Galaxy

Galakse ( anden græsk γᾰλαξίας  "Mælkevejen" [1] fra oldgræsk γάλα , γάλακτος  " mælk ") er et gravitationsbundet system af stjerner , stjernehobe , interstellar gas og støv , mørkt stof , planeter . Alle objekter i galaksen deltager i bevægelsen i forhold til det fælles massecenter [2] [3] [4] .

Alle galakser (med undtagelse af vores ) er ekstremt fjerne astronomiske objekter . Afstanden til den nærmeste af dem måles i megaparsec , og til de fjerneste - i enheder af rødforskydning  z  . Den fjernest kendte galakse i 2022 er CEERS-93316 . Kun fire galakser kan ses på himlen med det blotte øje : Andromeda-galaksen (synlig på den nordlige halvkugle), de store og små magellanske skyer (synlige i syd; de er satellitter i vores galakse) og M33 -galaksen i stjernebilledet Triangulum (fra den nordlige halvkugle, på den ubelyste himmel) [5] .

Det samlede antal galakser i den observerbare del af universet kendes endnu ikke nøjagtigt. I 1990'erne troede man på baggrund af Hubble -rumteleskopets observationer , at der var omkring 100 milliarder galakser i alt [6] . I 2016 blev dette skøn revideret, og antallet af galakser blev øget til to billioner [7] . I 2021 blev estimatet af antallet af galakser ifølge nye data indhentet af New Horizons-rumfartøjet igen reduceret, og nu er det kun et par hundrede milliarder [8] .

I rummet er galakser ujævnt fordelt: I ét område kan du finde en hel gruppe af nærliggende galakser , eller du kan ikke finde en eneste (de såkaldte hulrum ).

Det var ikke muligt at få et billede af galakser ned til individuelle stjerner før begyndelsen af ​​det 20. århundrede. I begyndelsen af ​​1990'erne var der ikke mere end 30 galakser, hvor individuelle stjerner kunne ses, og de var alle en del af den lokale gruppe . Efter opsendelsen af ​​Hubble -rumteleskopet og idriftsættelsen af ​​10 meter jordbaserede teleskoper er antallet af opløste galakser steget dramatisk.

Galakser er meget forskellige: blandt dem er sfæriske elliptiske galakser , diskspiralgalakser , galakser med en stang (stang) , linseformet , dværg , uregelmæssig osv . . Hvis vi taler om numeriske værdier, så varierer deres masse for eksempel fra 0,5 ⋅ 10 6 solmasser i dværggalakser (såsom Segue 2 ) til 2,5 ⋅ 10 15 solmasser i supergigantiske galakser (såsom IC 1101 ), til sammenligning , massen af ​​vores Mælkevejsgalakse er 2⋅10 11 solmasser.

Diameteren af ​​galakser er fra 5 til 250 kiloparsecs [9] ( 16-800 tusinde lysår ), til sammenligning er diameteren af ​​vores galakse omkring 30 kiloparsecs (100 tusinde lysår). Den største kendte (fra 2021) galakse IC 1101 har en diameter på over 600 kiloparsec [10] .

Et af de uløste problemer med galaksernes struktur er mørkt stof , som kun viser sig i gravitationsinteraktion. Det kan være op til 90 % af galaksens samlede masse, eller det kan være helt fraværende, som i nogle dværggalakser [11] .

Etymologi

Ordet "galakse" ( andet græsk γαλαξίας ) kommer fra det græske navn på vores galakse ( κύκλος γαλαξίας betyder "mælkering" - som en beskrivelse af det observerede fænomen på nattehimlen) [12] . Da astronomer foreslog, at forskellige himmellegemer, der menes at være spiraltåger , kunne være enorme samlinger af stjerner, blev disse objekter kendt som "ø-universer" eller "stjerne-øer". Men senere, da det blev klart, at disse objekter ligner vores galakse, ophørte begge udtryk med at blive brugt og blev erstattet af udtrykket "galakse".

Observationer

De vigtigste integrerede egenskaber ved galakser [9] (ekstremværdier er udeladt):

Parameter Hovedmålemetode Værdiinterval Omtrentlig værdi for Mælkevejen
Diameter D 25 Fotometri 5-50 kpc 30 kpc
Radial skala af skiven R 0 Fotometri 1-7 kpc 3 kpc
Stjerneskivens tykkelse Fotometri af kant-on diske 0,3-1 kpc 0,7 kpc
Lysstyrke Fotometri 10 7 —10 11 L ☉ 5⋅10 10L ☉ _
Vægt M 25 indenfor D 25 Måling af gas og/eller stjerners hastighed ved hjælp af Doppler-effekten 10 7 —10 12 M ☉ 2⋅10 11M ☉ _
Relativ masse af gas M gas /M 25 inden for D 25 Måling af intensiteten af ​​neutrale og molekylære brintlinjer 0,1-30 % 2 %
Rotationshastighed V for de ydre områder af galakser Måling af gas og/eller stjerners hastighed ved hjælp af Doppler-effekten 50—300 km/s 220 km/s (i nærheden af ​​Solen)
Periode med revolution af galaksernes ydre områder Måling af gas og/eller stjerners hastighed ved hjælp af Doppler-effekten 10 8 —10 9 år 2⋅10 8 år (for solens nærhed)
Masse af det centrale sorte hul Måling af hastigheder af stjerner og gas nær kernen; empirisk afhængighed af stjernernes centrale spredning 3⋅10 5 —3⋅10 9 M ☉ 4⋅106M ☉ _ _

Afstand

Afstanden fra observatøren til galaksen som en fysisk karakteristik er ikke inkluderet i nogen proces, der finder sted med galaksen. Behovet for information om afstanden til galaksen opstår, når: identificerer lidt undersøgte begivenheder, for eksempel gammastråleudbrud ; studere universet som helhed, studere udviklingen af ​​selve galakserne, bestemme massen af ​​galakser og deres størrelser osv.

Alle mere eller mindre modeluafhængige metoder til bestemmelse af afstanden til en galakse kan opdeles i to typer: måling af et objekt inde i galaksen, hvortil afstanden adskiller sig ubetydeligt lille fra afstanden til selve galaksen, og ved at rødforskydning.

Den første metode er den fotometriske metode, der anvender de såkaldte standardlys , hvis lysstyrke anses for at være kendt. Derefter kan afstanden beregnes ved hjælp af følgende formel:

,

hvor m  er den tilsyneladende størrelse , M  er den absolutte størrelse , og R  er afstanden i parsec. På nuværende tidspunkt bruges sådanne standardlys [13] :

Den anden metode er baseret på Hubbles empiriske lov og er mere afhængig af den valgte model end den forrige.

,

hvor H 0  er Hubble-konstanten . Hvis vi tager den nu udbredte ΛCDM-model (med den samme Hubble-konstant), så vil der være en vis betydelig uoverensstemmelse ved z~10, hvilket giver os mulighed for at klassificere den som relativt modeluafhængig.

Der er også en række stærkt modelafhængige måder [13] :

Vigtigste observerbare bestanddele af galakser

De vigtigste observerbare bestanddele af galakser omfatter [14] :

  1. Normale stjerner af forskellig masse og aldre, hvoraf nogle er indeholdt i hobe .
  2. Kompakte rester af udviklede stjerner.
  3. Koldt gas- og støvmiljø.
  4. Den mest sjældne varme gas med en temperatur på 10 5 - 10 6  K.

Binære stjerner observeres ikke i nabogalakser, men at dømme efter solens nærhed burde der være en hel del flere stjerner. Gas-støvmediet og stjerner består af atomer , og deres helhed kaldes galaksens baryoniske stof . Den ikke-baryoniske masse omfatter massen af ​​mørkt stof og massen af ​​sorte huller [14] .

Rotationshastighed for galakser

En galakses rotationshastighed refererer til rotationshastigheden af ​​de forskellige komponenter i galaksen omkring dens centrum. Denne hastighed er den samlede hastighed opnået i løbet af forskellige processer. En galakses rotationshastighed skal skelnes fra cirkulærhastigheden V c , som kun skyldes tyngdekraften og pr. definition er lig med den nødvendige hastighed af et legeme, der bevæger sig i en cirkel under påvirkning af tiltrækningskraften til centrum. Rotationshastigheden i det generelle tilfælde er også bestemt af den radiale trykgradient P af den interstellare gas.

Her  er Φ gravitationspotentialet og ρ g  er gassens tæthed.

For forskellige komponenter i galaksen estimeres rotationshastigheden forskelligt. For gas, ved Doppler-forskydningen af ​​emissionslinjerne. For stjerner ved Doppler-forskydningen af ​​stjernernes absorptionslinjer. Skemaet for at opnå rotationshastigheden er som følger.

Hastigheden direkte opnået fra observationer er summen af ​​hastigheden af ​​galaksen som helhed og hastigheden af ​​indre bevægelse. Normalt identificeres galaksens hastighed som helhed (V 0 ) med hastigheden i det centrale område. For fjerne galakser skyldes denne hastighed Hubble-udvidelsen af ​​universet, dens egen hastighed er ubetydelig.

Den hastighed, der opnås efter at have taget hensyn til hastigheden af ​​bevægelsen af ​​galaksen som helhed, er hastigheden langs sigtelinjen (V r ), og for at beregne rotationshastigheden for galaksen i en given afstand, er det nødvendigt for at tage højde for fremskrivningseffekter. For at gøre dette er det nødvendigt at kende hældningsvinklen for galakseaksen i forhold til sigtelinjen i , samt vinklen φ mellem galaksens hovedakse og den rette linje, der går gennem centrum af galaksen og observeret punkt. For at gå fra V r til V φ skal fem parametre være kendt: hastigheden af ​​galaksen V 0 , vinklerne i og φ , to koordinater for galaksens centrum (i forhold til et hvilket som helst punkt i billedet).

Hvis galaksen ser aksesymmetrisk ud, så er problemet forenklet, da orienteringsvinklerne og midtens position kan beregnes ud fra diskens lysstyrkefordeling. Og hvis spektrografspalten er placeret langs sin hovedakse, kan vi få:

,

hvor l  er afstanden fra galaksens centrum langs mellemrummet. Den mest komplette information om bevægelsen i galaksen er dog givet af analysen af ​​hastighedsfeltet - et sæt målinger af radiale hastigheder for et stort antal punkter på galaksens skive. Todimensionel spektroskopi bruges til at opnå hastighedsfeltet . Normalt bruges enten en multikanalmodtager eller et Fabry-Perot-interferometer . Radioobservationer af gas i HI-linjerne gør det også muligt at få et todimensionelt billede af fordelingen af ​​hastigheder i galaksen [15] .

I marts 2018 fandt astronomer fra International Center for Radio Astronomy Research (ICRAR), at alle galakser, uanset deres størrelse eller type, roterer med samme hastighed og gennemfører en omdrejning omkring deres akse på 1 milliard jordår [16] [17 ] .

Masse og størrelse

Galakser har ikke klare grænser. Det er umuligt at sige præcis, hvor galaksen slutter, og det intergalaktiske rum begynder . For eksempel, hvis en galakse har samme størrelse i det optiske område, så kan galaksens radius bestemt ud fra radioobservationer af interstellar gas vise sig at være titusinder gange større. Den målte masse af galaksen afhænger også af størrelsen. Normalt forstås størrelsen af ​​en galakse som den fotometriske størrelse af isofoten af ​​25. størrelsesorden pr. kvadratbuesekund i B-filteret . Standardbetegnelsen for denne størrelse er D 25 [18] .

Massen af ​​diskgalakser estimeres ud fra rotationskurven i en bestemt model. Valget af den optimale galaksemodel er baseret både på rotationskurvens form og på generelle ideer om galaksens struktur. For grove estimater af massen af ​​elliptiske galakser er det nødvendigt at kende spredningen af ​​stjernernes hastigheder afhængigt af afstanden fra centrum og den radiale tæthedsfordeling [19] .

Massen af ​​kold gas i en galakse bestemmes af intensiteten af ​​linjen H I. Hvis den registrerede tæthed af strålingsfluxen fra galaksen eller en del af den er lig F ν , så er den tilsvarende masse lig med:

,

hvor D  er afstanden i megaparsec, er fluxen udtrykt i jans .

Det er meget vanskeligt at estimere massen af ​​en molekylær gas, da spektret af det mest almindelige H 2 molekyle ikke har linier exciterede i en kold gas. Derfor er de indledende data intensiteterne af spektrallinjerne af CO -molekylet ( I CO ). Proportionalitetskoefficienten mellem CO-emissionsintensiteten og dens masse afhænger af gassens metallicitet . Men den største usikkerhed er forbundet med skyens lave gennemsigtighed, på grund af det absorberes hovedparten af ​​lyset, der udsendes af de indre områder, af skyen selv, således at observatøren kun modtager lys fra skyernes overflade [ 20] .

Galaksens spektrum

Spektret af galakser består af strålingen fra alle dets bestanddele. Spektret af en gennemsnitlig galakse har to lokale maksima. Hovedkilden til stråling er stjernerne, den maksimale strålingsintensitet for de fleste af dem er i det optiske område (det første maksimum). Der er normalt meget støv i en galakse, der absorberer stråling i det optiske område og genudstråler det i det infrarøde . Derfor er det andet maksimum i det infrarøde område. Hvis lysstyrken i det optiske område tages som enhed, så observeres følgende forhold mellem kilder og typer af stråling [21] :

Rækkevidde Relativ lysstyrke Hovedkilder til stråling
Gamma 10-4 _ Aktive kerner i nogle galakser; kilder, der giver enkelte korte strålingsudbrud (neutronstjerner, sorte huller)
røntgen 10 −3 —10 −4 Accretion diske af tætte binære systemer; varm gas; aktive kerner
Optik en Stjerner af forskellige temperaturer; circumstellar støvskiver i nær-IR-området; emissionsstråling af gas i H II-regionerne fra UV til IR.
langt IR 0,5-2 Interstellar støv opvarmet af stjernelys; i nogle galakser, aktive kerner og støv i cirkumnukleære skiver dækket af stjernedannelse
Radio 10 −2 —10 −4 Synkrotronstråling af relativistiske elektroner fra den galaktiske skive eller den aktive galaktiske kerne; supernova-rester, termisk stråling af H II-områder , emissionsradiolinjer af HI og forskellige molekyler af interstellar gas

The dark glorie problem

Hvis hele massen af ​​galakser er indesluttet af stjerner, kan massefylden af ​​stof i galaksen estimeres ud fra stjernepopulationens lysstyrke, hvis man kender forholdet mellem masse og lysstyrke og antager, at det ikke ændrer sig meget med radius. Tættere på dens kant dæmpes galaksen, hvilket betyder, at stjernernes gennemsnitlige tæthed falder, og dermed skulle stjerners rotationshastighed også falde. Imidlertid indikerer de observerede rotationskurver for galakser et radikalt anderledes billede: Startende fra et tidspunkt er stjernernes rotationshastigheder unormalt høje for tætheden opnået fra masse-lysstyrkeafhængigheden.

Stjernernes høje hastighed nær diskens kant kan forklares ved at antage, at i store afstande fra galaksens centrum spilles hovedrollen af ​​massen, som udelukkende manifesterer sig gennem tyngdekraftens interaktion. Man kan uafhængigt konkludere, at der er en skjult masse, hvis den samlede masse estimeres ud fra tilstanden af ​​stjerneskivens stabilitet. Målinger af hastighederne af satellitter i massive galakser tyder på, at størrelsen af ​​den mørke glorie er flere gange større end galaksens optiske diameter.

Tilstedeværelsen af ​​massive mørke glorier er blevet fundet i galakser af alle typer, men i forskellige proportioner med hensyn til det lysende stof [22] .

Morfologi

Kernen  er et ekstremt lille område i centrum af en galakse. Når det kommer til galaksernes kerner, taler man oftest om aktive galaktiske kerner , hvor processerne ikke kan forklares med egenskaberne af stjernerne koncentreret i dem.

Skiven  er et relativt tyndt lag, hvori de fleste af genstandene i galaksen er koncentreret. Den er opdelt i en gas- og støvskive og en stjerneskive.

Den polære ring  er en sjælden komponent. I det klassiske tilfælde har en polarringgalakse to skiver, der roterer i vinkelrette planer. Centrene for disse diske i det klassiske tilfælde falder sammen. Årsagen til dannelsen af ​​polære ringe er ikke helt klar [23] .

Den sfæriske komponent  er den sfæriske fordeling af stjerner.

Udbulningen er den  lyseste  indre del af den kugleformede komponent.

Halo  er den ydre sfæroidale komponent; grænsen mellem bulen og glorien er sløret og ret vilkårlig.

Spiralgrenen (spiralarmen)  er en komprimering af interstellar gas og for det meste unge stjerner i form af en spiral. Mest sandsynligt er de tæthedsbølger forårsaget af forskellige årsager, men spørgsmålet om deres oprindelse er endnu ikke endeligt løst.

Bar (jumper)  - ligner en tæt langstrakt formation, bestående af stjerner og interstellar gas. Ifølge beregninger er den vigtigste leverandør af interstellar gas til centrum af galaksen. Men næsten alle teoretiske konstruktioner er baseret på, at tykkelsen af ​​skiven er meget mindre end dens dimensioner, med andre ord, skiven er flad, og næsten alle modeller er forenklede to-dimensionelle modeller, der er meget få beregninger af tredimensionelle diskmodeller. Og der er kun én tredimensionel beregning af en galakse med en bar og gas i den kendte litteratur [24] . Ifølge forfatteren af ​​denne beregning kommer gassen ikke ind i galaksens centrum, men rejser ret langt.

De vigtigste komponenter er gas- og støvskiven, stjerneskiven og den kugleformede komponent. Der er fire hovedtyper af galakser [25] :

  1. Elliptiske galakser ( E ) er galakser, der ikke har en skivekomponent, eller den har lav kontrast. Alle andre galakser er diskgalakser.
  2. Spiralgalakser ( S ) er galakser med spiralarme. Nogle gange kan grene degenerere til ringe.
  3. Lentikulære galakser ( S0 ) er galakser, der ikke adskiller sig i struktur fra spiralgalakser, bortset fra fraværet af et klart spiralmønster. Dette forklares med det lave indhold af interstellar gas og dermed den lave stjernedannelseshastighed.
  4. Uregelmæssige galakser ( Irr ) - de er karakteriseret ved en uregelmæssig pjaltet struktur. Som regel indeholder de meget interstellar gas, op til 50 % af galaksens masse.
Tabel over karakteristika for hovedtyperne af galakser
E S0 S Irr
kugleformet komponent hele galaksen Der er Der er Meget svag
stjerneskive Nej eller svag Der er Hovedkomponent Hovedkomponent
Gas- og støvskive Ikke Ingen eller meget sparsom Der er Der er
spiralgrene Ingen eller kun nær kernen Ingen eller mild Der er Ikke
Aktive kerner Møde Møde Møde Ikke
Procentdel af det samlede antal galakser tyve % tyve % 55 % 5 %

I mange tilfælde viser den lidt mere detaljerede Hubble-klassificering af galakser efter underarter sig at være meget praktisk. Hubble-inddelingen (eller Hubble-stemmegaffelen), der dækker alle galakser, er baseret på deres visuelt opfattede struktur. Og hvis den beskriver elliptiske linjer ret præcist, så kan den samme spiralgalakse klassificeres på forskellige måder.

I 2003 opdagede Michael Drinkwater fra University of Queensland en ny type galakse klassificeret som en ultrakompakt dværggalakse [26] .

Storskala associationer af galakser

Billederne af galakser viser, at der er få rigtig ensomme galakser (de såkaldte feltgalakser). Omkring 95 % af galakserne danner grupper af galakser [27] . I dem, som i almindelige galakser, antages tilstedeværelsen af ​​mørkt stof, som udgør det meste af gruppens masse, 10-30 % er intergalaktisk gas, og omkring 1 % er massen af ​​stjernerne selv [28] .

Den mindste og mest udbredte hob i universet, inklusive flere dusin galakser, er en gruppe af galakser . Ofte er de domineret af en massiv elliptisk eller spiralgalakse, som på grund af tidevandskræfter til sidst ødelægger satellitgalakser og øger dens masse og absorberer dem . I sådanne klynger er hastighederne af recessionen af ​​galakser fra hinanden, forårsaget af Hubble-udvidelsen af ​​universet, svage og tilfældige særegne hastigheder dominerer. Ud fra analysen af ​​disse tilfældige hastigheder og virialsætningen kan man få en masse af sådanne grupper [29] . Vores galakse er en af ​​galakserne i den lokale gruppe, der dominerer den sammen med Andromeda. Mere end 40 galakser er placeret i den lokale gruppe med en diameter på omkring 1 megaparsek. Selve den lokale gruppe er en del af jomfruens superklynge , hvor hovedrollen spilles af jomfruhoben , hvori vores galakse ikke er inkluderet [30] .

En galaksehob er en forening af flere hundrede galakser, som kan indeholde både individuelle galakser og grupper af galakser. Normalt, når de observeres på denne skala, kan adskillige meget lyse supermassive elliptiske galakser skelnes [31] . Sådanne galakser bør direkte påvirke processen med dannelse og dannelse af klyngestrukturen.

En superhob  er den største type galakseassociation, der omfatter tusindvis af galakser [32] . Formen af ​​sådanne klynger kan variere, fra en kæde som Markarian-kæden til vægge som den store mur i Sloane . På store skalaer ser universet ud til at være isotropt og homogent [33] .

På skalaen af ​​superklynger stiller galakser sig op i filamenter , der omgiver store fortærrede hulrum ( hulrum ) og danner flade klynger (vægge).

Processer

Kollision

Hvis gennemsnitsværdien af ​​afstanden mellem galakser ikke er mere end en størrelsesorden større end deres diameter , bliver galaksernes tidevandseffekt betydelige. Hver komponent i galaksen reagerer forskelligt på disse påvirkninger under forskellige forhold. Hvis afstanden er relativt stor, men flyvetiden for to galakser i forhold til hinanden også er stor, så kan en mere massiv galakse trække den intergalaktiske varme gas, der omgiver nabogalaksen, og derved fratage den en kilde, der genopbygger de indre reserver af interstellar gas forbrugt under stjernedannelse [34] .

Hvis afstanden reduceres yderligere, så er det muligt, at den mere massive komponent sammen med den intergalaktiske gas også vil trække galaksens mørke glorie ind på sig selv, så den praktisk talt efterlades uden mørkt stof . Især ofte sker dette med en stærk forskel i galaksernes masser. Hvis afstanden også er lille, ligesom interaktionstiden, vil der opstå gastæthedsbølger i galakser, hvilket kan forårsage et massivt udbrud af stjernedannelse og fremkomsten af ​​spiralgrene [34] .

Det begrænsende tilfælde af interaktion er sammensmeltningen af ​​galakser . Ifølge moderne koncepter smelter galaksernes mørke glorier først sammen. Så begynder galakserne at nærme sig hinanden i en spiral . Og først derefter begynder stjernekomponenterne at smelte sammen, hvilket forårsager tæthedsbølger og udbrud af stjernedannelse i den omgivende gas.

Hubble Orbital Telescope fotograferede i 2006 interagerende galakser, hvoraf to er ved at rive den tredje fra hinanden, idet de virker på den med deres tyngdekraft (i stjernebilledet Southern Fish , fjernet fra Jorden i en afstand af 100 millioner lysår ) [35] .

Kollisioner af galakser er et meget almindeligt fænomen i universet. Som et resultat af analysen af ​​21.902 galakser (en tidlig rapport fra 2009 [36] ), blev det fundet, at næsten alle af dem mødtes med andre galakser i fortiden. Det bekræfter også antagelsen om, at der for omkring 2 milliarder år siden var en kollision mellem Mælkevejen og en anden galakse [37] .

Processer i aktive kerner

Galaktiske kerner har tegn på aktivitet, hvis [38] :

  1. spektret af elektromagnetisk stråling af objektet er meget bredere end spektret af almindelige galakser, nogle gange strækker sig fra radio til hård gammastråling ;
  2. "variabilitet" observeres - en ændring i "kraften" af strålingskilden på observationspunktet (som regel sker dette med en periode på 10 minutter i røntgenområdet til 10 år i det optiske og radioområde );
  3. der er træk ved strålingsspektret, som kan bruges til at bedømme bevægelsen af ​​varm gas ved høje hastigheder;
  4. der er synlige morfologiske træk, herunder outliers og "hot spots";
  5. der er træk ved strålingsspektret og dets polarisering, som blandt andet kan bruges til at antyde tilstedeværelsen af ​​et magnetfelt.

Galakser med aktive kerner er underopdelt i Seyfert-galakser , kvasarer , lacertider og radiogalakser .

Ifølge moderne koncepter forklares aktiviteten af ​​galaktiske kerner ved tilstedeværelsen af ​​supermassive sorte huller i deres kerner [39] , hvorpå galaktisk gas ophobes . Og forskellen i typerne af galakser med aktive kerner forklares af forskellen i galakseplanets hældningsvinkel i forhold til observatøren [40] .

Bevægelse af gas og stjerner

Da stjernerne er placeret langt fra hinanden, og sandsynligheden for deres kollision er lille, er stjernerne, både i galakser og i hobe, et kollisionsfrit medium. Dette er let at vise [41] . Vi vil kalde en kollision af to stjerner tilfældet, når to stjerner, når de nærmer sig, under påvirkning af tyngdekraften, ændrer bevægelsesretningen, mens de bevarer deres samlede energi. Overvej derefter denne tilgang i forhold til stjernernes massecenter. For at forenkle beregningerne vil vi antage, at stjernernes masser er lige store, og at deres hastigheder også ved begyndelsen af ​​indflyvningen (formelt i en uendelig stor afstand). For det første skøn er dette en helt acceptabel tilnærmelse. Lad os nedskrive loven om bevarelse af mekanisk energi :

,

hvor V  er stjernernes aktuelle hastighed (hastighederne skal være de samme på grund af symmetrihensyn ), r  er afstanden mellem stjernerne, V 0  er hastigheden ved uendelig før interaktion, og G  er gravitationskonstanten . Vi vil antage, at stjernerne har oplevet en kollision, hvis den kinetiske energi er fordoblet i det øjeblik, de nærmer sig. Hvis du derefter erstatter værdien af ​​påvirkningsparameteren d i ligningen skrevet ovenfor, får vi:

.

Så er diameteren af ​​tværsnittet af kollisionen af ​​kroppe og dermed arealet af interaktionstværsnittet lig med:

, .

Lad os estimere den karakteristiske kollisionstid for stjerner i nærheden af ​​Solen (n = 3⋅10 −56 cm −3 , og den relative hastighed er 20 km/s). Vi får:

.

Den resulterende tid er tre størrelsesordener længere end universets levetid. Og selv i stjernehobe, hvor koncentrationen af ​​stjerner er tre størrelsesordener større, bliver situationen ikke bedre. Bemærk, at en mere nøjagtig beregning kunne have været foretaget under hensyntagen til loven om bevarelse af momentum osv., men resultaterne ville have været ens [41] . Fra mediets ikke-kollisionsnatur opstår der en konklusion om systemets uligevægt og fordelingen af ​​stjerners tilfældige hastigheder på en ikke -Maxwellsk måde . Den karakteristiske tid for dens etablering skal være meget længere end den gennemsnitlige frie vej for stjernen. Men i virkeligheden viste alt sig at være meget mere kompliceret.

Målingerne viste, at stjernerne, med undtagelse af de yngste, er et delvist "afslappet" system: fordelingen af ​​stjerners tilfældige hastigheder er maxwellsk, men med forskellige spredninger langs forskellige akser. Desuden er der i samme rumfang en systematisk, omend aftagende, stigning i tilfældige hastigheder for gamle stjerner. Det kan således argumenteres for, at stjerneskiven opvarmes med tiden [42] .

Dette problem er ikke endeligt løst, tilsyneladende spiller kollisioner stadig en afgørende rolle, men ikke med stjerner, men med massive gasskyer [43] .

Fænomenet gravitationslinser

Passerer nær en massiv krop, afbøjes en lysstråle . Således er et massivt legeme i stand til at samle en parallel lysstråle ved et eller andet fokus og danner et billede. Derudover øges lysstyrken af ​​kilden på grund af en ændring i dens vinkelstørrelse [44] .

I 1937 forudsagde Fritz Zwicky muligheden for gravitationslinser til galakser. Og selvom der endnu ikke er bygget en almindeligt accepteret model af dette fænomen for galakser, er denne effekt allerede ved at blive vigtig set fra observationsastronomis synspunkt. Det bruges til:

I øjeblikket indeholder NASA/IPAC Extragalactic Object Database (NED) [46] over 700 linsede galakser og kvasarer.

Afstandsbestemmelse med gravitationslinser

Som nævnt ovenfor bygger gravitationslinsen flere billeder på én gang, forsinkelsestiden mellem billeder i den første tilnærmelse er , hvor d  er afstanden mellem billederne, og c  er lysets hastighed.

Ved at kende vinkelafstanden mellem billeder og anvende geometriens love, kan du beregne afstanden til linsen. Men minus ved denne metode er, at linsens gravitationspotentiale og dens struktur er ukendt a priori. Den tilhørende fejl kan være signifikant for nøjagtige målinger [47] .

Søg efter mørkt stof i galaksehobe

Ved at observere spredningen af ​​galaksernes hastigheder i klynger opdagede F. Zwicky sammen med S. Smith, at massen opnået fra virialsætningen er meget større end den samlede masse af galakser [48] . Det er blevet foreslået, at der inden for galaksehobe, såvel som i selve galaksen, er en form for skjult masse, der kun manifesterer sig på en gravitationel måde.

Dette kan afkræftes eller bekræftes ved at kende gravitationspotentialet på hvert punkt og baseret på Newtons lov om universel gravitation . Gravitationspotentialet kan findes ved at undersøge effekten af ​​gravitationslinser. Baseret på de opnåede data kom forskerne med to konklusioner. På den ene side blev tilstedeværelsen af ​​mørkt stof bekræftet. På den anden side blev usædvanlig opførsel af gas og mørkt stof opdaget. Tidligere mente man, at mørkt stof i alle processer skulle trække gas med sig (denne antagelse dannede grundlaget for teorien om hierarkisk evolution af galakser). Men i MACS J0025.4-1222 , som er en kollision af to massive galaksehobe, er opførselen af ​​gas og mørkt stof diametralt modsat [49] .

Søg efter fjerne galakser

Søgningen efter fjerne galakser er forbundet med følgende problemer:

  1. følsomheden af ​​modtagere i det infrarøde område er meget værre, hvor al synlig stråling på grund af den kosmologiske rødforskydning bevæger sig op til L α (Lyman-alpha) -linjen og Lyman-springet;
  2. emissionen af ​​fjerne galakser svækkes både på grund af kosmologiske effekter og på grund af det faktum, at unge galakser ifølge moderne koncepter er meget mindre end Mælkevejen ved store enheder af rødforskydning z (og derfor i tidligere stadier af deres liv) ) og ligner magellanske skyer .

Den multiple forstærkning af lysstrålen forårsaget af gravitationslinser hjælper med at løse begge problemer, hvilket muliggør observation af galakser ved z > 7. Baseret på disse teoretiske ideer lavede en gruppe astronomer observationer, som resulterede i en liste over kandidatobjekter til ultra -fjerne galakser [50] .

Fjerne galakser observeres ved hjælp af Hubble- og Spitzer- teleskoperne [51] .

Stjernedannelse

Stjernedannelse er en storstilet proces i en galakse, hvor stjerner begynder at dannes i massevis fra interstellar gas [52] . Spiralarmene, galaksens generelle struktur, stjernepopulationen, lysstyrken og kemiske sammensætning af det interstellare medium  er resultaterne af denne proces. Størrelsen af ​​det område, der er dækket af stjernedannelse, overstiger som regel ikke 100 pct. Der er dog komplekser med et udbrud af stjernedannelse , kaldet superassociationer, der i størrelse kan sammenlignes med en uregelmæssig galakse.

I vores og flere nærliggende galakser er direkte observation af processen mulig. I dette tilfælde er tegnene på igangværende stjernedannelse [53] :

  1. tilstedeværelsen af ​​stjerner af spektralklasser OBA og relaterede objekter (HII-regioner, udbrud af nye og supernovaer);
  2. infrarød stråling, både fra opvarmet støv og fra de unge stjerner selv;
  3. radioemission fra gas- og støvskiver omkring dannede og nyfødte stjerner;
  4. Dopplerspaltning af molekylære linjer i en roterende skive omkring stjerner;
  5. Doppler-spaltning af molekylære linjer af tynde hurtige stråler (jets), der undslipper disse skiver (fra deres poler) med en hastighed på ca. 100 km/s;
  6. tilstedeværelsen af ​​associationer, klynger og stjernekomplekser med massive stjerner (massive stjerner fødes næsten altid i store grupper);
  7. tilstedeværelse af kugler.

Efterhånden som afstanden øges, falder objektets tilsyneladende vinkelstørrelse også, og fra et bestemt tidspunkt er det ikke muligt at se individuelle objekter inde i galaksen. Så er kriterierne for stjernedannelse i fjerne galakser [52] :

  1. høj lysstyrke i emissionslinjer, især i H α ;
  2. øget kraft i de ultraviolette og blå dele af spektret, som strålingen fra massive stjerner er direkte ansvarlig for;
  3. øget stråling ved bølgelængder nær 8 µm (IR-område);
  4. øget effekt af termisk og synkrotronstråling i radioområdet;
  5. øget røntgeneffekt forbundet med varm gas.

Generelt kan processen med stjernedannelse opdeles i flere stadier: dannelsen af ​​store gaskomplekser (med en masse på 10 7 M ☉ ), fremkomsten af ​​gravitationsbundne molekylære skyer i dem, gravitationskompressionen af ​​deres tætteste dele før dannelsen af ​​stjerner, opvarmning af gas ved stråling fra unge stjerner og udbrud af nye og supernovaer, undslipper gas.

Oftest kan stjernedannende områder findes [53] :

  • i kernerne af store galakser,
  • i enderne af spiralarmene,
  • i periferien af ​​uregelmæssige galakser,
  • i den lyseste del af en dværggalakse.

Stjernedannelse er en selvregulerende proces: Efter dannelsen af ​​massive stjerner og deres korte levetid opstår en række kraftige udbrændinger, der kondenserer og opvarmer gassen. På den ene side fremskynder komprimeringen komprimeringen af ​​relativt tætte skyer inde i komplekset, men på den anden side begynder den opvarmede gas at forlade stjernedannelsesområdet, og jo mere den opvarmes, jo hurtigere forlader den.

Evolutionære processer

Udviklingen af ​​en galakse er ændringen i dens integrerede egenskaber over tid: spektrum, farve , kemisk sammensætning, hastighedsfelt. Det er ikke let at beskrive livet i en galakse: Udviklingen af ​​en galakse er ikke kun påvirket af udviklingen af ​​dens individuelle dele, men også af dens ydre miljø. Kort fortalt kan de processer, der påvirker galaksens udvikling, repræsenteres ved følgende skema [54] :

I midten er de processer, der er forbundet med individuelle objekter i galaksen. Processer, hvis skala er sammenlignelig med skalaen af ​​en galakse, er opdelt i ekstern og intern på den ene side og hurtig (hvis karakteristiske tid er sammenlignelig med tidspunktet for fri kompression) og langsom (oftere forbundet med stjernernes cirkulation omkring galaksens centrum), på den anden side.

En lille sammensmeltning af galakser adskiller sig fra en stor ved, at galakser med samme masse deltager i en stor, og i en lille overstiger en galakse væsentligt den anden.

Der er stadig ingen samlet teori om, hvordan alle disse processer er i overensstemmelse med hinanden, men en fremtidig teori om dannelsen og udviklingen af ​​galakser burde forklare følgende observationer:

  • I slutningen af ​​den mørke middelalder var stof ekstremt homogent. Temperatursvingningerne af reliktbaggrunden i forskellige dele af rummet overstiger ikke 0,01%.
  • De primære grundstoffer fremstillet ved primordial nukleosyntese var brint , deuterium , helium , lithium og noget beryllium .
  • Processen med primær stjernedannelse sluttede med z~7 og muligvis med z~10. Dette er tydeligt angivet ved linjen L α i spektret af den fjerneste galakse [50] .
  • Antallet af supermassive elliptiske galakser pr. volumenenhed har næsten ikke ændret sig i løbet af de sidste 8 milliarder år [55] .
  • Strukturerne af elliptiske og spiralgalakser er dynamisk meget forskellige fra hinanden.

Mælkevejen

Vores Mælkevejsgalakse, også blot kaldet Galaksen , er en stor spiralgalakse, der er omkring 30 kiloparsec (eller 100.000 lysår) i diameter og 1.000 lysår tyk (op til 3.000 i bule -området ) [56] . Solen og solsystemet er inde i en galaktisk skive fyldt med lysabsorberende støv. Derfor ser vi på himlen et bånd af stjerner, men flossede, der ligner mælkepropper. På grund af absorptionen af ​​lys er Mælkevejen som galakse ikke fuldt ud undersøgt: rotationskurven er ikke konstrueret, den morfologiske type er ikke fuldt belyst, antallet af spiraler er ukendt osv. Galaksen indeholder ca. ⋅10 11 stjerner [57] , og dens samlede masse er omkring 3⋅10 12 solmasser.

En vigtig rolle i studiet af Mælkevejen spilles af studier af stjernehobe - relativt små gravitationsbundne objekter, der indeholder hundreder til hundredtusindvis af stjerner. Deres gravitationelle binding skyldes sandsynligvis oprindelsesenheden. Derfor er det muligt at beregne hobens alder baseret på teorien om stjernenes udvikling og at kende hobestjernernes placering på Hertzsprung-Russell-diagrammet . Klynger er opdelt i åbne og kugleformede .

  • Kugleformede  - gamle stjernehobe med en sfærisk form, der koncentrerer sig mod centrum af galaksen. Individuelle kuglehobe kan være over 12 milliarder år gamle.
  • Åbne  - relativt unge hobe, har en alder på op til 2 milliarder år, nogle gennemgår stadig stjernedannelsesprocesser. De klareste stjerner i åbne hobe er unge stjerner af spektralklasse B eller A, mens de yngste hobe stadig indeholder blå supergiganter (klasse O).

På grund af deres små (i forhold til kosmologiske skalaer) størrelser kan stjernehobe kun observeres direkte i galaksen og dens nærmeste naboer.

En anden type objekter, der kun kan observeres i nærheden af ​​Solen, er binære stjerner. Betydningen af ​​binære stjerner for studiet af forskellige processer, der forekommer i galaksen, forklares ved, at takket være dem er det muligt at bestemme massen af ​​en stjerne, det er i dem, at tilvækstprocesser kan studeres. Nova og type Ia supernovaer er også resultatet af vekselvirkningen mellem stjerner i tætte binære systemer.

Historien om studiet af galakser

I 1610 opdagede Galileo Galilei med et teleskop , at Mælkevejen består af et stort antal svage stjerner. I en afhandling fra 1755 baseret på Thomas Wrights arbejde , teoretiserede Immanuel Kant , at galaksen kunne være et roterende legeme, der består af et stort antal stjerner, der holdes sammen af ​​tyngdekræfter, der ligner dem i solsystemet, men i større skala. Fra et observationspunkt inde i galaksen (især i vores solsystem) vil den resulterende skive være synlig på nattehimlen som et lyst bånd. Kant foreslog også, at nogle af de synlige tåger på nattehimlen kan være separate galakser.

I slutningen af ​​det 18. århundrede havde Charles Messier udarbejdet et katalog med 109 klare tåger. Fra udgivelsen af ​​kataloget indtil 1924 fortsatte debatten om arten af ​​disse tåger.

William Herschel foreslog, at stjernetågerne kunne være fjerne stjernesystemer svarende til dem i Mælkevejen. I 1785 forsøgte han at bestemme formen og størrelsen af ​​Mælkevejen og Solens position i den ved at bruge metoden med "scoops" - at tælle stjerner i forskellige retninger. I 1795, mens han observerede den planetariske tåge NGC 1514 , så han tydeligt i dens centrum en enkelt stjerne omgivet af tåget stof. Eksistensen af ​​ægte tåger var således hævet over enhver tvivl, og der var ingen grund til at tro, at alle tågede pletter var fjerne stjernesystemer [58] .

I det 19. århundrede troede man, at tåger, der ikke kunne opløses til stjerner, dannede planetsystemer. Og NGC 1514 var et eksempel på et sent stadium af udviklingen, hvor den centrale stjerne allerede havde kondenseret fra den primære tåge [58] .

Ved midten af ​​det 19. århundrede havde John Herschel , søn af William Herschel, opdaget yderligere 5.000 tågede genstande. Fordelingen bygget på deres grundlag er blevet hovedargumentet mod antagelsen om, at de er fjerne "ø-universer" som vores system af Mælkevejen. Det blev fundet, at der er en "undgåelseszone" - et område, hvor der ingen eller næsten ingen sådanne tåger er. Denne zone var placeret nær Mælkevejens plan og blev tolket som en forbindelse mellem stjernetågerne og Mælkevejssystemet. Absorptionen af ​​lys, som er stærkest i Galaksens plan, var stadig ukendt [58] .

Efter at have bygget sit teleskop i 1845 var Lord Ross i stand til at skelne mellem elliptiske og spiralformede tåger. I nogle af disse tåger var han i stand til at identificere individuelle lyskilder.

Galaksens rotation omkring kernen blev forudsagt af Marian Kovalsky [59] , som i 1860 publicerede en artikel med dens matematiske begrundelse i Scientific Notes of Kazan University, publikationen blev også oversat til fransk [60] .

I 1865 opnåede William Huggins første gang spektret af tåger. Arten af ​​emissionslinjerne fra Oriontågen indikerede klart dens gassammensætning, men spektret af Andromeda-tågen (M31 ifølge Messiers katalog) var kontinuerligt ligesom stjerners. Huggins konkluderede, at denne type spektrum af M31 er forårsaget af den høje tæthed og opacitet af dens bestanddele.

I 1890 skrev Agnes Mary Clerke i en  bog om astronomiens udvikling i det 19. århundrede: "Spørgsmålet om, hvorvidt tåger er ydre galakser, fortjener næppe diskussion nu. Forskningens fremskridt har svaret det. Det kan siges med sikkerhed, at ingen kompetent tænker, i lyset af eksisterende fakta, vil hævde, at mindst én tåge kan være et stjernesystem, der i størrelse kan sammenlignes med Mælkevejen” [58] .

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede forklarede Vesto Slifer spektret af Andromeda-tågen som en afspejling af lyset fra den centrale stjerne (som han anså for at være galaksens kerne). Denne konklusion blev lavet på grundlag af fotografier taget af James Keeler på en 36-tommer reflektor. 120.000 svage tåger er blevet opdaget . Spektret, hvor det var tilgængeligt, var reflekterende. Som det er kendt nu, var disse spektre af reflekterende (for det meste støvede) tåger omkring stjernerne på Plejaderne .

I 1910 tog George Ritchie , ved hjælp af Mount Wilson Observatorys 60-tommer teleskop , billeder, der viste, at spiralgrenene af store tåger var overstrøet med stjerneformede objekter, men billederne af mange af dem var slørede, slørede. Disse kunne være kompakte tåger og stjernehobe og flere sammensmeltede billeder af stjerner.

I 1912-1913 blev "periodens lysstyrke"-afhængighed for cepheider opdaget .

I 1918 bestemte Ernst Epic [61] afstanden til Andromedatågen og fandt ud af, at den ikke kunne være en del af Mælkevejen. Selvom den værdi, han opnåede, var 0,6 af den nuværende værdi, blev det klart, at Mælkevejen ikke er hele universet.

I 1920 fandt den " store debat " sted mellem Harlow Shapley og Geber Curtis . Essensen af ​​tvisten var at måle afstanden fra cepheiderne til de magellanske skyer og vurdere størrelsen af ​​Mælkevejen. Ved at bruge en forbedret version af scoop-metoden udledte Curtis en lille (15 kiloparsec diameter) oblate galakse med Solen nær centrum. Og også kort afstand til de magellanske skyer. Shapley, baseret på beregningen af ​​kuglehobe, gav et helt andet billede - en flad skive med en diameter på omkring 70 kiloparsec med Solen langt fra centrum. Afstanden til de magellanske skyer var af samme størrelsesorden. Resultatet af tvisten var konklusionen om behovet for endnu en uafhængig måling.

I 1924, på et 100-tommer teleskop , fandt Edwin Hubble 36 cepheider i Andromeda-tågen og målte afstandene til den, det viste sig at være enormt (selvom hans skøn var 3 gange mindre end den moderne). Dette bekræftede, at Andromedatågen ikke er en del af Mælkevejen. Eksistensen af ​​galakser er blevet bevist, og den "store debat" er slut [58] .

Det moderne billede af vores galakse dukkede op i 1930, da Robert Julius Trumpler målte effekten af ​​lysabsorption ved at studere fordelingen af ​​åbne stjernehobe, der koncentrerede sig i galaksens plan [62] .

I 1936 konstruerede Hubble en klassifikation af galakser, der stadig er i brug i dag og kaldes Hubble-sekvensen [63] .

I 1944 forudsagde Hendrik Van de Hulst eksistensen af ​​21 cm radioemission fra interstellar atomart brint, som blev opdaget i 1951 . Denne stråling, der ikke blev absorberet af støvet, gjorde det muligt at studere galaksen yderligere på grund af Doppler-skiftet . Disse observationer førte til skabelsen af ​​en model med en bar i midten af ​​galaksen. Efterfølgende gjorde radioteleskopernes fremskridt det muligt at spore brint i andre galakser. I 1970'erne blev det klart, at den samlede tilsyneladende masse af galakser (bestående af massen af ​​stjerner og interstellar gas) ikke forklarer gassens rotationshastighed. Dette førte til konklusionen om eksistensen af ​​mørkt stof [48] .

I slutningen af ​​1940'erne A. A. Kalinyak, V. I. Krasovskii og V. B. Nikonov opnåede det første infrarøde billede af galaksens centrum [ 59] [64] .

Nye observationer foretaget i begyndelsen af ​​1990'erne med Hubble-rumteleskopet viste, at det mørke stof i vores galakse ikke kun kan bestå af meget svage og små stjerner. Det producerede også billeder i dybt rum kaldet Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field og Hubble Extreme Deep Field , som viser, at der er hundredvis af milliarder af galakser i vores univers [6] .

Et billede af kernen af ​​en aktiv galakse med en rekordhøj vinkelopløsning i astronomiens historie blev opnået af det russiske rumobservatorium RadioAstron , som blev annonceret i 2016. Takket være en række observationer udført med deltagelse af observatoriet og et dusin jordbaserede radioteleskoper, lykkedes det forskerne at opnå en rekord vinkelopløsning på 21 mikrosekunders bue. Objektet for observation af astronomer var BL Lizards . Det er et supermassivt sort hul i midten af ​​en galakse. Det er omgivet af en plasmaskive med en temperatur på milliarder af grader. Massive magnetfelter og høje temperaturer skaber jetfly - gasstråler, hvis længde er op til flere lysår. Hypoteser og teoretisk modellering har vist, at på grund af rotationen af ​​det sorte hul og tilvækstskiven, skulle magnetfeltlinjerne skabe spiralstrukturer, og de accelererer strømmen af ​​stof i strålerne. Det lykkedes os at se alt dette ved hjælp af billeder af Radioastronas orbitale teleskop [65] .

Se også

Noter

  1. ↑ Dvoretskys oldgræsk-russiske ordbog: "γᾰλαξίας" . Hentet 18. juni 2022. Arkiveret fra originalen 23. november 2019.
  2. ↑ Sparke LS, Gallagher III JS [1] = Galakser i universet: en introduktion. - 2. - Cambridge University Press, 2007. - 442 s. — ISBN 0521671868 .  (Få adgang: 30. november 2011)
  3. ↑ Zasov og Postnov, 2006 , s. 290.
  4. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. 11.1. Objekter, der tilhører vores galakse // Generelt astronomiforløb / VV Ivanov. - 2. - M. : Redaktionel URSS, 2004. - S. 433. - 544 s. - 3000 eksemplarer.  — ISBN 5-354-00866-2 .  (Få adgang: 30. november 2011)
  5. ↑ Galakser synlige for det blotte øje på nordlige breddegrader . Hypernova.ru (oktober 1997). Hentet 12. december 2017. Arkiveret fra originalen 12. december 2017.
  6. ↑ 12 Mackie , Glen. At se universet i et korn af Taranaki-sand . Swinburne University (1. februar 2002). Hentet 20. december 2006. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  7. ↑ Kristina Ulasovich. Astronomer har "øget" antallet af observerbare galakser tidoblet . N+1 (17. januar 2017). Hentet 29. januar 2021. Arkiveret fra originalen 3. februar 2021.
  8. ↑ Antallet af galakser i universet er blevet "reduceret" fra to billioner til hundreder af milliarder , National Geographic Rusland  (14. januar 2021). Arkiveret fra originalen den 27. januar 2021. Hentet 29. januar 2021.
  9. ↑ 1 2 Zasov og Postnov, 2006 , s. 299.
  10. ↑ Clarke, T.E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L. Den komplekse kølekerne i A2029: Radio- og  røntgeninteraktioner . - 2004. - Bd. 616 , udg. 1 . - S. 178-191 . - doi : 10.1086/424911 . - .  (utilgængeligt link)
  11. ↑ Birth of a Dwarf: A Galaxy Without Darkness . Populær mekanik (11. marts 2009). Hentet 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen 1. juni 2009.
  12. ↑ Suchkov L. A. Galaxy . Astronet . Astronet .
  13. ↑ 1 2 Igor Drozdovsky. Metoder til bestemmelse af afstande til galakser . Hentet 21. september 2009. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  14. ↑ 1 2 Zasov og Postnov, 2006 , s. 295-296.
  15. ↑ Zasov og Postnov, 2006 , s. 312-317.
  16. ↑ A. Evglevsky. Astronomer har fundet ud af, at alle galakser laver én omdrejning på samme tid | Nøgen Videnskab . Nøgen Videnskab . naked-science.ru (14. marts 2018). Hentet 16. marts 2018. Arkiveret fra originalen 16. marts 2018.
  17. ↑ Internationalt Center for Radioastronomiforskning . Astronomer opdager galakser, der drejer som et urværk , PHYS.org  (13. marts 2018). Arkiveret fra originalen den 15. marts 2018. Hentet 16. marts 2018.
  18. ↑ Zasov og Postnov, 2006 , s. 298.
  19. ↑ Zasov og Postnov, 2006 , s. 318-335.
  20. ↑ Zasov og Postnov, 2006 , s. 344-345.
  21. ↑ Zasov og Postnov, 2006 , s. 297.
  22. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  323 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  23. ↑ V. P. Reshetnikov. Disse mærkelige galakser med polarringe (utilgængeligt link) . Hentet 18. september 2009. Arkiveret fra originalen 18. august 2011. 
  24. ↑ R. Fux. 3D-selv-konsistente N-body-barrede modeller af Mælkevejen: II. Gasdynamik  . _ arXiv.org (10. marts 1999). Hentet 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen 8. januar 2017.
  25. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  301 -302. — ISBN 5-85099-169-7 .
  26. ↑ Phillipps, S.; Drinkwater, MJ; Gregg, M.D.; Jones, JB Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Vol. 560 , nr. 1 . - S. 201-206 . - doi : 10.1086/322517 .  (Engelsk)
  27. ↑ McKee, Maggie. Galaktiske enspændere producerer flere stjerner . New Scientist (7. juni 2005). Hentet 4. august 2009. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  28. ↑ Ricker, Paul. Når Galaxy Clusters kolliderer . San Diego Supercomputer Center. Hentet 4. august 2009. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  29. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  335 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  30. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  385 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  31. ↑ Dubinski, John. Oprindelsen af ​​de lyseste Cluster Galaxies  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Vol. 502 , nr. 2 . - S. 141-149 . - doi : 10.1086/305901 .  (Engelsk)
  32. ↑ Bahcall, Neta A. Storskala struktur i universet angivet af galaksehobe  //  Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik: tidsskrift. - 1988. - Bd. 26 . - s. 631-686 . - doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 .  (Engelsk)
  33. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  401 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  34. ↑ 1 2 Mihos, Chris. Interaktioner og fusioner af klyngegalakser (5. januar 2003). Hentet 29. september 2017. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  35. ↑ Hubble fotograferer galaktisk 'tovtrækning' . Lenta.ru (4. marts 2009). Hentet 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen 5. marts 2009.
  36. ↑ Næsten alle galakser har tidligere kollideret med deres naboer . Lenta.ru (5. januar 2009). Hentet 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen 20. april 2013.
  37. ↑ Astronomer skubber Mælkevejen ind i en anden galakse . Lenta.ru (23. februar 2009). Dato for adgang: 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen den 27. april 2009.
  38. ↑ S. B. Popov (GAISh). Aktive galaktiske kerner (utilgængeligt link) . Videnskabeligt netværk Nature Web.ru (9. december 2000). Dato for adgang: 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen den 20. marts 2008. 
  39. ↑ Data fra 2006.
  40. ↑ Antonucci, R. Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars  //  Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics: journal. - 1993. - Bd. 31 , nr. 1 . - s. 473-521 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 .  (Engelsk)
  41. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  305 -307. — ISBN 5-85099-169-7 .
  42. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  308 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  43. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  309 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  44. ↑ Zakharov A.F. Gravitationslinser og mikrolinser. - Janus-K, 1997. - 328 s. - ISBN 5-88929-037-1 .
  45. ↑ Vakif K. Onemli. Gravitational Lensing af Dark Matter Caustics  . arXiv.org (1. januar 2004). Hentet 1. september 2009. Arkiveret fra originalen 24. november 2017.
  46. ↑ NASA/ IPAC Extragalactic Database  . IPAC. Hentet 26. juli 2009. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  47. ↑ V. Zharov, M. Sazhin. Gravitationslinser i astronomi . Hentet 1. oktober 2009. Arkiveret fra originalen 18. november 2011.
  48. ↑ 1 2 Fortællingen om mørkt stof . Astronet . Hentet 14. august 2009. Arkiveret fra originalen 6. december 2010.
  49. ↑ Afsløring af egenskaberne af mørkt stof i den fusionerende klynge MACSJ0025.4-1222 . Hentet 25. juni 2020. Arkiveret fra originalen 15. april 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. Nyheder fra z~6-10 galaksekandidater fundet bag gravitationelle linse-klynger . Galaxy Evolution Across the Hubble Time (8. januar 2007). doi : 10.1017/S1743921306010520 . Dato for adgang: 6. april 2018.
  51. ↑ Dan Coe. Tilbage i tiden // I videnskabens verden . - 2019. - Nr. 1/2 . - S. 64-73 .
  52. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  53. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Stjerner / Hvordan stjerner fødes (utilgængeligt link) . Astronet . Hentet 30. september 2009. Arkiveret fra originalen 17. december 2011. 
  54. ↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Sekulær evolution og dannelsen af ​​pseudobulger i diskgalakser . Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik (7. juni 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Hentet 31. juli 2009. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  55. ↑ Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. Om dannelsen af ​​massive galakser: En simultan undersøgelse af taltæthed, størrelse og iboende farveudvikling i  VARER . MNRAS (7. januar 2009). Hentet 1. september 2009. Arkiveret fra originalen 23. januar 2022.
  56. ↑ Thanu Padmanabhan. Efter de første tre minutter: historien om vores univers . - Cambridge University Press , 1998. - S. 87. - 215 s. — ISBN 0-521-62039-2 .
  57. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. Mælkevejsgalaksen . SEDS (25. august 2005). Hentet 9. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  58. ↑ 1 2 3 4 5 Yu. N. Efremov. Hubble konstant . Astronet . Hentet 31. juli 2009. Arkiveret fra originalen 26. december 2010.
  59. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 80. Mælkevejen og galaksens struktur // Hvad og hvordan man observerer på himlen . - 4. udg. — 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. ingen. 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 // Astronomer . - 2. udg. - Kiev: 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. Observation af området for det galaktiske center i infrarøde stråler // Rapporter fra USSRs Videnskabsakademi . - 1949. - T. 66 , Nr. 1 .
  65. ↑ TASS: Science - RadioAstron modtog de mest detaljerede billeder af et sort hul i Lizard-konstellationen . Hentet 25. juni 2020. Arkiveret fra originalen 13. august 2018.

Litteratur

  • Zasov A. V., Postnov K. A. Generel astrofysik. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 s. - 3000 eksemplarer.  - ISBN 5-85099-169-7 , UDC 52, BBC 22.6.  (Få adgang: 27. januar 2012)
  • Yu. N. Efremov. Hubble konstant . Astronet . Hentet: 31. juli 2009.
  • James Binney. Galaktisk astronomi. — Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. Universet og hinsides . — Fjerde Udgave. — Firefly Books Ltd., 2004.
  • Marochnik, L.S.; Suchkov, A.A. Galaxy. - Moskva: Nauka, 1984. - 392 s.

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier