Galaxie

Galaxia ( altă greacă γᾰλαξίας  „Calea Lactee” [1] din greaca veche γάλα , γάλακτος  „ lapte ”) este un sistem legat gravitațional de stele , grupuri de stele , gaz și praf interstelar , materie întunecată , planete . Toate obiectele din galaxie participă la mișcarea față de centrul comun de masă [2] [3] [4] .

Toate galaxiile (cu excepția noastră ) sunt obiecte astronomice extrem de îndepărtate . Distanța până la cea mai apropiată dintre ele este măsurată în megaparsecs , iar la cele îndepărtate - în unități de deplasare spre roșu  z  . Cea mai îndepărtată galaxie cunoscută din 2022 este CEERS-93316 . Doar patru galaxii pot fi văzute pe cer cu ochiul liber : galaxia Andromeda (vizibilă în emisfera nordică), Norii Magellanic Mari și Mici (vizibili în sud; sunt sateliți ai galaxiei noastre) și galaxia M33 din constelația Triangulum (din emisfera nordică, pe cerul neluminat) [5] .

Numărul total de galaxii din partea observabilă a Universului nu este încă cunoscut cu exactitate. În anii 1990, pe baza observațiilor telescopului spațial Hubble , se credea că există aproximativ 100 de miliarde de galaxii în total [6] . În 2016, această estimare a fost revizuită și numărul de galaxii a crescut la două trilioane [7] . În 2021, conform noilor date obținute de sonda spațială New Horizons , estimarea numărului de galaxii a fost din nou redusă, iar acum este de doar câteva sute de miliarde [8] .

În spațiu, galaxiile sunt distribuite neuniform: într-o zonă puteți găsi un întreg grup de galaxii din apropiere sau nu puteți găsi una singură (așa-numitele goluri ).

Nu a fost posibil să se obțină o imagine a galaxiilor până la stele individuale până la începutul secolului al XX-lea. La începutul anilor 1990, nu existau mai mult de 30 de galaxii în care puteau fi văzute stele individuale și toate făceau parte din Grupul Local . După lansarea telescopului spațial Hubble și punerea în funcțiune a telescoapelor terestre de 10 metri, numărul galaxiilor rezolvate a crescut dramatic.

Galaxiile sunt foarte diverse: printre ele se numără galaxiile sferice eliptice , galaxiile cu disc spirală , galaxiile cu bară (bară ) , lenticulare , pitice , neregulate etc. Dacă vorbim despre valori numerice, atunci, de exemplu, masa lor variază de la 0,5 ⋅ 10 6 mase solare în galaxiile pitice (cum ar fi Segue 2 ) la 2,5 ⋅ 10 15 mase solare în galaxiile supergigant (cum ar fi IC 1101 ), pentru comparație , masa galaxiei noastre Calea Lactee este de 2⋅10 11 mase solare.

Diametrul galaxiilor este de la 5 la 250 de kiloparsecs [9] ( 16-800 de mii de ani lumină ), pentru comparație, diametrul galaxiei noastre este de aproximativ 30 de kiloparsecs (100 de mii de ani lumină). Cea mai mare galaxie cunoscută (din 2021) IC 1101 are un diametru de peste 600 de kiloparsecs [10] .

Una dintre problemele nerezolvate ale structurii galaxiilor este materia întunecată , care se manifestă doar în interacțiunea gravitațională. Poate fi până la 90% din masa totală a galaxiei sau poate fi complet absentă, ca în unele galaxii pitice [11] .

Etimologie

Cuvântul „galaxie” ( altă greacă γαλαξίας ) provine de la numele grecesc al Galaxiei noastre ( κύκλος γαλαξίας înseamnă „inel lăptos” – ca descriere a fenomenului observat pe cerul nopții) [12] . Când astronomii au sugerat că diverse obiecte cerești considerate a fi nebuloase în spirală ar putea fi colecții uriașe de stele, aceste obiecte au devenit cunoscute ca „universuri insulare” sau „insule stelare”. Dar mai târziu, când a devenit clar că aceste obiecte sunt asemănătoare cu Galaxia noastră, ambii termeni au încetat să mai fie folosiți și au fost înlocuiți cu termenul „galaxie”.

Observații

Cele mai importante caracteristici integrale ale galaxiilor [9] (valorile extreme sunt omise):

Parametru Metoda principală de măsurare Interval valoric Valoare aproximativă pentru Calea Lactee
Diametru D 25 Fotometrie 5-50 kpc 30 kpc
Scara radială a discului R 0 Fotometrie 1-7 kpc 3 kpc
Grosimea discului stelar Fotometria discurilor cu margini 0,3-1 kpc 0,7 kpc
Luminozitate Fotometrie 10 7 —10 11 L ☉ 5⋅10 10L ☉ _
Greutate M 25 în D 25 Măsurarea vitezelor gazelor și/sau stelelor folosind efectul Doppler 10 7 —10 12 M ☉ 2⋅10 11M ☉ _
Masa relativă a gazului M gaz /M 25 în D 25 Măsurarea intensităților liniilor neutre și moleculare de hidrogen 0,1-30% 2%
Viteza de rotație V a regiunilor exterioare ale galaxiilor Măsurarea vitezelor gazelor și/sau stelelor folosind efectul Doppler 50—300 km/s 220 km/s (pentru apropierea Soarelui)
Perioada de rotație a regiunilor exterioare ale galaxiilor Măsurarea vitezelor gazelor și/sau stelelor folosind efectul Doppler 10 8 —10 9 ani 2⋅10 8 ani (pentru vecinătatea Soarelui)
Masa găurii negre centrale Măsurarea vitezelor stelelor și gazelor în apropierea miezului; dependenţă empirică de dispersia centrală a stelelor 3⋅10 5 —3⋅10 9 M ☉ 4⋅106M ☉ _ _

Distanța

Distanța de la observator la galaxie ca caracteristică fizică nu este inclusă în niciun proces care are loc cu galaxia. Nevoia de informații despre distanța până la galaxie apare atunci când: identificarea evenimentelor puțin studiate, de exemplu, exploziile de raze gamma ; studierea Universului în ansamblu, studierea evoluției galaxiilor în sine, determinarea masei galaxiilor și a dimensiunilor acestora etc.

Toate metodele mai mult sau mai puțin independente de model pentru a determina distanța până la o galaxie pot fi împărțite în două tipuri: măsurarea prin intermediul unui obiect din interiorul galaxiei, distanța la care diferă într-o cantitate neglijabil de mică de distanța până la galaxie în sine și prin tura roșie.

Prima metodă este metoda fotometrică, folosind așa-numitele lumânări standard , a căror luminozitate este considerată a fi cunoscută. Apoi, distanța poate fi calculată folosind următoarea formulă:

,

unde m  este mărimea aparentă , M este  mărimea absolută și R  este distanța în parsecs. În stadiul actual, se folosesc astfel de lumânări standard [13] :

A doua metodă se bazează pe legea empirică Hubble și este mai dependentă de modelul ales decât de cel precedent.

,

unde H 0  este constanta Hubble . Dacă luăm modelul ΛCDM larg răspândit (cu aceeași constantă Hubble), atunci va exista o discrepanță semnificativă la z~10, ceea ce ne permite să-l clasificăm ca fiind relativ independent de model.

Există, de asemenea, o serie de moduri puternic dependente de model [13] :

Constituenții majori observabili ai galaxiilor

Principalii constituenți observabili ai galaxiilor includ [14] :

  1. Stele normale de diferite mase și vârste, dintre care unele sunt conținute în grupuri .
  2. Rămășițe compacte de stele evoluate.
  3. Mediu cu gaz și praf rece.
  4. Cel mai rarefiat gaz fierbinte cu o temperatură de 10 5 - 10 6  K.

Stele binare nu sunt observate în galaxiile învecinate, dar, judecând după vecinătatea Soarelui, ar trebui să existe destul de multe stele multiple. Mediul gaz-praf și stelele constau din atomi , iar totalitatea lor se numește materia barionică a galaxiei. Masa nebarionică include masa materiei întunecate și masa găurilor negre [14] .

Viteza de rotație a galaxiilor

Viteza de rotație a unei galaxii se referă la viteza de rotație a diferitelor componente ale galaxiei în jurul centrului său. Această viteză este viteza totală dobândită în cursul diferitelor procese. Viteza de rotație a unei galaxii trebuie distinsă de viteza circulară V c , care se datorează numai forței gravitaționale și este egală, prin definiție, cu viteza necesară a unui corp care se deplasează în cerc sub influența forței de atracție. spre centru. Viteza de rotație în cazul general este determinată și de gradientul radial de presiune P al gazului interstelar.

Aici Φ  este potențialul gravitațional și ρ g  este densitatea gazului.

Pentru diferite componente ale galaxiei, viteza de rotație este estimată diferit. Pentru gaz, prin deplasarea Doppler a liniilor de emisie. Pentru stele, prin deplasarea Doppler a liniilor de absorbție ale stelelor. Schema de obținere a vitezei de rotație este următoarea.

Viteza obținută direct din observații este suma vitezei galaxiei ca întreg și a vitezei mișcării interne. De obicei, viteza galaxiei ca întreg (V 0 ) este identificată cu viteza regiunii centrale. Pentru galaxiile îndepărtate, această viteză se datorează expansiunii Hubble a Universului, viteza proprie este neglijabilă.

Viteza obținută după luarea în considerare a vitezei de mișcare a galaxiei în ansamblu este viteza de-a lungul liniei de vedere (V r ), iar pentru a calcula viteza de rotație a galaxiei la o anumită distanță, este necesar să se ia în considerare efectele proiecției. Pentru a face acest lucru, este necesar să se cunoască unghiul de înclinare a axei galaxiei față de linia de vedere i , precum și unghiul φ dintre axa majoră a galaxiei și linia dreaptă care trece prin centrul galaxiei și punct observat. Astfel, pentru a trece de la V r la V φ , trebuie cunoscuți cinci parametri: viteza galaxiei V 0 , unghiurile i și φ , două coordonate ale centrului galaxiei (relativ la orice punct din imagine).

Dacă galaxia arată axisimetric, atunci problema este simplificată, deoarece unghiurile de orientare și poziția centrului pot fi calculate din distribuția luminozității discului. Și dacă fanta spectrografului este plasată de-a lungul axei sale majore, putem obține:

,

unde l  este distanța de la centrul galaxiei de-a lungul golului. Cu toate acestea, cele mai complete informații despre mișcarea în galaxie sunt furnizate de analiza câmpului de viteză - un set de măsurători ale vitezelor radiale pentru un număr mare de puncte de pe discul galaxiei. Spectroscopia bidimensională este utilizată pentru a obține câmpul de viteză . De obicei, se folosește fie un receptor multicanal, fie un interferometru Fabry-Perot . Observațiile radio ale gazului în liniile HI fac de asemenea posibilă obținerea unei imagini bidimensionale a distribuției vitezelor în galaxie [15] .

În martie 2018, astronomii de la Centrul Internațional de Cercetare în Radioastronomie (ICRAR) au descoperit că toate galaxiile, indiferent de mărimea sau tipul lor, se rotesc cu aceeași viteză și efectuează o revoluție în jurul axei lor în 1 miliard de ani pământeni [16] [17 ]. ] .

Masă și dimensiune

Galaxiile nu au limite clare. Este imposibil de spus exact unde se termină galaxia și unde începe spațiul intergalactic . De exemplu, dacă o galaxie are aceeași dimensiune în domeniul optic, atunci raza galaxiei determinată din observațiile radio ale gazului interstelar se poate dovedi a fi de zeci de ori mai mare. Masa măsurată a galaxiei depinde și de mărime. De obicei, dimensiunea unei galaxii este înțeleasă ca dimensiunea fotometrică a izofotului de magnitudinea a 25-a pe secundă de arc pătrată în filtrul B. Denumirea standard pentru această dimensiune este D 25 [18] .

Masa galaxiilor disc este estimată din curba de rotație dintr-un anumit model. Alegerea modelului optim de galaxie se bazează atât pe forma curbei de rotație, cât și pe idei generale despre structura galaxiei. Pentru estimări aproximative ale masei galaxiilor eliptice, este necesar să se cunoască dispersia vitezelor stelare în funcție de distanța de la centru și de distribuția densității radiale [19] .

Masa gazului rece dintr-o galaxie este determinată de intensitatea liniei H I. Dacă densitatea înregistrată a fluxului de radiații din galaxie sau din orice parte a acesteia este egală cu F ν , atunci masa corespunzătoare este egală cu:

,

unde D  este distanța în megaparsecs, fluxul este exprimat în jans .

Estimarea masei unui gaz molecular este foarte dificilă, deoarece spectrul celei mai comune molecule de H 2 nu are linii excitate într-un gaz rece. Prin urmare, datele inițiale sunt intensitățile liniilor spectrale ale moleculei de CO ( I CO ). Coeficientul de proporționalitate dintre intensitatea emisiei de CO și masa acestuia depinde de metalicitatea gazului. Dar cea mai mare incertitudine este asociată cu transparența scăzută a norului, din cauza acesteia, cea mai mare parte a luminii emise de regiunile interioare este absorbită de norul însuși, astfel, observatorul primește lumină doar de la suprafața norilor . 20] .

Spectrul galaxiei

Spectrul galaxiilor este format din radiația tuturor obiectelor sale constitutive. Spectrul unei galaxii medii are două maxime locale. Principala sursă de radiație sunt stelele, intensitatea maximă de radiație a majorității dintre ele este în domeniul optic (primul maxim). De obicei, într-o galaxie există mult praf care absoarbe radiația în domeniul optic și o reradiază în infraroșu . Prin urmare, al doilea maxim este în regiunea infraroșu. Dacă luminozitatea în domeniul optic este luată ca unitate, atunci se observă următoarea relație între surse și tipuri de radiații [21] :

Gamă Luminozitate relativă Principalele surse de radiații
Gamma 10 −4 Nuclee active ale unor galaxii; surse care dau rafale scurte de radiație (stele neutronice, găuri negre)
raze X 10 −3 —10 −4 Discuri de acreție ale sistemelor binare apropiate; gaz fierbinte; nuclee active
Optic unu Stele de diferite temperaturi; discuri circumstelare de praf în regiunea aproape IR; emisie de radiații de gaz în regiunile H II de la UV la IR.
departe IR 0,5—2 Praf interstelar încălzit de lumina stelelor; în unele galaxii, nuclee active și praf în discuri circumnucleare acoperite de formarea stelelor
Radio 10 −2 —10 −4 Radiația de sincrotron a electronilor relativiști de pe discul galactic sau nucleul galactic activ; rămășițe de supernovă, radiații termice ale regiunilor H II , linii radio de emisie de HI și diverse molecule de gaz interstelar

Problema haloului întunecat

Dacă întreaga masă a galaxiilor este închisă în stele, atunci, cunoscând raportul masă-luminozitate și presupunând că nu se schimbă mult cu raza, densitatea materiei din galaxie poate fi estimată din luminozitatea populației stelare. Mai aproape de marginea ei, galaxia se estompează, ceea ce înseamnă că densitatea medie a stelelor scade și, odată cu aceasta, ar trebui să scadă și viteza de rotație a stelelor. Cu toate acestea, curbele de rotație observate ale galaxiilor indică o imagine radical diferită: începând de la un moment dat, ratele de rotație ale stelelor sunt anormal de mari pentru densitatea obținută din dependența masă-luminozitate.

Viteza mare a stelelor de lângă marginea discului poate fi explicată presupunând că, la distanțe mari de centrul galaxiei, rolul principal îl joacă masa, care se manifestă exclusiv prin interacțiune gravitațională . Se poate concluziona independent că există o masă ascunsă dacă masa totală este estimată pe baza stării de stabilitate a discului stelar. Măsurătorile vitezelor sateliților galaxiilor masive sugerează că dimensiunea halou întunecat este de câteva ori mai mare decât diametrul optic al galaxiei.

Prezența unor halouri întunecate masive a fost găsită în galaxii de toate tipurile, dar în proporții diferite în raport cu materia luminoasă [22] .

Morfologie

Nucleul  este o regiune extrem de mică în centrul unei galaxii. Când vine vorba de nucleele galaxiilor, ele vorbesc cel mai adesea despre nuclee galactice active , unde procesele nu pot fi explicate prin proprietățile stelelor concentrate în ele.

Discul  este un strat relativ subțire în care sunt concentrate majoritatea obiectelor din galaxie. Este subdivizat într-un disc de gaz și praf și un disc stelar.

Inelul polar  este o componentă rară. În cazul clasic, o galaxie cu inel polar are două discuri care se rotesc în planuri perpendiculare. Centrele acestor discuri în cazul clasic coincid. Motivul formării inelelor polare nu este complet clar [23] .

Componenta sferoidă  este distribuția sferică a stelelor.

Bulgerea este cea  mai strălucitoare  parte interioară a componentei sferoidale.

Halo  este componenta sferoidă exterioară; granița dintre umflătură și halou este neclară și destul de arbitrară.

Ramura spirală (brațul spiralat)  este o compactare a gazului interstelar și în cea mai mare parte a stelelor tinere sub formă de spirală. Cel mai probabil, sunt unde de densitate cauzate din diverse motive, dar problema originii lor nu a fost încă rezolvată definitiv.

Bară (săritor)  - arată ca o formațiune densă alungită, constând din stele și gaz interstelar. Conform calculelor, principalul furnizor de gaz interstelar în centrul galaxiei. Cu toate acestea, aproape toate construcțiile teoretice se bazează pe faptul că grosimea discului este mult mai mică decât dimensiunile sale, cu alte cuvinte, discul este plat și aproape toate modelele sunt modele bidimensionale simplificate, există foarte puține calcule de modele de discuri tridimensionale. Și există un singur calcul tridimensional al unei galaxii cu bară și gaz în literatura cunoscută [24] . Potrivit autorului acestui calcul, gazul nu intră în centrul galaxiei, ci călătorește destul de departe.

Cele mai importante componente sunt discul de gaz și praf, discul stelar și componenta sferoidă. Există patru tipuri principale de galaxii [25] :

  1. Galaxiile eliptice ( E ) sunt galaxii care nu au o componentă de disc sau au contrast scăzut. Toate celelalte galaxii sunt galaxii disc.
  2. Galaxiile spirale ( S ) sunt galaxii cu brațe spiralate. Uneori ramurile pot degenera în inele.
  3. Galaxiile lenticulare ( S0 ) sunt galaxii care nu diferă ca structură de galaxiile spirale, cu excepția absenței unui model spiralat clar. Acest lucru se explică prin conținutul scăzut de gaz interstelar și, prin urmare, rata scăzută de formare a stelelor.
  4. Galaxii neregulate ( Irr ) - sunt caracterizate printr-o structură neregulată zdrențuită. De regulă, ele conțin mult gaz interstelar, până la 50% din masa galaxiei.
Tabel cu caracteristicile principalelor tipuri de galaxii
E S0 S Irr
componentă sferoidă întreaga galaxie Există Există Foarte slab
disc stelar Nu sau slab Există Componenta principală Componenta principală
Disc de gaz și praf Nu Niciuna sau foarte rară Există Există
ramuri spiralate Niciuna sau doar aproape de miez Niciuna sau ușoară Există Nu
Miezuri active Întâlni Întâlni Întâlni Nu
Procent din numărul total de galaxii douazeci la suta douazeci la suta 55% 5 %

În multe cazuri, clasificarea Hubble puțin mai detaliată a galaxiilor pe subspecii se dovedește a fi foarte convenabilă. Divizia Hubble (sau diapazon Hubble), care acoperă toate galaxiile, se bazează pe structura lor percepută vizual. Și dacă descrie elipticele destul de precis, atunci aceeași galaxie spirală poate fi clasificată în moduri diferite.

În 2003, Michael Drinkwater de la Universitatea din Queensland a descoperit un nou tip de galaxie clasificată drept galaxie pitică ultra-compactă [26] .

Asociații la scară largă de galaxii

Imaginile galaxiilor arată că există puține galaxii cu adevărat singuratice (așa-numitele galaxii de câmp). Aproximativ 95% dintre galaxii formează grupuri de galaxii [27] . În ele, ca și în galaxiile obișnuite, se presupune prezența materiei întunecate, care constituie cea mai mare parte a masei grupului, 10–30% este gaz intergalactic și aproximativ 1% este masa stelelor în sine [28] .

Cel mai mic și mai răspândit cluster din Univers, inclusiv câteva zeci de galaxii, este un grup de galaxii . Adesea, ele sunt dominate de o galaxie eliptică sau spirală masivă, care, datorită forțelor mareelor , în cele din urmă distruge galaxiile satelit și își mărește masa, absorbindu-le . În astfel de grupuri, vitezele de recesiune a galaxiilor unele față de altele, cauzate de expansiunea Hubble a Universului, sunt slabe și domină viteze speciale aleatorii. Din analiza acestor viteze aleatoare și teorema virială, se poate obține o masă a unor astfel de grupuri [29] . Galaxia noastră este una dintre galaxiile Grupului Local, dominând-o împreună cu Andromeda. Peste 40 de galaxii sunt situate în Grupul Local cu un diametru de aproximativ 1 megaparsec. Grupul Local însuși face parte din superclusterul Fecioarei , în care rolul principal este jucat de clusterul Fecioarei , în care Galaxia noastră nu este inclusă [30] .

Un grup de galaxii este o uniune de câteva sute de galaxii, care poate conține atât galaxii individuale, cât și grupuri de galaxii. De obicei, atunci când sunt observate la această scară, se pot distinge mai multe galaxii eliptice supermasive foarte luminoase [31] . Astfel de galaxii ar trebui să influențeze direct procesul de formare și formare a structurii clusterului.

Un supercluster  este cel mai mare tip de asociație de galaxii care include mii de galaxii [32] . Forma unor astfel de ciorchini poate varia, de la un lanț precum lanțul Markarian , la pereți precum marele zid al lui Sloane . La scară mare, Universul pare a fi izotrop și omogen [33] .

La scara superclusterelor, galaxiile se aliniază în filamente care înconjoară vaste goluri rarefiate ( goluri ) și formează grupuri plate (pereți).

Procese

Ciocnire

Dacă valoarea medie a distanței dintre galaxii nu este mai mare cu un ordin de mărime mai mare decât diametrul lor , atunci efectele mareelor ​​ale galaxiilor devin semnificative. Fiecare componentă a galaxiei răspunde diferit la aceste influențe în condiții diferite. Dacă distanța este relativ mare, dar timpul de zbor a două galaxii una față de cealaltă este, de asemenea, mare, atunci o galaxie mai masivă poate trage gazul fierbinte intergalactic care înconjoară galaxia vecină, privând-o astfel de o sursă care umple rezervele interne. de gaz interstelar consumat în timpul formării stelelor [34] .

Dacă distanța este mai redusă, atunci este posibil ca componenta mai masivă, împreună cu gazul intergalactic, să tragă și haloul întunecat al galaxiei asupra ei, lăsând-o practic fără materie întunecată . În special, acest lucru se întâmplă cu o diferență puternică în masele galaxiilor. De asemenea, dacă distanța este mică, la fel ca și timpul de interacțiune, atunci în galaxii vor apărea unde de densitate a gazelor, ceea ce poate provoca o explozie masivă de formare a stelelor și apariția ramurilor spiralate [34] .

Cazul limitativ al interacțiunii este fuziunea galaxiilor . Conform conceptelor moderne, halourile întunecate ale galaxiilor se îmbină mai întâi. Apoi galaxiile încep să se apropie una de alta în spirală . Și numai atunci componentele stelare încep să se îmbine, provocând valuri de densitate și explozii de formare de stele în gazul din jur.

Telescopul orbital Hubble a fotografiat în 2006 galaxii care interacționează, dintre care două o rupe pe a treia, acționând asupra acesteia cu gravitația lor (în constelația Southern Fish , îndepărtată de pe Pământ la o distanță de 100 de milioane de ani lumină ) [35] .

Ciocnirile galaxiilor sunt un fenomen foarte comun în Univers. Ca rezultat al analizei a 21.902 galaxii (un raport de la începutul anului 2009 [36] ), s-a constatat că aproape toate s-au întâlnit cu alte galaxii în trecut. De asemenea, confirmă ipoteza că acum aproximativ 2 miliarde de ani a avut loc o coliziune a Căii Lactee cu o altă galaxie [37] .

Procese în nucleele active

Nucleele galactice au semne de activitate dacă [38] :

  1. spectrul de radiații electromagnetice a obiectului este mult mai larg decât spectrul galaxiilor obișnuite, extinzându-se uneori de la radio la radiațiile gamma dure ;
  2. Se observă „variabilitate” - o schimbare a „puterii” sursei de radiație la punctul de observație (de regulă, aceasta are loc cu o perioadă de 10 minute în intervalul de raze X până la 10 ani în intervalele optice și radio );
  3. există caracteristici ale spectrului de radiații, care pot fi folosite pentru a judeca mișcarea gazului fierbinte la viteze mari;
  4. există caracteristici morfologice vizibile, inclusiv valori aberante și „puncte fierbinți”;
  5. există caracteristici ale spectrului de radiații și ale polarizării acestuia, care pot fi folosite pentru a sugera, printre altele, prezența unui câmp magnetic.

Galaxiile cu nuclee active sunt subdivizate în galaxii Seyfert , quasari , lacertide și galaxii radio .

Conform conceptelor moderne, activitatea nucleelor ​​galactice se explică prin prezența găurilor negre supermasive în nucleele lor [39] , pe care se acretă gaz galactic . Iar diferența dintre tipurile de galaxii cu nuclee active se explică prin diferența de unghi de înclinare a planului galaxiei față de observator [40] .

Mișcarea gazelor și a stelelor

Deoarece stelele sunt situate la distanță una de cealaltă și probabilitatea coliziunii lor este mică, stelele, atât în ​​galaxii, cât și în clustere, sunt un mediu fără coliziuni. Acest lucru este ușor de arătat [41] . Vom numi o coliziune a două stele cazul în care două stele, la apropierea, sub influența forței gravitaționale, își schimbă direcția de mișcare, păstrându-și în același timp energia totală. Apoi luați în considerare această abordare în raport cu centrul de masă al stelelor. Pentru a simplifica calculele, vom presupune că masele stelelor sunt egale și vitezele lor la începutul apropierii (formal la o distanță infinit de mare). Pentru prima estimare, aceasta este o aproximare perfect acceptabilă. Să scriem legea conservării energiei mecanice :

,

unde V  este viteza curentă a stelelor (vitezele trebuie să fie aceleași din considerente de simetrie ), r  este distanța dintre stele, V 0  este viteza la infinit înainte de interacțiune și G  este constanta gravitațională . Vom presupune că stelele au experimentat o coliziune dacă, în momentul apropierii lor , energia cinetică s- a dublat. Apoi, înlocuind valoarea parametrului de impact d în ecuația scrisă mai sus, obținem:

.

Apoi, diametrul secțiunii transversale a ciocnirii corpurilor și, în consecință, aria secțiunii transversale de interacțiune sunt egale cu:

, .

Să estimăm timpul caracteristic de coliziune pentru stelele din vecinătatea Soarelui (n = 3⋅10 −56 cm −3 , iar viteza relativă este de 20 km/s). Primim:

.

Timpul rezultat este cu trei ordine de mărime mai lung decât durata de viață a Universului. Și chiar și în grupurile de stele, unde concentrația de stele este cu trei ordine de mărime mai mare, situația nu se îmbunătățește. De observat că s-ar fi putut face un calcul mai precis, ținând cont de legea conservării impulsului etc., dar rezultatele ar fi fost similare [41] . Din natura de non-coliziune a mediului, rezultă o concluzie despre neechilibrul sistemului și distribuția vitezelor aleatorii ale stelelor într-o manieră non-maxwelliană . Timpul caracteristic al stabilirii sale trebuie să fie mult mai lung decât drumul liber mediu al stelei. Cu toate acestea, în realitate, totul s-a dovedit a fi mult mai complicat.

Măsurătorile au arătat că stelele, cu excepția celor mai tinere, sunt un sistem parțial „relaxat”: distribuția vitezelor aleatoare a stelelor este Maxwelliană, dar cu dispersii diferite de-a lungul diferitelor axe. Mai mult, în același volum de spațiu, există o creștere sistematică, deși încetinită, a vitezelor aleatorii pentru stelele vechi. Astfel, se poate argumenta că discul stelar se încălzește în timp [42] .

Această problemă nu a fost în cele din urmă rezolvată, aparent, ciocnirile joacă încă un rol decisiv, dar nu cu stelele, ci cu norii masivi de gaz [43] .

Fenomenul lentilei gravitaționale

Trecând lângă un corp masiv, un fascicul de lumină este deviat. Astfel, un corp masiv este capabil să colecteze un fascicul paralel de lumină la o anumită focalizare , formând o imagine. În plus, luminozitatea sursei crește datorită modificării dimensiunii sale unghiulare [44] .

În 1937, Fritz Zwicky a prezis posibilitatea lentilei gravitaționale pentru galaxii. Și deși nu a fost încă construit un model general acceptat al acestui fenomen pentru galaxii, acest efect devine deja important din punctul de vedere al astronomiei observaționale. Este folosit pentru:

În prezent, NASA/IPAC Extragalactic Object Database (NED) [46] conține peste 700 de galaxii și quasari cu lentile.

Determinarea distanței cu lentile gravitaționale

După cum sa menționat mai sus, lentila gravitațională construiește mai multe imagini simultan, timpul de întârziere dintre imagini în prima aproximare este , unde d  este distanța dintre imagini și c  este viteza luminii.

Cunoscând distanța unghiulară dintre imagini și aplicând legile geometriei, puteți calcula distanța până la lentilă. Cu toate acestea, minusul acestei metode este că potențialul gravitațional al lentilei și structura acesteia sunt necunoscute a priori. Eroarea asociată poate fi semnificativă pentru măsurători precise [47] .

Caută materie întunecată în clustere de galaxii

Observând dispersia vitezelor galaxiilor în clustere, F. Zwicky , împreună cu S. Smith, au descoperit că masa obţinută din teorema virială este mult mai mare decât masa totală a galaxiilor [48] . S-a sugerat că în grupurile de galaxii, precum și în galaxie însăși, există un fel de masă ascunsă care se manifestă doar în mod gravitațional.

Acest lucru poate fi infirmat sau confirmat prin cunoașterea potențialului gravitațional în fiecare punct și pe baza legii gravitației universale a lui Newton . Potențialul gravitațional poate fi găsit examinând efectul lentilei gravitaționale. Pe baza datelor obținute, oamenii de știință au tras două concluzii. Pe de o parte, a fost confirmată prezența materiei întunecate. Pe de altă parte, a fost descoperit un comportament neobișnuit al gazului și al materiei întunecate. Anterior, se credea că în toate procesele, materia întunecată ar trebui să tragă gazul cu ea (această presupunere a stat la baza teoriei evoluției ierarhice a galaxiilor). Cu toate acestea, în MACS J0025.4-1222 , care este o coliziune a două grupuri masive de galaxii, comportamentul gazului și al materiei întunecate este diametral opus [49] .

Caută galaxii îndepărtate

Căutarea galaxiilor îndepărtate este asociată cu următoarele probleme:

  1. sensibilitatea receptorilor în domeniul infraroșu este mult mai slabă, unde, din cauza redshift-ului cosmologic, toate radiațiile vizibile se deplasează, până la linia L α (Lyman-alfa) și saltul Lyman;
  2. emisia galaxiilor îndepărtate este slăbită atât din cauza efectelor cosmologice , cât și datorită faptului că galaxiile tinere, conform conceptelor moderne, sunt mult mai mici decât Calea Lactee la unități mari de deplasare spre roșu z (și, prin urmare, în stadiile anterioare ale vieții lor). ) și sunt similare cu Norii Magellanic .

Amplificarea multiplă a fasciculului de lumină cauzată de lentilele gravitaționale ajută la rezolvarea ambelor probleme, permițând observarea galaxiilor la z > 7. Pe baza acestor idei teoretice, un grup de astronomi a făcut observații, care au rezultat într-o listă de obiecte candidate pentru ultra. -galaxii îndepărtate [50] .

Galaxiile îndepărtate sunt observate cu ajutorul telescoapelor Hubble și Spitzer [51] .

Formarea stelelor

Formarea stelelor este un proces pe scară largă într-o galaxie în care stelele încep să se formeze în masă din gazul interstelar [52] . Brațele spiralate, structura generală a galaxiei, populația stelară, luminozitatea și compoziția chimică a mediului interstelar  sunt rezultatele acestui proces. Mărimea regiunii acoperite de formarea stelelor, de regulă, nu depășește 100 pc. Cu toate acestea, există complexe cu o explozie de formare de stele , numite superasocieri, comparabile ca mărime cu o galaxie neregulată.

În galaxiile noastre și în câteva din apropiere, este posibilă observarea directă a procesului. În acest caz, semnele formării stelelor în curs sunt [53] :

  1. prezența stelelor din clasele spectrale OBA și a obiectelor înrudite (regiuni HII, izbucniri de noi și supernove);
  2. radiații infraroșii, atât de la praful încălzit, cât și de la stelele tinere;
  3. emisie radio de la discurile de gaz și praf din jurul stelelor în formare și nou-născute;
  4. Divizarea Doppler a liniilor moleculare într-un disc rotativ în jurul stelelor;
  5. Divizarea Doppler a liniilor moleculare de jeturi subțiri rapide (jeturi) care ies din aceste discuri (din polii lor) cu o viteză de aproximativ 100 km/s;
  6. prezența asociațiilor, clusterelor și complexelor stelare cu stele masive (stelele masive se nasc aproape întotdeauna în grupuri mari);
  7. prezența globulelor.

Pe măsură ce distanța crește, dimensiunea unghiulară aparentă a obiectului scade și ea și, începând de la un anumit moment, nu este posibil să se vadă obiecte individuale în interiorul galaxiei. Atunci criteriile pentru formarea stelelor în galaxii îndepărtate sunt [52] :

  1. luminozitate ridicată în liniile de emisie, în special în H α ;
  2. putere crescută în părțile ultraviolete și albastre ale spectrului, pentru care radiația stelelor masive este direct responsabilă;
  3. radiație crescută la lungimi de undă apropiate de 8 µm (domeniul IR);
  4. putere crescută a radiației termice și sincrotronului în domeniul radio;
  5. putere crescută de raze X asociată cu gazul fierbinte.

În general, procesul de formare a stelelor poate fi împărțit în mai multe etape: formarea de complexe mari de gaze (cu o masă de 10 7 M ☉ ), apariția în ele a norilor moleculari legați gravitațional, comprimarea gravitațională a părților lor cele mai dense înainte formarea stelelor, încălzirea gazului prin radiația stelelor tinere și izbucnirile de noi și supernove, gaz de evacuare.

Cel mai adesea, regiunile de formare a stelelor pot fi găsite [53] :

  • în nucleele galaxiilor mari,
  • la capetele brațelor spiralate,
  • la periferia galaxiilor neregulate,
  • în partea cea mai strălucitoare a unei galaxii pitice.

Formarea stelelor este un proces de autoreglare: după formarea stelelor masive și a vieții lor scurte, au loc o serie de erupții puternice, condensând și încălzind gazul. Pe de o parte, compactarea accelerează comprimarea norilor relativ denși în interiorul complexului, dar, pe de altă parte, gazul încălzit începe să părăsească regiunea de formare a stelelor și, cu cât este încălzit mai mult, cu atât pleacă mai repede.

Procese evolutive

Evoluția unei galaxii este modificarea în timp a caracteristicilor sale integrale: spectru, culoare , compoziție chimică, câmp de viteză. Nu este ușor să descrii viața unei galaxii: evoluția unei galaxii este influențată nu numai de evoluția părților sale individuale, ci și de mediul său extern. Pe scurt, procesele care afectează evoluția galaxiei pot fi reprezentate prin următoarea schemă [54] :

În centru sunt procesele asociate cu obiectele individuale din galaxie. Procesele, a căror scară este comparabilă cu scara unei galaxii, sunt împărțite în externe și interne, pe de o parte, și rapide (al căror timp caracteristic este comparabil cu timpul de compresie liberă) și lente (mai des asociate). cu circulația stelelor în jurul centrului galaxiei), pe de altă parte.

O mică fuziune de galaxii diferă de una mare prin aceea că galaxiile de masă egală participă la una mare, iar într-una mică o galaxie o depășește semnificativ pe a doua.

Nu există încă o teorie unificată despre modul în care toate aceste procese sunt în concordanță între ele, dar o teorie viitoare a formării și evoluției galaxiilor ar trebui să explice următoarele observații:

  • La sfârșitul Evului Întunecat, materia era extrem de omogenă. Fluctuațiile de temperatură ale fundalului relicte în diferite părți ale spațiului nu depășesc 0,01%.
  • Elementele primare produse prin nucleosinteza primordială au fost hidrogenul , deuteriul , heliul , litiul și ceva beriliu .
  • Procesul de formare a stelelor primare s-a încheiat cu z~7 și, eventual, cu z~10. Acest lucru este clar indicat de linia L α din spectrul celei mai îndepărtate galaxii [50] .
  • Numărul de galaxii eliptice supermasive pe unitatea de volum nu sa schimbat cu greu în ultimii 8 miliarde de ani [55] .
  • Structurile galaxiilor eliptice și spirale sunt foarte diferite din punct de vedere dinamic unele de altele.

Calea Lactee

Galaxia noastră Calea Lactee, numită și simplu Galaxie , este o galaxie spirală barată mare de aproximativ 30 de kiloparsecs (sau 100.000 de ani-lumină) în diametru și 1.000 de ani-lumină grosime (până la 3.000 în regiunea umflăturii ) [56] . Soarele și sistemul solar se află în interiorul unui disc galactic plin cu praf care absoarbe lumina. Prin urmare, pe cer vedem o bandă de stele, dar zdrențuite, asemănătoare cu cheaguri de lapte. Din cauza absorbției luminii, Calea Lactee ca galaxie nu a fost pe deplin studiată: curba de rotație nu a fost construită, tipul morfologic nu a fost pe deplin elucidat, numărul de spirale este necunoscut etc. Galaxia conține aproximativ 3. ⋅10 11 stele [57] , iar masa sa totală este de aproximativ 3⋅10 12 mase solare.

Un rol important în studiul Căii Lactee îl joacă studiile clusterelor de stele - obiecte relativ mici legate gravitațional, care conțin sute până la sute de mii de stele. Legătura lor gravitațională se datorează probabil unității de origine. Prin urmare, pe baza teoriei evoluției stelare și cunoașterea locației stelelor cluster pe diagrama Hertzsprung-Russell , este posibil să se calculeze vârsta clusterului. Clusterele sunt împărțite în deschise și globulare .

  • Globulare  - grupuri stelare vechi, având o formă sferică, concentrându-se spre centrul Galaxiei. Grupurile globulare individuale pot avea o vechime de peste 12 miliarde de ani.
  • Deschise  - clustere relativ tinere, au o vârstă de până la 2 miliarde de ani, unele sunt încă supuse proceselor de formare a stelelor. Cele mai strălucitoare stele din clustere deschise sunt stele tinere din clasele spectrale B sau A, în timp ce cele mai tinere clustere conțin încă supergiganți albastre (clasa O).

Datorită dimensiunilor lor mici (față de scara cosmologică), clusterele de stele pot fi observate direct doar în Galaxie și în vecinii săi cei mai apropiați.

Un alt tip de obiecte care pot fi observate doar în vecinătatea Soarelui sunt stelele binare. Semnificația stelelor binare pentru studiul diferitelor procese care au loc în galaxie se explică prin faptul că datorită lor este posibil să se determine masa unei stele, în ele pot fi studiate procesele de acreție. Supernovele Nova și de tip Ia sunt, de asemenea, rezultatul interacțiunii stelelor în sisteme binare apropiate.

Istoria studiului galaxiilor

În 1610, Galileo Galilei a descoperit cu un telescop că Calea Lactee este alcătuită dintr-un număr imens de stele slabe. Într-un tratat din 1755 bazat pe lucrarea lui Thomas Wright , Immanuel Kant a teoretizat că Galaxia ar putea fi un corp rotativ format dintr-un număr imens de stele ținute împreună de forțe gravitaționale similare cu cele din sistemul solar, dar la o scară mai mare. Dintr-un punct de observare din interiorul Galaxiei (în special, în sistemul nostru solar), discul rezultat va fi vizibil pe cerul nopții ca o bandă strălucitoare. Kant a sugerat, de asemenea, că unele dintre nebuloasele vizibile pe cerul nopții pot fi galaxii separate.

Până la sfârșitul secolului al XVIII-lea, Charles Messier a alcătuit un catalog care conținea 109 nebuloase strălucitoare. De la publicarea catalogului până în 1924, dezbaterea a continuat cu privire la natura acestor nebuloase.

William Herschel a sugerat că nebuloasele ar putea fi sisteme stelare îndepărtate similare cu cele din Calea Lactee. În 1785, el a încercat să determine forma și dimensiunea Căii Lactee și poziția Soarelui în ea, folosind metoda „scoops” - numărarea stelelor în diferite direcții. În 1795, în timp ce observa nebuloasa planetară NGC 1514 , el a văzut clar în centrul acesteia o singură stea înconjurată de materie nebuloasă. Existența unor nebuloase autentice era astfel dincolo de orice îndoială și nu era nevoie să ne gândim că toate peticele nebuloase erau sisteme stelare îndepărtate [58] .

În secolul al XIX-lea, se credea că nebuloasele care nu puteau fi transformate în stele formează sisteme planetare. Și NGC 1514 a fost un exemplu de etapă târzie a evoluției, în care steaua centrală se condensase deja din nebuloasa primară [58] .

Până la mijlocul secolului al XIX-lea, John Herschel , fiul lui William Herschel, a descoperit alte 5.000 de obiecte nebuloase. Distribuția construită pe baza lor a devenit principalul argument împotriva presupunerii că sunt „universuri insulare” îndepărtate, precum sistemul nostru de Calea Lactee. S-a constatat că există o „zonă de evitare” – o regiune în care nu există sau aproape deloc astfel de nebuloase. Această zonă a fost situată în apropierea planului Căii Lactee și a fost interpretată ca o legătură între nebuloase și sistemul Calei Lactee. Absorbția luminii, care este cea mai puternică în planul Galaxiei, era încă necunoscută [58] .

După ce și-a construit telescopul în 1845, Lord Ross a reușit să distingă între nebuloasele eliptice și cele spiralate. În unele dintre aceste nebuloase, el a fost capabil să identifice surse individuale de lumină.

Rotația Galaxiei în jurul nucleului a fost prezisă de Marian Kovalsky [59] , care în 1860 a publicat un articol cu ​​justificarea sa matematică în Notele științifice ale Universității din Kazan, publicația a fost tradusă și în franceză [60] .

În 1865, William Huggins a obținut pentru prima dată spectrul nebuloaselor. Natura liniilor de emisie ale Nebuloasei Orion a indicat clar compoziția sa de gaz, dar spectrul Nebuloasei Andromeda (M31 conform catalogului lui Messier) a fost continuu, ca cel al stelelor. Huggins a concluzionat că acest tip de spectru al lui M31 este cauzat de densitatea mare și opacitatea gazului său constitutiv.

În 1890, Agnes Mary Clerke , într- o  carte despre dezvoltarea astronomiei în secolul al XIX-lea, scria: „Întrebarea dacă nebuloasele sunt galaxii exterioare nu merită să fie discutată acum. Progresul cercetării i-a răspuns. Se poate spune cu certitudine că niciun gânditor competent, în fața faptelor existente, nu va argumenta că cel puțin o nebuloasă poate fi un sistem stelar comparabil ca mărime cu Calea Lactee” [58] .

La începutul secolului al XX-lea, Vesto Slifer a explicat spectrul nebuloasei Andromeda ca o reflectare a luminii stelei centrale (pe care el a considerat-o nucleul galaxiei). Această concluzie a fost făcută pe baza fotografiilor făcute de James Keeler pe un reflector de 36 de inci. Au fost descoperite 120.000 de nebuloase slabe. Spectrul, acolo unde era disponibil, era reflectorizant. După cum se știe acum, acestea erau spectrele nebuloaselor reflectorizante (în mare parte prăfuite) din jurul stelelor Pleiadelor .

În 1910, George Ritchie , folosind telescopul de 60 de inci al Observatorului Muntelui Wilson , a făcut fotografii care arătau că ramurile spiralate ale nebuloaselor mari erau presărate cu obiecte în formă de stea, dar imaginile multora dintre ele erau neclare, neclare. Acestea ar putea fi nebuloase compacte și grupuri de stele și mai multe imagini îmbinate ale stelelor.

În 1912-1913, a fost descoperită dependența „perioada-luminozitate” pentru Cefeide .

În 1918, Ernst Epic [61] a determinat distanța până la Nebuloasa Andromeda și a constatat că aceasta nu poate face parte din Calea Lactee. Deși valoarea pe care a obținut-o a fost de 0,6 din valoarea actuală, a devenit clar că Calea Lactee nu este întregul univers.

În 1920, „ Marea Dezbatere ” a avut loc între Harlow Shapley și Geber Curtis . Esența disputei a fost măsurarea distanței de la Cefeide la Norii Magellanic și estimarea dimensiunii Căii Lactee. Folosind o versiune îmbunătățită a metodei scoop, Curtis a dedus o mică galaxie oblata (15 kiloparsec diametru) cu Soarele aproape de centru. Și, de asemenea, la o mică distanță până la Norii Magellanic. Shapley, pe baza calculului clusterelor globulare, a oferit o imagine complet diferită - un disc plat cu un diametru de aproximativ 70 de kiloparsecs cu Soarele departe de centru. Distanța până la Norii Magellanic era de aceeași ordine. Rezultatul disputei a fost concluzia cu privire la necesitatea unei alte măsurători independente.

În 1924, pe un telescop de 100 de inci , Edwin Hubble a găsit 36 ​​de cefeide în nebuloasa Andromeda și a măsurat distanțele până la aceasta, s-a dovedit a fi uriașă (deși estimarea sa a fost de 3 ori mai mică decât cea modernă). Acest lucru a confirmat că Nebuloasa Andromeda nu face parte din Calea Lactee. Existența galaxiilor a fost dovedită, iar „Marea Dezbatere” s-a încheiat [58] .

Imaginea modernă a Galaxiei noastre a apărut în 1930 când Robert Julius Trumpler a măsurat efectul absorbției luminii studiind distribuția clusterelor de stele deschise concentrate în planul Galaxiei [62] .

În 1936, Hubble a construit o clasificare a galaxiilor care este încă în uz astăzi și se numește secvența Hubble [63] .

În 1944, Hendrik Van de Hulst a prezis existența unei emisii radio de 21 cm din hidrogenul atomic interstelar, care a fost descoperită în 1951 . Această radiație, neabsorbită de praf, a făcut posibilă studierea în continuare a Galaxiei datorită deplasării Doppler . Aceste observații au dus la crearea unui model cu o bară în centrul Galaxiei. Ulterior, progresul radiotelescoapelor a făcut posibilă urmărirea hidrogenului în alte galaxii. În anii 1970, a devenit clar că masa totală aparentă a galaxiilor (formată din masa stelelor și a gazului interstelar) nu explică viteza de rotație a gazului. Aceasta a condus la concluzia despre existența materiei întunecate [48] .

La sfârşitul anilor 1940 A. A. Kalinyak, V. I. Krasovskii și V. B. Nikonov au obținut prima imagine în infraroșu a centrului galaxiei [ 59] [64] .

Noile observații făcute la începutul anilor 1990 cu telescopul spațial Hubble au arătat că materia întunecată din galaxia noastră nu poate fi formată doar din stele foarte slabe și mici. De asemenea, a produs imagini din spațiul profund numite Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field și Hubble Extreme Deep Field , arătând că există sute de miliarde de galaxii în universul nostru [6] .

O imagine a miezului unei galaxii active cu o rezoluție unghiulară record în istoria astronomiei a fost obținută de observatorul spațial rus RadioAstron , care a fost anunțat în 2016. Datorită unei serii de observații efectuate cu participarea observatorului și a unei duzini de radiotelescoape de la sol, oamenii de știință au reușit să obțină o rezoluție unghiulară record de 21 de microsecunde de arc. Obiectul de observație al astronomilor a fost BL Lizards . Este o gaură neagră supermasivă în centrul unei galaxii. Este înconjurat de un disc de plasmă cu o temperatură de miliarde de grade. Câmpurile magnetice masive și temperaturile ridicate creează jeturi - jeturi de gaz, a căror lungime este de până la câțiva ani lumină. Ipotezele și modelarea teoretică au arătat că, datorită rotației găurii negre și a discului de acreție, liniile câmpului magnetic ar trebui să creeze structuri spiralate și accelerează fluxul de materie în jeturi. Am reușit să vedem toate acestea cu ajutorul imaginilor telescopului orbital Radioastrona [65] .

Vezi și

Note

  1. ↑ Dicționarul antic greco-rus al lui Dvoretsky: „γᾰλαξίας” . Preluat la 18 iunie 2022. Arhivat din original la 23 noiembrie 2019.
  2. ↑ Sparke LS, Gallagher III JS [1] = Galaxies in the Universe: An Introduction. - 2. - Cambridge University Press, 2007. - 442 p. — ISBN 0521671868 .  (Accesat: 30 noiembrie 2011)
  3. ↑ Zasov și Postnov, 2006 , p. 290.
  4. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. 11.1. Obiecte aparținând Galaxiei noastre // Curs general de astronomie / VV Ivanov. - 2. - M. : Editorial URSS, 2004. - S. 433. - 544 p. - 3000 de exemplare.  — ISBN 5-354-00866-2 .  (Accesat: 30 noiembrie 2011)
  5. ↑ Galaxii vizibile cu ochiul liber la latitudinile nordice . Hypernova.ru (octombrie 1997). Consultat la 12 decembrie 2017. Arhivat din original la 12 decembrie 2017.
  6. ↑ 12 Mackie , Glen. Pentru a vedea Universul într-un grăunte de nisip Taranaki . Universitatea Swinburne (1 februarie 2002). Preluat la 20 decembrie 2006. Arhivat din original la 11 august 2011.
  7. ↑ Kristina Ulasovich. Astronomii au „mărit” de zece ori numărul de galaxii observabile . N+1 (17 ianuarie 2017). Preluat la 29 ianuarie 2021. Arhivat din original la 3 februarie 2021.
  8. ↑ Numărul de galaxii din Univers a fost „redus” de la două trilioane la sute de miliarde , National Geographic Rusia  (14 ianuarie 2021). Arhivat din original pe 27 ianuarie 2021. Preluat la 29 ianuarie 2021.
  9. ↑ 1 2 Zasov și Postnov, 2006 , p. 299.
  10. ↑ Clarke, T.E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L. The Complex Cooling Core of A2029: Radio and X-Ray  Interactions . - 2004. - Vol. 616 , iss. 1 . - P. 178-191 . - doi : 10.1086/424911 . - Cod biblic .  (link indisponibil)
  11. ↑ Nașterea unui pitic: O galaxie fără întuneric . Mecanica populară (11 martie 2009). Preluat la 26 iulie 2009. Arhivat din original la 1 iunie 2009.
  12. ↑ Suchkov L. A. Galaxy . Astronet . Astronet .
  13. ↑ 1 2 Igor Drozdovsky. Metode de determinare a distanțelor până la galaxii . Preluat la 21 septembrie 2009. Arhivat din original la 11 august 2011.
  14. ↑ 1 2 Zasov și Postnov, 2006 , p. 295-296.
  15. ↑ Zasov și Postnov, 2006 , p. 312-317.
  16. ↑ A. Evglevsky. Astronomii au descoperit că toate galaxiile fac o singură revoluție în același timp | Naked Science . Naked Science . naked-science.ru (14 martie 2018). Preluat la 16 martie 2018. Arhivat din original la 16 martie 2018.
  17. ↑ Centrul Internațional de Cercetare în Radio Astronomie . Astronomii descoperă că galaxiile se rotesc ca un ceas , PHYS.org  (13 martie 2018). Arhivat din original pe 15 martie 2018. Preluat la 16 martie 2018.
  18. ↑ Zasov și Postnov, 2006 , p. 298.
  19. ↑ Zasov și Postnov, 2006 , p. 318-335.
  20. ↑ Zasov și Postnov, 2006 , p. 344-345.
  21. ↑ Zasov și Postnov, 2006 , p. 297.
  22. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  323 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  23. ↑ V. P. Reşetnikov. Aceste galaxii ciudate cu inele polare (link inaccesibil) . Consultat la 18 septembrie 2009. Arhivat din original la 18 august 2011. 
  24. ↑ R. Fux. Modele 3D auto-consistente N-corp cu bare ale Căii Lactee: II.  Dinamica gazelor . arXiv.org (10 martie 1999). Consultat la 26 iulie 2009. Arhivat din original la 8 ianuarie 2017.
  25. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  301 -302. — ISBN 5-85099-169-7 .
  26. ↑ Phillipps, S.; Apă potabilă, MJ; Gregg, M.D.; Jones, JB Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2001. - Vol. 560 , nr. 1 . - P. 201-206 . - doi : 10.1086/322517 .  (Engleză)
  27. ↑ McKee, Maggie. Solitarii galactici produc mai multe stele . New Scientist (7 iunie 2005). Preluat la 4 august 2009. Arhivat din original la 11 august 2011.
  28. ↑ Ricker, Paul. Când Clusterele Galaxy Se Ciocnesc . Centrul de supercomputer din San Diego. Preluat la 4 august 2009. Arhivat din original la 11 august 2011.
  29. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  335 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  30. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  385 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  31. ↑ Dubinski, John. Originea celor mai strălucitoare clustere de galaxii  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1998. - Vol. 502 , nr. 2 . - P. 141-149 . - doi : 10.1086/305901 .  (Engleză)
  32. ↑ Bahcall, Neta A. Structura pe scară largă în universul indicată de clustere de galaxii  //  Annual review of astronomy and astrophysics : journal. - 1988. - Vol. 26 . - P. 631-686 . - doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 .  (Engleză)
  33. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  401 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  34. ↑ 1 2 Mihos, Chris. Interacțiuni și fuziuni ale galaxiilor cluster (5 ianuarie 2003). Preluat la 29 septembrie 2017. Arhivat din original la 11 august 2011.
  35. ↑ Hubble fotografiază „trag de război” galactic . Lenta.ru (4 martie 2009). Preluat la 26 iulie 2009. Arhivat din original la 5 martie 2009.
  36. ↑ Aproape toate galaxiile s-au ciocnit cu vecinii lor în trecut . Lenta.ru (5 ianuarie 2009). Consultat la 26 iulie 2009. Arhivat din original la 20 aprilie 2013.
  37. ↑ Astronomii împing Calea Lactee într-o altă galaxie . Lenta.ru (23 februarie 2009). Data accesului: 26 iulie 2009. Arhivat din original pe 27 aprilie 2009.
  38. ↑ S. B. Popov (GAISh). Nuclee galactice active (link indisponibil) . Rețeaua științifică Nature Web.ru (9 decembrie 2000). Data accesului: 26 iulie 2009. Arhivat din original pe 20 martie 2008. 
  39. ↑ Date din 2006.
  40. ↑ Antonucci, R. Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars  //  Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics : journal. - 1993. - Vol. 31 , nr. 1 . - P. 473-521 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 .  (Engleză)
  41. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  305 -307. — ISBN 5-85099-169-7 .
  42. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  308 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  43. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  309 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  44. ↑ Zakharov A.F. Lentile gravitaționale și microlentile. - Janus-K, 1997. - 328 p. - ISBN 5-88929-037-1 .
  45. ↑ Vakif K. Onemli. Lentile gravitaționale de către Dark Matter Caustics  . arXiv.org (1 ianuarie 2004). Preluat la 1 septembrie 2009. Arhivat din original la 24 noiembrie 2017.
  46. ↑ Bază de date extragalactică  NASA/ IPAC . IPAC. Preluat la 26 iulie 2009. Arhivat din original la 11 august 2011.
  47. ↑ V. Zharov, M. Sazhin. Lentile gravitaționale în astronomie . Consultat la 1 octombrie 2009. Arhivat din original pe 18 noiembrie 2011.
  48. ↑ 1 2 Povestea materiei întunecate . Astronet . Preluat la 14 august 2009. Arhivat din original la 6 decembrie 2010.
  49. ↑ Dezvăluirea proprietăților materiei întunecate în clusterul de fuziune MACSJ0025.4-1222 . Preluat la 25 iunie 2020. Arhivat din original la 15 aprilie 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. Știri de la z~6—10 candidați galaxii găsite în spatele clusterelor de lentile gravitaționale . Evoluția galaxiei în timpul Hubble (8 ianuarie 2007). doi : 10.1017/S1743921306010520 . Data accesului: 6 aprilie 2018.
  51. ↑ Dan Coe. Înapoi în timp // În lumea științei . - 2019. - Nr. 1/2 . - S. 64-73 .
  52. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  53. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovici. Stele / Cum se nasc stelele (link inaccesibil) . Astronet . Consultat la 30 septembrie 2009. Arhivat din original la 17 decembrie 2011. 
  54. ↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Evoluția seculară și formarea pseudobulgerilor în galaxiile disc . Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii (7 iunie 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Consultat la 31 iulie 2009. Arhivat din original la 11 august 2011.
  55. ↑ Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. Despre formarea galaxiilor masive: un studiu simultan al densității numerelor, mărimii și evoluției intrinseci a culorii în  BUNURI . MNRAS (7 ianuarie 2009). Preluat la 1 septembrie 2009. Arhivat din original la 23 ianuarie 2022.
  56. ↑ Thanu Padmanabhan. După primele trei minute: povestea universului nostru . - Cambridge University Press , 1998. - P. 87. - 215 p. — ISBN 0-521-62039-2 .
  57. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. Galaxia Calea Lactee . SEDS (25 august 2005). Preluat la 9 mai 2007. Arhivat din original la 11 august 2011.
  58. ↑ 1 2 3 4 5 Yu. N. Efremov. constanta Hubble . Astronet . Consultat la 31 iulie 2009. Arhivat din original la 26 decembrie 2010.
  59. ↑ 1 2 Tseevici V.P. § 80. Calea Lactee și structura Galaxiei // Ce și cum să observăm pe cer . - a 4-a ed. — M .: Nauka , 1973. — 384 p.
  60. ↑ Kowalski M. A. Sur les lois du mouvement propre des étoiles du catalog de Bradley  // Recherches astronomiques de l'Observatoire de Kasan. Nu. 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 // Astronomii . - Ed. a II-a. - Kiev: Naukova Dumka, 1977.
  63. ↑ Hubble, EP Tărâmul Nebuloaselor. — New Haven: Yale University Press, 1936.
  64. ↑ A. A. Kalinyak, V. I. Krasovsky, V. B. Nikonov. Observarea regiunii centrului galactic în raze infraroșii // Rapoarte ale Academiei de Științe a URSS . - 1949. - T. 66 , nr. 1 .
  65. ↑ TASS: Science - RadioAstron a primit cele mai detaliate imagini ale unei găuri negre din constelația Lizard . Preluat la 25 iunie 2020. Arhivat din original la 13 august 2018.

Literatură

  • Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofizică generală. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 p. - 3000 de exemplare.  - ISBN 5-85099-169-7 , UDC 52, BBC 22.6.  (Accesat: 27 ianuarie 2012)
  • Yu. N. Efremov. constanta Hubble . Astronet . Preluat: 31 iulie 2009.
  • James Binney. Astronomie Galactică. — Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. Universul și Dincolo . - A patra editie. — Firefly Books Ltd., 2004.
  • Marochnik, L.S.; Suchkov, A.A. Galaxie. - Moscova: Nauka, 1984. - 392 p.

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii