгддэг, өөрөөр хэлбэл. одой галактикуудын тоо аварга галактикуудын тооноос хэд дахин их байдаг

Цагаан будаа. 6. ГАЛАКСИ ГЭРЭЛТҮҮЛЭХ ФУНКЦ. А– дээж нь тодорхой хязгаарлагдмал харагдахуйц утгаас илүү гэрэл гэгээтэй байх; б– тодорхой хэмжээний орон зайд бүрэн дээж. Маш олон тооны одой системтэй болохыг анхаарна уу МБ< -16.

Хэмжээ. Оддын нягтрал, галактикуудын гэрэлтэлт аажмаар гадагшилдаг тул тэдгээрийн хэмжээ нь дурангийн чадвар, шөнийн тэнгэрийн туяаны эсрэг галактикийн гаднах бүс нутгуудын бүдэгхэн гэрэлтэлтийг тодруулах чадвар дээр тулгуурладаг. Орчин үеийн технологи нь тэнгэрийн гэрэлтүүлгийн 1% -иас бага гэрэлтэй галактикийн бүс нутгийг бүртгэх боломжийг олгодог; Энэ нь галактикийн цөмийн тодоос сая дахин бага юм. Энэхүү изофотын дагуу (тэнцүү тод байдлын шугам) галактикуудын диаметр нь одой системүүдийн хувьд хэдэн мянган гэрлийн жилээс аварга томуудын хувьд хэдэн зуун мянган гэрлийн жил хүртэл хэлбэлздэг. Дүрмээр бол галактикийн диаметр нь тэдний үнэмлэхүй гэрэлтэлттэй сайн хамааралтай байдаг.

Спектрийн ангилал ба өнгө.Галактикийн анхны спектрограмм - 1899 онд Ю.Шейнер (1858–1913) Потсдамын ажиглалтын төвд олж авсан Андромеда мананцар нь шингээлтийн шугамаараа нарны спектртэй төстэй юм. Галактикийн спектрийн томоохон судалгаа нь бага тархалттай (200-400 / мм) "хурдан" спектрографуудыг бий болгосноор эхэлсэн; Хожим нь цахим зургийн гэрэлтүүлгийн өсгөгч ашиглах нь тархалтыг 20-100 / мм хүртэл нэмэгдүүлэх боломжтой болсон. Йеркесын ажиглалтын төвд Морганы ажиглалтаас харахад галактикийн оддын нарийн бүтэцтэй хэдий ч тэдгээрийн спектр нь ихэвчлэн тодорхой ангиллын оддын спектртэй ойролцоо байдаг. Аөмнө К, мөн галактикийн спектр ба морфологийн төрлийн хооронд мэдэгдэхүйц хамаарал байдаг. Дүрмээр бол ангийн спектр Ажигд бус галактикуудтай Имба спираль SmТэгээд Сд. Спектрийн ангилал A–Fспираль дээр СдТэгээд Sc. -аас шилжүүлэх Scруу Sb-аас спектрийн өөрчлөлт дагалддаг Фруу Ф–Г, болон спираль SbТэгээд Са, лентикуляр ба эллипс систем нь спектртэй байдаг ГТэгээд К. Спектрийн ангийн галактикуудын цацраг нь хожим нь тодорхой болсон нь үнэн Аүнэндээ спектрийн ангиллын аварга оддын гэрлийн холимогоос бүрддэг БТэгээд К.

Шингээх шугамаас гадна олон галактикууд Сүүн замын ялгаралтын мананцар шиг харагдахуйц ялгаруулах шугамтай байдаг. Ихэвчлэн эдгээр нь Балмерын цувралын устөрөгчийн шугамууд, жишээлбэл, H  дээр  6563, ионжуулсан азотын давхар (N II) дээр  6548 ба 6583 ба хүхэр (S II) дээр  6717 ба 6731, ионжуулсан хүчилтөрөгч (O II) асаалттай  3726 ба 3729 ба давхар ионжуулсан хүчилтөрөгч (O III) асаалттай  4959 ба 5007. Ялгарлын шугамын эрч хүч нь галактикуудын дискэн дэх хийн болон супер аварга оддын хэмжээтэй шууд хамааралтай байдаг: эллипс ба лентикуляр галактикт эдгээр шугамууд байхгүй эсвэл маш сул, харин спираль болон жигд бус хэлбэрээр бэхждэг. Саруу Им. Нэмж дурдахад устөрөгчөөс илүү хүнд (N, O, S) элементүүдийн ялгаралтын шугамын эрчим, магадгүй эдгээр элементүүдийн харьцангуй элбэг дэлбэг байдал нь цөмөөс дискний галактикийн зах хүртэл буурдаг. Зарим галактикийн цөмд ер бусын хүчтэй ялгаруулах шугам байдаг. 1943 онд К.Зайферт цөмд нь маш өргөн устөрөгчийн шугамтай галактикийн онцгой төрлийг нээсэн нь тэдний өндөр идэвхжилийг харуулж байна. Эдгээр бөөмүүдийн гэрэлтэлт ба тэдгээрийн спектр цаг хугацааны явцад өөрчлөгддөг. Ерөнхийдөө Сейферт галактикуудын цөмүүд нь квазартай төстэй боловч тийм ч хүчтэй биш юм.

Галактикуудын морфологийн дарааллын дагуу тэдгээрийн өнгөний интеграл индекс өөрчлөгддөг ( Б-В), i.e. цэнхэр галактикийн магнитудын ялгаа Бба шар Втуяа Галактикийн үндсэн төрлүүдийн дундаж өнгөний индекс дараах байдалтай байна.

Энэ хуваарийн дагуу 0.0 нь цагаан, 0.5 нь шаргал, 1.0 нь улаавтар өнгөтэй байна.

Нарийвчилсан фотометрийн тусламжтайгаар галактикийн өнгө нь цөм бүрээс ирмэг хүртэл харилцан адилгүй байдаг нь оддын найрлага өөрчлөгдсөнийг илтгэдэг. Ихэнх галактикууд цөмөөсөө илүү гаднах бүс нутагтаа цэнхэр өнгөтэй байдаг; Энэ нь зууван хэлбэрээс илүү спираль хэлбэрээр мэдэгдэхүйц юм, учир нь тэдгээрийн дискэнд олон залуу цэнхэр од байдаг. Ихэнхдээ цөмгүй байдаг жигд бус галактикууд захаасаа илүү төв хэсэгтээ цэнхэр өнгөтэй байдаг.

Эргэлтийн болон масс.Галактикийн төвийг дайран өнгөрч буй тэнхлэгийг тойрон эргэх нь түүний спектрийн шугамын долгионы уртыг өөрчлөхөд хүргэдэг: галактикийн бүс нутгаас бидэнд ойртож буй шугамууд спектрийн ягаан хэсэг рүү, ухарч буй бүс нутгаас улаан руу шилждэг. (Зураг 7). Доплерийн томьёоны дагуу шугамын долгионы уртын харьцангуй өөрчлөлт нь  байна  / = В r /в, Хаана внь гэрлийн хурд, ба В r– радиаль хурд, өөрөөр хэлбэл. харааны шугамын дагуух эх үүсвэрийн хурдны бүрэлдэхүүн хэсэг. Галактикийн төвүүдийн эргэн тойронд оддын эргэлтийн хугацаа хэдэн зуун сая жил бөгөөд тойрог замын хөдөлгөөний хурд нь 300 км / с хүрдэг. Ихэвчлэн дискний эргэлтийн хурд хамгийн дээд хэмжээндээ хүрдэг ( В М) төвөөс тодорхой зайд ( r М), дараа нь буурдаг (Зураг 8). Манай Галактикийн ойролцоо В М= 230 км/с зайд r М= 40 мянган St. төвөөс жил:

Цагаан будаа. 7. ГАЛАКТИГИЙН СПЕКТРИЙН ШУГАМ, тэнхлэгийг тойрон эргэдэг Н, спектрографын ангархайг тэнхлэгийн дагуу чиглүүлэх үед ab. Галактикийн алслагдсан захаас авсан шугам ( б) улаан тал руу хазайсан (R), ойртож буй ирмэгээс ( а) - хэт ягаан туяа (хэт ягаан туяа).

Цагаан будаа. 8. ГАЛАКИКИЙН ЭРГЭЛТИЙН муруй. Эргэлтийн хурд В r хамгийн их утгад хүрнэ ВМ зайд РГалактикийн төвөөс M ба дараа нь аажмаар буурдаг.

Галактикийн спектр дэх шингээлтийн шугам ба ялгаруулалтын шугам нь ижил хэлбэртэй байдаг тул дискэн дэх одод ба хий ижил чиглэлд ижил хурдтайгаар эргэлддэг. Дискэн дэх харанхуй тоосны эгнээний байршлаар бид галактикийн аль ирмэг нь бидэнд илүү ойр байгааг олж мэдэх үед спираль гаруудын эргэлтийн чиглэлийг олж мэдэх боломжтой: бүх судлагдсан галактикуудад тэд хоцрогдсон байна, өөрөөр хэлбэл, төвөөс холдох үед гар нь эргэлтийн чиглэлийн эсрэг чиглэлд нугалав.

Эргэлтийн муруйг шинжлэх нь галактикийн массыг тодорхойлох боломжийг олгодог. Хамгийн энгийн тохиолдолд таталцлын хүчийг төвөөс зугтах хүчинтэй тэнцүүлэхдээ бид одны тойрог зам дахь галактикийн массыг олж авна. М = rV r 2 /Г, Хаана Г- хүндийн хүчний тогтмол. Захын оддын хөдөлгөөний дүн шинжилгээ нь нийт массыг тооцоолох боломжийг олгодог. Манай Галактик нь ойролцоогоор масстай. 210 11 нарны масс, Андромедын мананцарт 410 11, Магелланы том үүлэнд – 1510 9 . Дискний галактикуудын масс нь тэдгээрийн гэрэлтэлттэй ойролцоогоор пропорциональ байна ( Л), тэгэхээр харьцаа М/ЛТэдгээр нь бараг ижил бөгөөд цэнхэр туяанд гэрэлтүүлгийн хувьд тэнцүү байна М/Л Нарны масс ба гэрэлтүүлгийн нэгжээр 5.

Бөмбөрцөг галактикийн массыг дискний эргэлтийн хурдны оронд галактик дахь оддын эмх замбараагүй хөдөлгөөний хурдыг ашиглан ижил аргаар тооцоолж болно (  v), спектрийн шугамын өргөнөөр хэмжигддэг бөгөөд үүнийг хурдны дисперс гэж нэрлэдэг: М  Р v 2 /Г, Хаана Р– галактикийн радиус (вириал теорем). Зууван галактик дахь оддын тархалтын хурд нь ихэвчлэн 50-аас 300 км / с, одой системд 10 9 нарны массаас аварга том системд 10 12 хүртэл байдаг.

Радио ялгаруулалтСүүн замыг 1931 онд К.Янский нээсэн. Сүүн замын анхны радио газрын зургийг 1945 онд Г.Ребер авсан. Энэхүү цацраг нь өргөн долгионы урттай байдаг.  эсвэл давтамжууд  = в/ , хэд хэдэн мегагерцээс (   100 м) хэдэн арван гигагерц хүртэл (   1 см), "тасралтгүй" гэж нэрлэдэг. Үүнийг хэд хэдэн физик процессууд хариуцдаг бөгөөд хамгийн чухал нь од хоорондын сул соронзон орон дахь гэрлийн хурдаар бараг хөдөлж буй од хоорондын электронуудын синхротрон цацраг юм. 1950 онд 1.9 м долгионы урттай тасралтгүй ялгаралтыг Андромеда мананцараас, дараа нь бусад олон галактикаас Р.Браун, К.Хазард (Жодрелл Банк, Англи) нар нээсэн. Манай галактик эсвэл M 31 шиг ердийн галактикууд нь радио долгионы сул эх үүсвэр юм. Тэд оптик хүчнийхээ саяны нэгийг л радио долгионы хүрээнд ялгаруулдаг. Гэхдээ зарим ер бусын галактикуудад энэ цацраг илүү хүчтэй байдаг. Хамгийн ойрын "радио галактикууд" Охины А (M 87), Центавр А (NGC 5128), Персеус А (NGC 1275) нь оптикийн 10-4 10-3-ын радио гэрэлтүүлэгтэй. Мөн Cygnus A радио галактик гэх мэт ховор объектуудын хувьд энэ харьцаа нэгдмэл байдалтай ойролцоо байна. Энэхүү хүчирхэг радио эх сурвалжийг нээснээс хойш хэдхэн жилийн дараа түүнтэй холбоотой бүдэг галактикийг олох боломжтой байв. Алс холын галактикуудтай холбоотой байж магадгүй олон бүдэг радиогийн эх үүсвэрүүд хараахан хараахан хараахан хараахан хараахан хараахан олдоогүй байна.

Энэ төрлийн галактикийн маш ердийн жишээ болох Сүүн зам нь асар том тул галактикийн ирмэгээс ирмэг хүртэл секундэд 300,000 километрийн хурдтайгаар гэрэлтэхийн тулд 100 мянга гаруй жил гэрэл зарцуулдаг. Дэлхий ба нар нь Сүүн замын төвөөс ойролцоогоор 30 мянган гэрлийн жилийн зайд байрладаг. Хэрэв бид манай Галактикийн төвийн ойролцоо амьдардаг нэгэн төсөөлөлтэй амьтан руу мессеж илгээх гэж оролдвол 60 мянган жилийн дараа хариу хүлээн авах болно. Орчлон ертөнц үүсэх тэр мөчид онгоцны хурдаар (цагт 600 миль буюу 1000 км) илгээсэн зурвас галактикийн төвд хүрэх замын ердөө хагасыг л туулж, 1000 км/цагт хүрэх байсан. Хариулт нь 70 тэрбум жил байх байсан.

Зарим галактикууд манайхаас хамаагүй том. Тэдгээрийн хамгийн том нь буюу радио долгион хэлбэрээр асар их хэмжээний энерги ялгаруулдаг асар том галактикууд, тухайлбал өмнөд тэнгэрийн алдарт Центавр А нь Сүүн замаас зуу дахин том диаметртэй байдаг. Нөгөөтэйгүүр, орчлон ертөнцөд харьцангуй жижиг галактикууд олон байдаг. Одой эллипс галактикуудын хэмжээсүүд (ердийн төлөөлөгч нь Draco одны ордонд байрладаг) ердөө 10 мянган гэрлийн жил юм. Мэдээжийн хэрэг, эдгээр үл анзаарагдам биетүүд хүртэл бараг төсөөлөхийн аргагүй асар том хэмжээтэй: Draco одны галактикийг одой гэж нэрлэж болох ч диаметр нь 160,000,000,000,000,000 километрээс давсан.

Хэдийгээр сансар огторгуйд олон тэрбум галактик оршин суудаг ч тэд бөөгнөрөлгүй байдаг: Орчлон ертөнц нь галактикууд түүнд эвтэйхэн багтахуйц асар том бөгөөд маш их чөлөөт орон зай үлдсэн хэвээр байна. Гэрэлт галактикуудын хоорондох ердийн зай нь ойролцоогоор 5-10 сая гэрлийн жил; үлдсэн эзэлхүүнийг одой галактикууд эзэлдэг. Гэсэн хэдий ч, хэрэв бид тэдгээрийн хэмжээг харгалзан үзвэл, жишээлбэл, нарны ойролцоох оддыг бодвол галактикууд бие биенээсээ харьцангуй ойр байдаг. Одны диаметр нь хамгийн ойрын хөрш од хүртэлх зайтай харьцуулахад маш бага юм. Нарны диаметр нь ердөө 1.5 сая километр бөгөөд хамгийн ойрын од хүртэлх зай нь 50 сая дахин их юм.

Галактикуудын хоорондох асар их зайг төсөөлөхийн тулд тэдний хэмжээг дундаж хүний ​​өндөрт хүртэл бууруулъя. Дараа нь Орчлон ертөнцийн ердийн бүс нутагт "насанд хүрсэн" (тод) галактикууд бие биенээсээ дунджаар 100 метрийн зайд байрлах ба тэдгээрийн хооронд цөөн тооны хүүхэд байх болно. Орчлон ертөнц нь тоглогчдын хооронд маш их зайтай, өргөн уудам бейсболын талбайтай төстэй байх болно. Зөвхөн галактикууд ойрхон бөөгнөрөл цуглардаг зарим газарт л байдаг. Манай орчлон ертөнцийн загвар нь хотын явган хүний ​​зам мэт бөгөөд оргил ачааллын цагт үдэшлэг, метроны машин шиг хаана ч байхгүй. Хэрэв ердийн галактикийн оддыг хүний ​​өсөлтийн хэмжээнд хүртэл бууруулсан бол энэ газар маш сийрэг хүн амтай байх болно: хамгийн ойрын хөрш нь 100 мянган километрийн зайд буюу Дэлхийгээс Сар хүртэлх зайны дөрөвний нэг орчимд амьдрах болно.

Эдгээр жишээнүүдээс харахад галактикууд орчлон ертөнц даяар маш сийрэг тархсан бөгөөд гол төлөв хоосон орон зайгаас бүрддэг нь тодорхой байх ёстой. Оддын хоорондох зайг дүүргэж буй ховор хийг харгалзан үзсэн ч бодисын дундаж нягт маш бага хэвээр байна. Галактикийн ертөнц асар том бөгөөд бараг хоосон юм.

Орчлон ертөнц дэх галактикууд ижил төстэй байдаггүй. Тэдгээрийн зарим нь гөлгөр, дугуй хэлбэртэй, зарим нь хавтгайрсан, тараагдсан спираль хэлбэртэй, зарим нь бараг ямар ч бүтэцгүй байдаг. Одон орон судлаачид 1920-иод онд хэвлэгдсэн Эдвин Хабблын анхдагч бүтээлийн дагуу галактикуудыг хэлбэр дүрсээр нь E, S, Irr гэж тодорхойлсон эллипс, спираль, жигд бус гэсэн гурван үндсэн төрөлд ангилдаг.