A velünk szomszédos galaxis. Az Androméda-galaxis és a Tejút: egymás felé haladva

A tudósok egy ideje tudják, hogy nem a Tejút-galaxis az egyetlen az Univerzumban. A Helyi Csoporthoz tartozó galaxisunkon kívül – egy 54 galaxisból és törpegalaxisból álló gyűjtemény – egy nagyobb formáció részei is vagyunk, más néven a Virgo Cluster of Galaxies. Tehát elmondhatjuk, hogy a Tejútrendszernek sok szomszédja van.

Ezek közül a legtöbb ember úgy gondolja, hogy az Androméda-galaxis a legközelebbi galaktikus szomszédunk. De igazából Androméda van a legközelebb spirál Galaxis, de egyáltalán nem a legközelebbi Galaxis. Ez a megkülönböztetés a Tejútrendszerben található törpegalaxis, a Canis Major Törpegalaxis (más néven Canis Major) kialakulásának köszönhető.

Ez a csillagképződmény körülbelül 42 000 fényévre található a galaktikus központtól és mindössze 25 000 fényévre a naprendszerünktől. Ez közelebb helyezi hozzánk, mint a saját galaxisunk középpontja, amely 30 000 fényévnyire van a Naprendszertől.

Felfedezése előtt a csillagászok úgy vélték, hogy a Nyilas törpegalaxis a legközelebbi galaktikus képződmény a miénkben. A Földtől 70 000 fényévre található galaxist 1994-ben azonosították, hogy közelebb van hozzánk, mint a Nagy Magellán-felhőhöz, egy 180 000 fényévre lévő törpegalaxishoz, amely korábban legközelebbi szomszédunk címét viselte.

Mindez 2003-ban megváltozott, amikor a Canis Major törpegalaxist a Two Micron Survey Survey (2MASS), egy 1997 és 2001 között zajló csillagászati ​​küldetés fedezte fel.

Az MT-n található teleszkópok segítségével. Az arizonai Hopkins Obszervatóriumban (az északi féltekén) és az Amerika-közi Obszervatóriumban Chilében a déli féltekén a csillagászok átfogó felmérést végezhettek az égbolton infravörös fényben, amelyet nem akadályoz olyan erősen gáz és por, mint látható fény.

Ennek a technikának köszönhetően a csillagászoknak sikerült kimutatniuk az M osztályú óriáscsillagok igen jelentős sűrűségét a Canis Major csillagkép által elfoglalt égbolton, valamint számos más kapcsolódó szerkezetet az ilyen típusú csillagokon belül, amelyek közül kettőnek a megjelenése van: széles, ájult ívek (amint a fenti képen látható).

Az M-osztályú csillagok elterjedtsége az, ami megkönnyítette a formáció észlelését. Ezek a hűvös, „vörös törpék” nem túl fényesek a többi csillagosztályhoz képest, és még szabad szemmel sem láthatók. Az infravörösben azonban nagyon fényesen ragyognak, és nagy számban jelentek meg.

Az összetétele mellett a Galaxis közel ellipszis alakú, és a feltételezések szerint annyi csillagot tartalmaz, mint a Nyilas törpe elliptikus galaxis, amely korábban a Tejútrendszeren belüli helyünkhöz legközelebb eső galaxisra pályázott.

A törpegalaxis mellett egy hosszú csillagsor is látható mögötte. Ez az összetett, gyűrűs szerkezet – amelyet néha Monoceros gyűrűnek is neveznek – háromszor megkerüli a galaxist. A zuhanyt először a 21. század elején fedezték fel a Sloan Digital Sky Survey csillagászai.

Ennek a csillaggyűrűnek és a Nyilas Törpe Elliptikus Galaxishoz hasonló gömbhalmazok egymáshoz közeli csoportjainak vizsgálata során fedezték fel a Canis Major Törpegalaxist.

A jelenlegi elmélet szerint ez a galaxis beolvadt (vagy elnyelődött) a Tejút-galaxisba. A Tejútrendszer középpontja körül műholdként keringő más gömbhalmazok – vagyis az NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 és NGC 2808 – a feltételezések szerint a Canis Major Törpegalaxis részei voltak a felszaporodása előtt.

Ennek a galaxisnak a felfedezése, majd a hozzá kapcsolódó csillagok későbbi elemzése némi alátámasztást ad a jelenlegi elmélethez, miszerint a galaxisok mérete növekedhet kisebb szomszédjaik lenyelésével. A Tejút azzá vált, amilyen most, és felemésztette a többi galaxist, mint egy nagy kutya, és ezt teszi ma is. És mivel a Canis Major Törpegalaxis csillagai technikailag már a Tejútrendszer részét képezik, értelemszerűen ez a hozzánk legközelebb álló galaxis.

A csillagászok azt is hiszik, hogy a nagy kutyatörpe galaxisokat a nagyobb tömegű Tejút-galaxis gravitációs tere húzza el. A galaxis teste már rendkívül leromlott, és ez a folyamat folytatódni fog, körbe- és körbeutazva Galaxisunkban. A felszaporodás során valószínűleg azzal fog véget érni, hogy a Nagy Kanis törpegalaxis 1 milliárdot tárol a 200-400 milliárd csillag közül, amelyek már a Tejútrendszer részét képezik.

2003-as felfedezése előtt a Nyilas törpe elliptikus galaxis volt, amely a miénkhez legközelebbi galaxis pozícióját tartotta. 75 000 fényévre. Ezt a négy gömbhalmazból álló törpegalaxist, amelyek átmérője körülbelül 10 000 fényév, 1994-ben fedezték fel. Ezt megelőzően a Nagy Magellán-felhőt tartották legközelebbi szomszédunknak.

Az Androméda-galaxis (M31) a hozzánk legközelebb álló spirálgalaxis. Bár - gravitációsan - kapcsolatban áll a Tejútrendszerrel, mégsem ez a legközelebbi galaxis - 2 millió fényévre. Az Andromeda jelenleg mintegy 110 kilométer/s sebességgel közelíti meg galaxisunkat. Körülbelül 4 milliárd év múlva az Androméda-galaxis egyesülése várhatóan egyetlen szupergalaxist alkot.

Tekintetét a csillagokra szegezve az emberiség régóta szerette volna megtudni, mi van ott - az űr mélységében, milyen törvények érvényesülnek, és vannak-e értelmes lények. A 21. században élünk, ez az az idő, amikor az űrrepülés mindennapos része az életünknek, persze az emberek még nem űrhajókon repülnek, mint a földi repülőgépeken, hanem mindenféle felszállásról és leszállásról szóló beszámolók. a kutatási szondák már meglehetősen mindennaposak. Eddig csak a Hold, a mi műholdunk volt az első és egyetlen földönkívüli objektum, ahová valaki betette a lábát, a következő szakasz egy ember Marson való landolása lesz. De ebben a cikkben nem fogunk beszélni a „vörös bolygóról”, de még a legközelebbi csillagról sem, hanem azt a furcsa kérdést, hogy mi a távolság a legközelebbi galaxistól. Bár technikai szempontból ilyen hosszú repülés jelenleg nem kivitelezhető, mégis érdekes tudni az „utazás” hozzávetőleges időpontját.

Ha elolvassa erről szóló cikkünket, meg fogja érteni, hogy egy űrhajó áthelyezése egy közeli galaxisba elképzelhetetlen dolog. A mai technológiákkal nagyon nehéz repülni, nemhogy egy galaxisba, egy csillagba. Ez azonban lehetetlennek tűnik, ha a fizika klasszikus törvényeire hagyatkozunk (nem lépheti túl a fénysebességet) és az üzemanyag elégetésének technológiáját a motorokban, bármennyire is fejlettek. Először is beszéljünk a galaxisunk és a legközelebbi galaxis közötti távolságról, hogy megértsük a hipotetikus utazás hatalmas léptékét.

Távolságok a közeli galaxisoktól

A Tejútrendszer nevű galaxisban élünk, amely spirális szerkezetű, és körülbelül 400 milliárd csillagot tartalmaz. A fény az egyik végétől a másikig terjedő távolságot körülbelül százezer év alatt teszi meg. A miénkhez legközelebb a szintén spirális szerkezetű, de tömegesebb Androméda galaxis található, amely hozzávetőleg ezermilliárd csillagot tartalmaz. A két galaxis másodpercenként 100-150 kilométeres sebességgel fokozatosan közeledik egymáshoz, négymilliárd év múlva „összeolvadnak” egyetlen egésszé. Ha ennyi év után is élnek az emberek a Földön, akkor a csillagos égbolt fokozatos változásán kívül semmiféle átalakulást nem fognak észrevenni, mert... csillagok közötti távolságra, akkor az ütközés esélye nagyon kicsi.

A legközelebbi galaxis távolsága hozzávetőlegesen 2,5 millió fényév, i.e. Az Androméda-galaxis fényének 2,5 millió évre van szüksége ahhoz, hogy elérje a Tejútrendszert.

Létezik egy „minigalaxis”, amelyet „Nagy Magellán-felhőnek” neveztek, mérete kicsi és fokozatosan csökken; a Magellán-felhő nem fog összeütközni galaxisunkkal, mert más a pályája. A galaxis távolsága hozzávetőleg 163 ezer fényév, ez van a legközelebb hozzánk, de mérete miatt a tudósok előszeretettel hívják a hozzánk legközelebb eső Androméda galaxist.

Az eddig épített leggyorsabb és legmodernebb űrhajóval Andromedába repülni akár 46 milliárd évre lesz szükség! Könnyebb „megvárni”, amíg ő maga „mindössze” 4 milliárd év múlva elrepül a Tejútba.

Nagy sebességű "zsákutca"

Amint ebből a cikkből megérti, „problémás”, hogy még a fény is elérje a legközelebbi galaxist; a galaxisok közötti távolságok óriásiak. Az emberiségnek más módokat kell keresnie a világűrben való mozgásra, mint a „szokványos” üzemanyag-motoroknak. Természetesen fejlődésünk ezen szakaszában ebbe az irányba kell „ásni”, a nagy sebességű motorok fejlesztése segít gyorsan felfedezni Naprendszerünk hatalmasságát, az ember nem csak a Marson teheti meg a lábát, de más bolygókon is, például a Titán, a Szaturnusz műholdja, amely már régóta érdekli a tudósokat.

Talán egy továbbfejlesztett űrhajón akár a hozzánk legközelebbi csillaghoz, a Proxima Centaurihoz is repülhetnek majd az emberek, és ha az emberiség megtanulja elérni a fénysebességet, akkor éveken, nem évezredeken belül el lehet repülni a közeli csillagokhoz. . Ha intergalaktikus repülésekről beszélünk, akkor teljesen más módokat kell keresnünk az űrben való mozgáshoz.

A hatalmas távolságok leküzdésének lehetséges módjai

A tudósok régóta próbálják megérteni a "" - olyan hatalmas gravitációs tárgyak természetét, hogy még a fény sem tud kiszabadulni a mélységükből; a tudósok azt sugallják, hogy az ilyen "lyukak" szupergravitációja áttörheti a tér és a nyitott utak "szövetét" Univerzumunk néhány más pontjára. Még ha ez igaz is, a fekete lyukakon való utazás módszerének több hátránya is van, amelyek közül a legfőbb a „tervezetlen” mozgás, pl. az űrhajón tartózkodó emberek nem tudnak majd kiválasztani egy pontot az Univerzumban, ahová menni szeretnének, oda repülnek, ahová a lyuk „akar”.

Emellett egy ilyen utazás egyirányúsá válhat, mert... a lyuk beomolhat vagy megváltoztathatja tulajdonságait. Ráadásul az erős gravitáció nemcsak a térre, hanem az időre is hathat, pl. az űrhajósok úgy repülnek, mintha a jövőbe repülnének, számukra az idő a megszokott módon telik, de a Földön évek vagy akár évszázadok is eltelhetnek visszatérésükig (ezt a paradoxont ​​jól mutatja a legutóbbi „Csillagközi”) film.

A kvantummechanikával foglalkozó tudósok elképesztő tényt fedeztek fel: kiderült, hogy az Univerzumban nem a fénysebesség a mozgás határa, mikroszinten vannak olyan részecskék, amelyek a tér egy pontján egy pillanatra megjelennek, majd eltűnnek. és megjelennek egy másikban, a távolságnak számukra nincs jelentése.

A „húrelmélet” azt állítja, hogy világunk többdimenziós szerkezettel rendelkezik (11 dimenzió), talán ezen elvek megértésével megtanulunk bármilyen távolságra elmozdulni. Az űrhajónak még csak nem is kell sehova repülnie és gyorsulnia, egy helyben állva képes lesz valamilyen gravitációs generátor segítségével összeomolni a teret, ezáltal bármely pontra eljutni.

A tudományos haladás ereje

A tudományos világnak jobban oda kellene figyelnie a mikrokozmoszra, mert talán itt rejlik a válasz a gyors mozgás kérdéseire az Univerzumban, forradalmi felfedezések nélkül ezen a területen az emberiség nem lesz képes leküzdeni a nagy kozmikus távolságokat. Szerencsére ezekhez a vizsgálatokhoz egy erőteljes részecskegyorsítót építettek - a Large Hadron Collidert, amely segít a tudósoknak megérteni az elemi részecskék világát.

Reméljük, hogy ebben a cikkben részletesen beszéltünk a legközelebbi galaxis távolságáról; biztosak vagyunk abban, hogy előbb-utóbb az ember megtanulja leküzdeni a több millió fényév távolságot, talán akkor találkozunk „testvéreinkkel” szem előtt tartva. , bár e sorok írója úgy véli, hogy ez hamarabb megtörténik. A találkozó jelentéséről és következményeiről külön értekezést írhat, ez, ahogy mondják, „egy másik történet”.

A GALAXIK, „extragalaktikus ködök” vagy „sziget-univerzumok” olyan óriási csillagrendszerek, amelyek csillagközi gázt és port is tartalmaznak. A Naprendszer galaxisunk – a Tejútrendszer – része. Az egész világűr, ameddig a legerősebb teleszkópok át tudnak hatolni, tele van galaxisokkal. A csillagászok legalább egymilliárdot tartanak számon. A legközelebbi galaxis körülbelül 1 millió fényévnyire található tőlünk. év (10 19 km), és a távcsövek által rögzített legtávolabbi galaxisok több milliárd fényévnyire vannak. A galaxisok tanulmányozása a csillagászat egyik legambiciózusabb feladata.

Történelmi hivatkozás. A hozzánk legfényesebb és legközelebbi külső galaxisok - a Magellán-felhők - szabad szemmel láthatóak az égbolt déli féltekén, és az arabok is ismerték őket a 11. században, valamint az északi félteke legfényesebb galaxisa - a Nagy köd az Andromédában. A köd 1612-ben, S. Marius (1570–1624) német csillagász távcsője segítségével történő újrafelfedezésével megkezdődött a galaxisok, ködök és csillaghalmazok tudományos vizsgálata. Sok ködöt fedeztek fel a 17. és 18. században különböző csillagászok; akkor világító gázfelhőknek számítottak.

A galaxison túli csillagrendszerek gondolatát először a 18. század filozófusai és csillagászai tárgyalták: E. Swedenborg (1688–1772) Svédországban, T. Wright (1711–1786) Angliában, I. Kant (1724– 1804) Poroszországban, I. .Lambert (1728–1777) Elzászban és W. Herschel (1738–1822) Angliában. Azonban csak a 20. század első negyedében. a „szigeti univerzumok” létezése egyértelműen bebizonyosodott, elsősorban G. Curtis (1872–1942) és E. Hubble (1889–1953) amerikai csillagászok munkájának köszönhetően. Bebizonyították, hogy a legfényesebb, tehát a legközelebbi „fehér ködök” távolsága jelentősen meghaladja Galaxisunk méretét. Az 1924 és 1936 közötti időszakban a Hubble a galaxiskutatás határvonalát a közeli rendszerektől a Mount Wilson Obszervatórium 2,5 méteres teleszkópjának határáig tolta, i.e. akár több száz millió fényév.

1929-ben a Hubble felfedezte az összefüggést a galaxis távolsága és mozgási sebessége között. Ez az összefüggés, a Hubble-törvény a modern kozmológia megfigyelési alapjává vált. A második világháború befejezése után megkezdődött a galaxisok aktív tanulmányozása új, nagyméretű, elektronikus fényerősítővel ellátott teleszkópok, automata mérőgépek és számítógépek segítségével. A mi és más galaxisainkból származó rádiósugárzás felfedezése új lehetőséget teremtett az Univerzum tanulmányozására, és rádiógalaxisok, kvazárok és a galaxismagok aktivitásának egyéb megnyilvánulásainak felfedezéséhez vezetett. A geofizikai rakéták és műholdak atmoszférán kívüli megfigyelései lehetővé tették az aktív galaxisok és galaxishalmazok magjából származó röntgensugárzás kimutatását.

Rizs. 1. A galaxisok osztályozása Hubble szerint

A „ködök” első katalógusát Charles Messier (1730–1817) francia csillagász adta ki 1782-ben. Ez a lista tartalmazza Galaxisunk csillaghalmazait és gázködeit, valamint extragalaktikus objektumokat. A Messier objektumszámokat ma is használják; például a Messier 31 (M 31) a híres Androméda-köd, a legközelebbi nagy galaxis, amelyet az Androméda csillagképben figyeltek meg.

Az égbolt szisztematikus felmérése, amelyet W. Herschel 1783-ban kezdett el, több ezer köd felfedezéséhez vezetett az északi égbolton. Ezt a munkát fia, J. Herschel (1792–1871) folytatta, aki megfigyeléseket végzett a déli féltekén a Jóreménység fokánál (1834–1838), és 1864-ben publikálta. Általános címtár 5 ezer köd és csillaghalmaz. A 19. század második felében. újonnan felfedezett tárgyakat adtak ezekhez az objektumokhoz, és J. Dreyer (1852–1926) 1888-ban publikálta Új megosztott könyvtár (Új általános katalógus – NGC), köztük 7814 objektum. Két további kiadásával 1895-ben és 1908-ban Címtár index(IC) a felfedezett ködök és csillaghalmazok száma meghaladta a 13 ezret, azóta általánosan elfogadottá vált az NGC és IC katalógusok szerinti elnevezés. Így az Androméda-köd vagy M 31, vagy NGC 224. A 1249, a 13. magnitúdónál fényesebb galaxist tartalmazó külön listát az égbolt fényképes felmérése alapján állítottak össze H. Shapley és A. Ames a Harvard Obszervatóriumból 1932-ben. .

Ezt a munkát jelentősen kibővítette az első (1964), a második (1976) és a harmadik (1991) kiadás Fényes galaxisok absztrakt katalógusa J. de Vaucouleurs és munkatársai. Az 1960-as években F. Zwicky (1898–1974) az Egyesült Államokban és B. A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) a Szovjetunióban jelentek meg kiterjedtebb, de kevésbé részletes, fényképes égboltfelmérő lemezek megtekintésén alapuló katalógusok. Ezek kb. 30 ezer galaxis a 15. magnitúdóig. A déli égbolt hasonló felmérését a közelmúltban fejezték be az Európai Déli Obszervatórium 1 méteres Schmidt kamerájával Chilében és az Egyesült Királyság 1,2 méteres Schmidt kamerájával Ausztráliában.

Túl sok 15 magnitúdónál halványabb galaxis van ahhoz, hogy listát készítsünk róluk. 1967-ben publikálták a 19. magnitúdónál fényesebb galaxisok (a deklinációtól északra 20) megszámlálásának eredményeit, amelyet C. Shane és K. Virtanen végzett a Lick Obszervatórium 50 cm-es asztrográfiájának lemezeivel. Kb. ilyen galaxisok voltak. 2 millió, nem számítva azokat, amelyeket a Tejútrendszer széles porsávja rejt el előlünk. És még 1936-ban, a Hubble a Mount Wilson Obszervatóriumban megszámolta a galaxisok számát a 21. magnitúdóig az égi szférán egyenletesen elhelyezkedő kis területen (a deklinációtól északra 30). Ezen adatok szerint az egész égbolton több mint 20 millió galaxis található, amelyek fényesebbek a 21. magnitúdónál.

Osztályozás. Különféle formájú, méretű és fényű galaxisok léteznek; egyesek elszigeteltek, de legtöbbjüknek szomszédai vagy műholdaik vannak, amelyek gravitációs hatást gyakorolnak rájuk. A galaxisok általában csendesek, de gyakran találhatók aktívak is. 1925-ben Hubble javasolta a galaxisok osztályozását a megjelenésük alapján. Később Hubble és Shapley, majd Sandage és végül a Vaucouleurs finomította. A benne lévő összes galaxis 4 típusra oszlik: elliptikus, lencse alakú, spirális és szabálytalan.

Elliptikus(E) a galaxisok a fényképeken ellipszis alakúak, éles határok és tiszta részletek nélkül. Fényességük a középpont felé növekszik. Ezek régi csillagokból álló forgó ellipszoidok; látszólagos alakjuk a megfigyelő látóvonalához való tájolástól függ. Élen figyelve az ellipszis rövid és hosszú tengelyeinek hosszának aránya eléri a  5/10-et (jelölve E5).

Rizs. 2. Elliptikus galaxis ESO 325-G004

Lencse alakú(L vagy S 0) a galaxisok hasonlóak az elliptikusakhoz, de a gömb alakú komponensen kívül vékony, gyorsan forgó egyenlítői koronggal rendelkeznek, néha gyűrű alakú szerkezetekkel, mint a Szaturnusz gyűrűi. A megfigyelt éles, lencse alakú galaxisok összenyomottabbnak tűnnek, mint az elliptikus galaxisok: tengelyeik aránya eléri a 2/10-et.

Rizs. 2. Az orsógalaxis (NGC 5866), egy lencse alakú galaxis a Draco csillagképben.

Spirál(S) galaxisok is két komponensből állnak - gömb alakú és lapos, de többé-kevésbé fejlett spirális szerkezettel a korongban. Az altípusok sorrendje mentén Sa, Sb, Sc, SD(a „korai” spiráloktól a „késői” spirálokig), a spirálkarok vastagabbak, összetettebbek és kevésbé csavarodnak, a gömbölyű (centrális kondenzáció, ill. kidudorodás) csökken. Az éles spirálgalaxisok spirálkarjai nem láthatók, de a galaxis típusa meghatározható a dudor és a korong relatív fényessége alapján.

Rizs. 2. Példa egy spirálgalaxisra, a Kerék galaxisra (Messier 101 vagy NGC 5457)

Helytelen(én) a galaxisoknak két fő típusa van: Magellán típusú, i.e. típusú Magellán-felhők, folytatva a spirálok sorozatát Sm előtt Im, és nem Magellán típusú én 0, kaotikus sötét porsávokkal egy gömb alakú vagy korongos szerkezet, például lencse alakú vagy korai spirál tetején.

Rizs. 2. NGC 1427A, egy példa egy szabálytalan galaxisra.

Típusok LÉs S két családba és két típusba sorolható, attól függően, hogy a központon áthaladó és a lemezt metsző lineáris szerkezet van-e vagy nincs ( rúd), valamint egy központilag szimmetrikus gyűrű.

Rizs. 2. A Tejút-galaxis számítógépes modellje.

Rizs. 1. NGC 1300, egy spirálgalaxis példa.

Rizs. 1. A GALAXISOK HÁROMDIMENZIÓS OSZTÁLYOZÁSA. Főbb típusok: E, L, S, I től szekvenciálisan helyezkedik el E előtt Im; rendes családok Aés keresztbe tett B; kedves sÉs r. Az alábbi kördiagramok a spirális és lencse alakú galaxisok tartományának fő konfigurációjának keresztmetszete.

Rizs. 2. A SPIRÁL FŐ CSALÁDAI ÉS TÍPUSAI a területen a fő konfiguráció keresztmetszeténél Sb.

A galaxisokra más, finomabb morfológiai részleteken alapuló osztályozási sémák is léteznek, de a fotometriai, kinematikai és rádiós méréseken alapuló objektív osztályozást még nem dolgozták ki.

Összetett. Két szerkezeti elem – egy gömb és egy korong – tükrözi a galaxisok csillagpopulációjának különbségét, amelyet W. Baade (1893–1960) német csillagász fedezett fel 1944-ben.

Népesség I szabálytalan galaxisokban és spirálkarokban jelenlévő, O és B spektrális osztályú kék óriásokat és szuperóriásokat, K és M osztályú vörös szuperóriásokat, valamint csillagközi gázt és port tartalmaz ionizált hidrogén fényes régióival. Kis tömegű fősorozatú csillagokat is tartalmaz, amelyek a Nap közelében láthatók, de a távoli galaxisokban megkülönböztethetetlenek.

Népesség II, az elliptikus és lencse alakú galaxisokban, valamint a spirálok középső régióiban és a gömbhalmazokban található, vörös óriásokat tartalmaz a G5-től K5-ig, szubóriásokat és valószínűleg szubtörpéket; Bolygóködöket találunk benne, és novakitöréseket figyelünk meg (3. ábra). ábrán. A 4. ábra a csillagok spektrális típusai (vagy színei) és fényességük közötti összefüggést mutatja a különböző populációkban.

Rizs. 3. SZTÁRNAPOSSÁGOK. A spirálgalaxisról, az Androméda-ködről készült fénykép azt mutatja, hogy az I. populáció kék óriásai és szuperóriásai koncentrálódnak a korongjában, a központi része pedig a II. populáció vörös csillagaiból áll. Az Androméda-köd műholdai is láthatóak: az NGC 205 galaxis ( az alján) és M 32 ( bal felső). A képen látható legfényesebb csillagok a mi galaxisunkhoz tartoznak.

Rizs. 4. HERZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAM, amely a különböző típusú csillagok spektrális típusa (vagy színe) és fényessége közötti kapcsolatot mutatja be. I: Fiatal I. népesség csillagai, jellemzően spirálkarokra. II: az I. népesség idős csillagai; III: régi II. populációjú csillagok, amelyek jellemzőek a gömbhalmazokra és elliptikus galaxisokra.

Kezdetben úgy gondolták, hogy az elliptikus galaxisok csak a II. populációt, a szabálytalan galaxisok pedig csak az I. populációt tartalmazzák. Kiderült azonban, hogy a galaxisok általában a két csillagpopuláció különböző arányú keverékét tartalmazzák. Részletes populációelemzés csak néhány közeli galaxis esetében lehetséges, de a távoli rendszerek színének és spektrumának mérései azt mutatják, hogy a csillagpopulációik közötti különbség nagyobb lehet, mint azt Baade gondolta.

Távolság. A távoli galaxisok távolságának mérése a galaxisunk csillagaitól mért távolságok abszolút skáláján alapul. Telepítése többféleképpen történik. A legalapvetőbb a trigonometrikus parallaxis módszere, amely 300 sv távolságig érvényes. évek. A többi módszer közvetett és statisztikai jellegű; a csillagok megfelelő mozgásának, sugárirányú sebességének, fényességének, színének és spektrumának tanulmányozásán alapulnak. Ezek alapján a New és az RR Lyra típusú változók abszolút értékei és  Cepheus, amelyek a legközelebbi galaxisok távolságának elsődleges mutatóivá válnak, ahol láthatók. A gömbhalmazok, ezeknek a galaxisoknak a legfényesebb csillagai és emissziós ködei másodlagos indikátorokká válnak, és lehetővé teszik a távolabbi galaxisok távolságának meghatározását. Végül maguk a galaxisok átmérőjét és fényességét használják harmadlagos indikátorként. A távolság mértékeként a csillagászok általában a tárgy látszólagos nagysága közötti különbséget használják més abszolút nagysága M; ez az érték ( m–M) „látszólagos távolságmodulusnak” nevezzük. A valódi távolság meghatározásához korrigálni kell a csillagközi por általi fényelnyelés szempontjából. Ebben az esetben a hiba általában eléri a 10-20%-ot.

Az extragalaktikus távolságskálát időről időre felülvizsgálják, ami azt jelenti, hogy a galaxisok más, távolságtól függő paraméterei is változnak. táblázatban Az 1. ábra a legpontosabb távolságokat mutatja a mai galaxisok legközelebbi csoportjaitól. A távolabbi, több milliárd fényévnyire lévő galaxisok távolságát a vöröseltolódásuk alapján alacsony pontossággal becsülik ( lásd alább: A vöröseltolódás természete).

1. táblázat: TÁVOLSÁGOK A LEGKÖZELBBI GALAXIKÓTÓL, CSOPORTJAI ÉS HASZTOZATAI
Galaxis vagy csoport	Látszólagos távolság modul (m–M )	Távolság, millió fény évek
Nagy Magellán-felhő
Kis Magellán-felhő
Andromeda csoport (M 31)
Szobrászcsoport
B csoport: Ursa (M 81)
Klaszter a Szűzben
Klaszter a kemencében

Fényesség. Egy galaxis felületi fényességének mérése megadja a csillagok teljes fényerejét egységnyi területen. A felületi fényesség változása a középponttól való távolság függvényében jellemzi a galaxis szerkezetét. Az elliptikus rendszereket, mint a legszabályosabb és legszimmetrikusabb rendszereket, részletesebben tanulmányozták, mint másokat; általában egyetlen fényerőtörvénnyel írják le őket (5. ábra, A):

Rizs. 5. GALAXIKUSOK FÉNYESSÉG-ELOSZLÁSA. A– elliptikus galaxisok (a felületi fényesség logaritmusa a redukált sugár negyedik gyökétől függően jelenik meg ( r/r e) 1/4, ahol r– távolság a központtól, és r e az effektív sugár, amelyen belül a galaxis teljes fényességének fele található); b– lencse alakú galaxis NGC 1553; V– három normál spirálgalaxis (minden vonal külső része egyenes, ami a fényesség távolságtól való exponenciális függését jelzi).

A lencserendszerekre vonatkozó adatok nem olyan teljesek. Fényességprofiljaik (5. ábra, b) eltérnek az elliptikus galaxisok profiljaitól, és három fő régiójuk van: a mag, a lencse és a burok. Ezek a rendszerek köztesnek tűnnek az elliptikus és a spirális között.

A spirálok nagyon változatosak, szerkezetük összetett, fényességük eloszlására nincs egységes törvény. Úgy tűnik azonban, hogy a magtól távol eső egyszerű spirálok esetében a korong felületi fényessége exponenciálisan csökken a periféria felé. A mérések azt mutatják, hogy a spirálkarok fényereje nem olyan nagy, mint amilyennek látszik a galaxisokról készült fényképeken. A karok legfeljebb 20%-kal növelik a lemez fényességét kék fényben, és lényegesen kevesebbet piros fényben. A kidudorodásból származó fényességhez való hozzájárulás tól csökken Sa Nak nek SD(5. ábra, V).

A galaxis látszólagos nagyságának mérésével més meghatározzuk a távolság modulusát ( m–M), számítsa ki az abszolút értéket M. A legfényesebb galaxisok, a kvazárok kivételével, M 22, azaz. fényességük csaknem 100 milliárdszor nagyobb, mint a Napé. És a legkisebb galaxisok M10, azaz. fényerő kb. 10 6 napelem. A galaxisok számának megoszlása ​​szerint M, az úgynevezett „fényességfüggvény”, az Univerzum galaktikus populációjának fontos jellemzője, de nem könnyű pontosan meghatározni.

Egy bizonyos korlátozó látható nagyságra kiválasztott galaxisok esetében az egyes típusok fényességfüggvénye külön-külön E előtt Sc majdnem Gauss-féle (harang alakú), átlagos abszolút értékkel kék sugarakban M m= 18,5 és diszperzió  0,8 (6. ábra). De a késői típusú galaxisok a SD előtt Im az elliptikus törpék pedig halványabbak.

Egy adott tértérfogatban lévő galaxisok teljes mintájánál, például egy halmazban, a fényességfüggvény meredeken növekszik a fényesség csökkenésével, azaz. a törpegalaxisok száma sokszorosa az óriások számának

Rizs. 6. GALAXY FÉNYESSÉG FUNKCIÓ. A– a minta fényesebb, mint egy bizonyos határérték látható; b– egy teljes minta egy bizonyos nagy térben. Vegye figyelembe a törperendszerek túlnyomó részét M B< -16.

Méret. Mivel a galaxisok csillagsűrűsége és fényessége fokozatosan csökken kifelé, méretük kérdése tulajdonképpen a távcső képességén nyugszik, azon, hogy képes-e kiemelni a galaxis külső régióinak halvány fényét az éjszakai égbolt fényében. A modern technológia lehetővé teszi a galaxisok olyan régióinak rögzítését, amelyek fényereje az égbolt fényességének 1%-ánál kisebb; ez körülbelül egymilliószor alacsonyabb, mint a galaktikus atommagok fényessége. Ezen izofóta (egyenlő fényességű vonal) szerint a galaxisok átmérője a törperendszerek esetében több ezer fényévtől az óriások esetében több százezer fényévig terjed. A galaxisok átmérője általában jól korrelál abszolút fényességükkel.

Spektrális osztály és szín. A galaxis első spektrogramja – az Androméda-köd, amelyet 1899-ben a potsdami obszervatóriumban nyert Yu. Scheiner (1858–1913) – abszorpciós vonalaival a Nap spektrumára emlékeztet. A galaxisok spektrumainak masszív kutatása alacsony szórású (200-400 /mm) „gyors” spektrográfok létrehozásával kezdődött; később az elektronikus képfényerősítők alkalmazása lehetővé tette a szórás 20-100/mm-re való növelését. Morgan megfigyelései a Yerkes Obszervatóriumban kimutatták, hogy a galaxisok összetett csillagösszetétele ellenére spektrumaik általában közel állnak egy bizonyos osztályba tartozó csillagok spektrumához. A előtt K, és észrevehető összefüggés van a spektrum és a galaxis morfológiai típusa között. Általános szabály, hogy az osztály spektruma A szabálytalan galaxisaik vannak Imés spirálok SmÉs SD. Spectra osztály A–F a spiráloknál SDÉs Sc. Transzfer innen Sc Nak nek Sb tól spektrumváltozás kíséri F Nak nek F–G, és a spirálok SbÉs Sa, a lencse alakú és elliptikus rendszereknek spektrumaik van GÉs K. Igaz, később kiderült, hogy a spektrális osztályba tartozó galaxisok sugárzása A valójában spektrális típusú óriáscsillagok fényének keverékéből áll BÉs K.

Az abszorpciós vonalakon kívül sok galaxisnak vannak látható emissziós vonalai, például a Tejútrendszer emissziós ködei. Általában ezek a Balmer sorozat hidrogénvonalai, például H  tovább  6563, ionizált nitrogén dublettjei (N II) be  6548 és 6583 és kén (S II) be  6717 és 6731, ionizált oxigén (O II) be  3726 és 3729 és kétszeresen ionizált oxigén (O III) be  4959 és 5007. Az emissziós vonalak intenzitása általában korrelál a gázok és a szuperóriás csillagok mennyiségével a galaxisok korongjaiban: ezek a vonalak hiányoznak vagy nagyon gyengék az elliptikus és lencse alakú galaxisokban, de erősödnek a spirális és szabálytalan galaxisokban - Sa Nak nek Im. Emellett a hidrogénnél nehezebb elemek (N, O, S) emissziós vonalainak intenzitása és valószínűleg ezen elemek relatív bősége is csökken a koronggalaxisok magjától a perifériáig. Egyes galaxisok magjában szokatlanul erős emissziós vonalak találhatók. 1943-ban K. Seifert egy különleges galaxistípust fedezett fel, amelynek magjaiban nagyon széles hidrogénvonalak találhatók, ami nagy aktivitásukra utal. Ezeknek az atommagoknak a fényessége és spektrumai idővel változnak. Általánosságban elmondható, hogy a Seyfert-galaxisok magjai hasonlóak a kvazárokéhoz, bár nem olyan erősek.

A galaxisok morfológiai sorrendje mentén változik a színük integrált indexe ( B–V), azaz különbség a galaxis nagysága között kékben Bés sárga V sugarak A galaxisok fő típusainak átlagos színindexe a következő:

Ezen a skálán a 0,0 a fehérnek, a 0,5 a sárgásnak, az 1,0 a vörösesnek felel meg.

A részletes fotometria általában felfedi, hogy a galaxis színe magról peremre változik, ami a csillagösszetétel változását jelzi. A legtöbb galaxis kékebb a külső régióiban, mint a magjában; Ez sokkal jobban észrevehető a spirálokon, mint az ellipsziseken, mivel korongjaik sok fiatal kék csillagot tartalmaznak. A szabálytalan galaxisok, amelyekben általában nincs mag, gyakran kékebbek a középpontban, mint a szélén.

Forgás és tömeg. A galaxis középponton áthaladó tengely körüli forgása a spektrumában lévő vonalak hullámhosszának megváltozásához vezet: a galaxis hozzánk közeledő régióiból a vonalak a spektrum ibolya felé tolódnak el, a távolodó területekről pedig a vörös felé. (7. ábra). A Doppler-képlet szerint a vonal hullámhosszának relatív változása   / = V r /c, Ahol c a fénysebesség, és V r– radiális sebesség, i.e. forrássebesség-komponens a látóvonal mentén. A galaxisok középpontja körüli csillagok forgási periódusai több százmillió évesek, keringési sebességük pedig eléri a 300 km/s-t. Általában a lemez forgási sebessége eléri a maximális értéket ( V M) bizonyos távolságra a központtól ( r M), majd csökken (8. ábra). A galaxisunk közelében V M= 230 km/s távolságban r M= 40 ezer St. évek a központtól:

Rizs. 7. A GALAXIA SPEKTRÁLIS VONALAI tengely körül forog N, amikor a spektrográf rés a tengely mentén van orientálva ab. Vonal a galaxis távolodó szélétől ( b) a piros oldal felé (R), és a közeledő éltől ( a) – ultraibolya (UV).

Rizs. 8. GALAXIA FORGÁSI GÖRBE. Forgási sebesség V r eléri a maximális értéket V M távolságban R M-re a galaxis közepétől, majd lassan csökken.

A galaxisok spektrumában lévő abszorpciós vonalak és emissziós vonalak azonos alakúak, ezért a csillagok és a gáz a korongban azonos sebességgel, azonos irányban forognak. Amikor a korongon lévő sötét porsávok elhelyezkedése alapján megértjük, hogy a galaxis melyik széle van közelebb hozzánk, akkor megtudhatjuk a spirálkarok csavarodásának irányát: az összes vizsgált galaxisban lemaradnak, azaz a középponttól távolodva a kar a forgásiránnyal ellentétes irányba hajlik.

A forgási görbe elemzése lehetővé teszi a galaxis tömegének meghatározását. A legegyszerűbb esetben, ha a gravitációs erőt a centrifugális erővel egyenlővé tesszük, megkapjuk a galaxis tömegét a csillag pályáján belül: M = rV r 2 /G, Ahol G– gravitációs állandó. A perifériás csillagok mozgásának elemzése lehetővé teszi a teljes tömeg becslését. Galaxisunk tömege kb. 210 11 naptömeg, az Androméda-köd esetében 410 11 , a Nagy Magellán-felhő esetében – 1510 9 . A koronggalaxisok tömege megközelítőleg arányos fényességükkel ( L), tehát a kapcsolat M/L közel azonosak, és a kék sugarak fényereje egyenlő M/L 5 a naptömeg és fényerő egységeiben.

Egy gömb alakú galaxis tömege ugyanígy becsülhető, a korong forgási sebessége helyett a csillagok kaotikus mozgásának sebességét vesszük a galaxisban (  v), amelyet a spektrumvonalak szélességével mérünk, és sebességdiszperziónak nevezzük: M  R v 2 /G, Ahol R– a galaxis sugara (viriális tétel). A csillagok sebességszóródása elliptikus galaxisokban általában 50-300 km/s, tömege pedig 10 9 naptömegtől törpe rendszerekben 10 12-ig az óriásokban.

Rádiókibocsátás A Tejútrendszert K. Jansky fedezte fel 1931-ben. A Tejútrendszer első rádiótérképét G. Reber szerezte meg 1945-ben. Ez a sugárzás a hullámhosszok széles tartományában jelentkezik.  vagy frekvenciák  = c/ , több megahertzről (   100 m) akár több tíz gigahertz (   1 cm), és „folyamatosnak” nevezik. Több fizikai folyamat is felelős érte, ezek közül a legfontosabb a szinte fénysebességgel mozgó csillagközi elektronok szinkrotronsugárzása gyenge csillagközi mágneses térben. 1950-ben R. Brown és K. Hazard (Jodrell Bank, Anglia) fedezte fel az 1,9 m-es hullámhosszú folyamatos emissziót az Androméda-ködből, majd sok más galaxisból. A normál galaxisok, mint a miénk vagy az M 31, gyenge rádióhullámforrások. A rádió hatótávolságában optikai erejüknek alig egy milliomod részét bocsátják ki. De néhány szokatlan galaxisban ez a sugárzás sokkal erősebb. A legközelebbi „rádiógalaxisok”, a Virgo A (M 87), a Centaur A (NGC 5128) és a Perseus A (NGC 1275) rádiós fényereje az optikaié 10 –4 10 –3. A ritka objektumok, például a Cygnus A rádiógalaxis esetében ez az arány közel áll az egységhez. Csak néhány évvel ennek a nagy teljesítményű rádióforrásnak a felfedezése után sikerült megtalálni a hozzá kapcsolódó halvány galaxist. Sok halvány rádióforrást, amelyek valószínűleg távoli galaxisokhoz kapcsolódnak, még nem azonosítottak optikai objektumokkal.

Azzal, hogy megértik, hogyan és mikor jelenhettek meg galaxisok, csillagok és bolygók, a tudósok közelebb kerültek az Univerzum egyik fő titkának megfejtéséhez. azt állítják, hogy az ősrobbanás eredményeként - és ez, mint tudjuk, 15-20 milliárd évvel ezelőtt történt (lásd: Tudomány és Élet sz.) - pontosan olyan anyag keletkezett, amelyből az égitestek és halmazaik keletkeztek. később alakulhattak ki.

Bolygógáz-köd Gyűrű a Lyra csillagképben.

A Rák-köd a Bika csillagképben.

Nagy Orion-köd.

A Plejádok csillaghalmaza a Bika csillagképben.

Az Androméda-köd galaxisunk egyik legközelebbi szomszédja.

Galaxisunk műholdai galaktikus csillaghalmazok: a Kis (fent) és a Nagy Magellán-felhők.

Elliptikus galaxis a Centaurus csillagképben, széles porsávval. Néha szivarnak is nevezik.

Az egyik legnagyobb spirálgalaxis, amely a Földről nagy teljesítményű teleszkópokon keresztül látható.

Tudomány és élet // Illusztrációk

Galaxisunkban – a Tejútrendszerben – csillagok milliárdjai vannak, és mindegyik a középpontja körül mozog. Nem csak a csillagok forognak ebben a hatalmas galaktikus körhintaban. Vannak ködös foltok, vagy ködök is. Közülük nem sok szabad szemmel látható. Más kérdés, ha távcsővel vagy távcsővel nézed a csillagos eget. Milyen kozmikus ködöt fogunk látni? Távoli kis csillagcsoportok, amelyek külön-külön nem láthatók, vagy valami teljesen, teljesen más?

Ma a csillagászok tudják, mi az a bizonyos köd. Kiderült, hogy teljesen mások. Vannak gázból álló ködök, amelyeket csillagok világítanak meg. Gyakran kerek formájúak, ezért nevezik őket bolygónak. E ködök nagy része öregedő hatalmas csillagok evolúciója során jött létre. A szupernóva „ködös maradványának” példája (később eláruljuk, mi az) a Rák-köd a Bika csillagképben. Ez a rák alakú köd meglehetősen fiatal. Biztosan ismert, hogy 1054-ben született. Vannak jóval idősebb ködök, életkoruk több tíz és százezer év.

A bolygóködöket és az egykor felrobbant szupernóvák maradványait monumentális ködöknek nevezhetnénk. De más ködök is ismertek, amelyekben a csillagok nem alszanak ki, hanem éppen ellenkezőleg, születnek és nőnek. Ilyen például az Orion csillagképben látható köd, ezt Nagy Orion-ködnek hívják.

Kiderült, hogy a ködök, amelyek csillaghalmazok, teljesen különböznek tőlük. A Plejádok-halmaz szabad szemmel jól látható a Bika csillagképben. Ránézve nehéz elképzelni, hogy ez nem gázfelhő, hanem csillagok százai és ezrei. Léteznek több százezres, vagy akár milliós csillaghalmazok is! Az ilyen csillag „golyókat” gömb alakú csillaghalmazoknak nevezik. Ilyen „gubancok” egész sora veszi körül a Tejútrendszert.

A Földről látható csillaghalmazok és ködök többsége, bár nagyon nagy távolságra található tőlünk, mégis a mi galaxisunkhoz tartozik. Eközben vannak nagyon távoli ködös foltok, amelyekről kiderült, hogy nem csillaghalmazok vagy ködök, hanem egész galaxisok!

Leghíresebb galaktikus szomszédunk az Androméda-köd az Androméda csillagképben. Szabad szemmel nézve ködös elmosódásnak tűnik. A nagy teleszkópokkal készült fényképeken pedig az Androméda-köd gyönyörű galaxisként jelenik meg. Egy teleszkópon keresztül nem csak a sok csillagot látjuk, amelyek ezt alkotják, hanem a középpontból kiemelkedõ csillagágakat is, amelyeket „spiráloknak” vagy „hüvelyeknek” neveznek. Méretében szomszédunk még a Tejútnál is nagyobb, átmérője körülbelül 130 ezer fényév.

Az Androméda-köd a legközelebbi és legnagyobb ismert spirálgalaxis. A fénysugár „csak” körülbelül kétmillió fényévnyire jut belőle a Földre. Tehát, ha fényes reflektorfénnyel dudálva akarnánk köszönteni az „andromedánokat”, csaknem kétmillió év múlva értesülnének erőfeszítéseinkről! És a válasz tőlük ugyanannyi idő után érkezik hozzánk, vagyis oda-vissza - körülbelül négymillió év múlva. Ez a példa segít elképzelni, milyen messze van az Androméda-köd bolygónktól.

Az Androméda-ködről készült fényképeken nemcsak maga a galaxis, hanem néhány műholdja is jól látható. Természetesen a galaxis műholdai egyáltalán nem ugyanazok, mint például a bolygók - a Nap vagy a Hold - a Föld műholdjai. A galaxisok műholdai is galaxisok, csak „kicsiek”, csillagok millióiból állnak.

Galaxisunkban is vannak műholdak. Több tucat van belőlük, és kettő szabad szemmel is látható a Föld déli féltekéjének egén. Az európaiak először Magellán világkörüli útja során látták őket. Azt hitték, hogy valamiféle felhők, és elnevezték őket Nagy Magellán-felhőnek és Kis Magellán-felhőnek.

Galaxisunk műholdai természetesen közelebb vannak a Földhöz, mint az Androméda-köd. A Nagy Magellán-felhő fénye mindössze 170 ezer év múlva ér el hozzánk. Egészen a közelmúltig ezt a galaxist tekintették a Tejútrendszer legközelebbi műholdjának. A közelmúltban azonban a csillagászok olyan műholdakat fedeztek fel, amelyek közelebb vannak, bár sokkal kisebbek, mint a Magellán-felhők, és szabad szemmel nem láthatók.

Egyes galaxisok „portréit” nézve a csillagászok felfedezték, hogy vannak köztük olyanok is, amelyek felépítésükben és alakjukban eltérnek a Tejútrendszertől. Sok ilyen galaxis is létezik - ezek gyönyörű galaxisok és teljesen formátlan galaxisok, hasonlóak például a Magellán-felhőkhöz.

Nem egészen száz év telt el azóta, hogy a csillagászok elképesztő felfedezést tettek: a távoli galaxisok minden irányba szétszóródnak egymástól. Ahhoz, hogy megértse, hogyan történik ez, használhat egy léggömböt, és végezzen vele egy egyszerű kísérletet.

Tintával, filctollal vagy festékkel rajzoljon kis köröket vagy csíkokat, amelyek a galaxisokat ábrázolják a labdán. Ahogy elkezdi felfújni a léggömböt, a megrajzolt „galaxisok” egyre távolabb kerülnek egymástól. Ez történik az Univerzumban.

A galaxisok rohannak, csillagok születnek, élnek és halnak meg bennük. És nem csak csillagok, hanem bolygók is, mert az Univerzumban valószínűleg sok csillagrendszer létezik, amelyek hasonlóak és nem hasonlítanak a mi Naprendszerünkhöz, amely a mi Galaxisunkban született. A közelmúltban a csillagászok már mintegy 300 bolygót fedeztek fel, amelyek más csillagok körül mozognak.

Az Andromeda M31 és NGC224 néven is népszerű galaxis. Ez egy spirális képződmény, amely körülbelül 780 kp (2,5 millió fényév) távolságra található a Földtől.

Az Andromeda a Tejútrendszerhez legközelebb eső galaxis. Nevét az azonos nevű mitikus hercegnőről kapta. A 2006-os megfigyelések arra a következtetésre jutottak, hogy körülbelül ezermilliárd csillag található itt - legalább kétszer annyi, mint a Tejútrendszerben, ahol körülbelül 200-400 milliárd van. A tudósok úgy vélik, hogy a Tejútrendszer és az Androméda galaxis ütközése körülbelül 3,75 milliárd éven belül megtörténik, és végül egy hatalmas elliptikus vagy koronggalaxis fog kialakulni. De erről majd később. Először is nézzük meg, hogyan néz ki egy „mitikus hercegnő”.

A képen Androméda látható. A galaxis fehér és kék csíkokkal rendelkezik. Gyűrűket alkotnak körülötte, és beborítják a forró, vörösen izzó hatalmas csillagokat. A sötétkék-szürke sávok éles kontrasztot alkotnak ezekkel a fényes gyűrűkkel, és olyan területeket mutatnak be, ahol a csillagkeletkezés még csak most kezdődik a sűrű felhőgubókban. A spektrum látható részén megfigyelve az Androméda gyűrűi inkább spirálkarokhoz hasonlítanak. Az ultraibolya spektrumban ezek a képződmények inkább gyűrűs szerkezetekre hasonlítanak. Korábban a NASA teleszkópja fedezte fel őket. Az asztrológusok úgy vélik, hogy ezek a gyűrűk egy galaxis kialakulását jelzik a szomszédos galaxissal több mint 200 millió évvel ezelőtti ütközés eredményeként.

A Tejútrendszerhez hasonlóan az Andromedának is van számos miniatűr műholdja, amelyek közül 14-et már felfedeztek. A leghíresebbek az M32 és az M110. Természetesen nem valószínű, hogy az egyes galaxisok csillagai egymásnak ütköznek, mivel a köztük lévő távolságok nagyon nagyok. A tudósoknak még mindig meglehetősen homályos elképzeléseik vannak arról, hogy mi fog történni a valóságban. De már kitaláltak egy nevet a leendő újszülöttnek. Mamut – így hívják a tudósok a még meg nem született hatalmas galaxist.

Csillagok ütközései

Az Androméda egy galaxis 1 billió csillaggal (1012), a Tejútrendszerben pedig 1 milliárd (3*1011). Az égitestek ütközésének esélye azonban elhanyagolható, hiszen óriási távolság van közöttük. Például a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri a Naptól 4,2 fényév (4*1013 km), vagyis 30 millió (3*107) átmérőjű távolságra található. Képzelje el, hogy a mi világítótestünk egy asztaliteniszlabda. Ezután a Proxima Centauri borsónak fog kinézni, amely 1100 km-re található tőle, és maga a Tejút 30 millió km széles lesz. Még a galaxis közepén lévő csillagok is (és különösen ott a legnagyobb halmazuk) 160 milliárd (1,6 * 1011) km távolságra helyezkednek el. Ez olyan, mintha 3,2 km-enként egy asztaliteniszlabda jutna. Ezért rendkívül kicsi annak az esélye, hogy bármely két csillag összeütközik a galaxisok egyesülése során.

Fekete lyuk ütközés

Az Androméda-galaxisban és a Tejútrendszerben központi szupermasszív fekete lyukak találhatók: a Sagittarius A (3,6 * 106 naptömeg) és egy objektum a Galaktikus Mag P2-halmazában. Ezek a fekete lyukak az újonnan kialakult galaxis középpontja közelében egy ponton konvergálnak, és a keringési energiát adják át a csillagoknak, amelyek végül magasabb pályákra mozdulnak el. A fenti folyamat több millió évig is eltarthat. Amikor a fekete lyukak egy fényévnyire kerülnek egymáshoz, gravitációs hullámokat kezdenek kibocsátani. Az orbitális energia még erősebbé válik, amíg az egyesülés be nem fejeződik. A 2006-ban végzett modellezési adatok alapján a Föld először majdnem az újonnan kialakult galaxis középpontjába kerülhet, majd elhaladhat az egyik fekete lyuk közelében, és kilökődik a Tejútrendszer határain túl.

Az elmélet megerősítése

Az Androméda-galaxis megközelítőleg 110 km/s sebességgel közelít felénk. Egészen 2012-ig nem lehetett tudni, hogy bekövetkezik-e ütközés vagy sem. A Hubble Űrteleszkóp segítségével a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy ez szinte elkerülhetetlen. Az Androméda 2002 és 2010 közötti mozgásának nyomon követése után arra a következtetésre jutottak, hogy az ütközés körülbelül 4 milliárd év múlva következik be.

Hasonló jelenségek széles körben elterjedtek az űrben. Például úgy vélik, hogy az Androméda legalább egy galaxissal kapcsolatba került a múltban. Néhány törpegalaxis, például a SagDEG, továbbra is ütközik a Tejútrendszerrel, egyetlen formációt hozva létre.

A kutatások azt is mutatják, hogy az M33, vagyis a Triangulum Galaxy, a Helyi Csoport harmadik legnagyobb és legfényesebb tagja is részt vesz ezen az eseményen. Legvalószínűbb sorsa az egyesülés után létrejött objektum pályára lépése, a távoli jövőben pedig a végső egyesülés lesz. Azonban az M33 ütközése a Tejútrendszerrel, mielőtt az Androméda közeledne, vagy a Naprendszerünk a Helyi Csoport határain túlra kerülne, kizárt.

A Naprendszer sorsa

A harvardi tudósok azt állítják, hogy a galaxisok egyesülésének időpontja az Androméda érintőleges sebességétől függ. A számítások alapján arra a következtetésre jutottak, hogy 50%-os esély van arra, hogy az egyesülés során a Naprendszer a jelenleginél háromszor nagyobb távolságra kerül vissza a Tejútrendszer középpontjába. Nem világos, hogy pontosan hogyan fog viselkedni az Androméda-galaxis. A Föld bolygó is veszélyben van. A tudósok szerint 12% az esélye annak, hogy az ütközés után valamivel visszakerülünk egykori „otthonunk” határain túlra. Ennek az eseménynek azonban nagy valószínűséggel nem lesz jelentős káros hatása a Naprendszerre, és az égitestek sem pusztulnak el.

Ha kizárjuk a bolygótervezést, akkor mire a galaxisok összeütköznek, a Föld felszíne nagyon felforrósodik és nem marad rajta víz vizes állapotban, így élet sem.

Lehetséges mellékhatások

Amikor két spirálgalaxis egyesül, a korongjaikban lévő hidrogén összenyomódik. Megkezdődik az új csillagok intenzív képződése. Például ez megfigyelhető az NGC 4039 kölcsönhatásban lévő galaxisban, más néven Antenna galaxisban. Ha az Androméda és a Tejút egyesül, úgy gondolják, hogy kevés gáz marad a korongjaikon. A csillagképződés nem lesz olyan intenzív, bár egy kvazár születése teljesen lehetséges.

Az egyesülés eredménye

A tudósok feltételesen Milcomedának nevezik az egyesülés során kialakult galaxist. A szimuláció eredménye azt mutatja, hogy a kapott objektum ellipszis alakú lesz. Középpontjában kisebb csillagsűrűség lesz, mint a modern elliptikus galaxisokban. De lemezes forma is lehetséges. Sok múlik azon, hogy mennyi gáz marad a Tejútrendszerben és az Andromédában. A közeljövőben a Helyi Csoport megmaradt galaxisai egyetlen objektummá egyesülnek, és ez egy új evolúciós szakasz kezdetét jelenti.

Tények Andromedáról

Az Andromeda a helyi csoport legnagyobb galaxisa. De talán nem a legmasszívabb. A tudósok azt sugallják, hogy a Tejútrendszerben több sötét anyag koncentrálódik, és ez teszi galaxisunkat tömegesebbé. A tudósok tanulmányozni fogják az Andromédát, hogy megértsék a hozzá hasonló képződmények eredetét és fejlődését, mivel ez a hozzánk legközelebb eső spirálgalaxis. Az Androméda csodálatosan néz ki a Földről. Sokaknak sikerül lefényképezni is. Az Andromédának nagyon sűrű galaktikus magja van. Nemcsak hatalmas csillagok helyezkednek el a közepén, hanem legalább egy szupermasszív fekete lyuk is rejtőzik a magjában. Spirálkarjai két szomszédos galaxissal, az M32-vel és az M110-nel való gravitációs kölcsönhatás eredményeként hajlottak meg. Az Androméda belsejében legalább 450 gömb alakú csillaghalmaz kering. Köztük van néhány a legsűrűbb, amit felfedeztek. Az Androméda-galaxis a legtávolabbi objektum, amely szabad szemmel is látható. Jó kilátópontra és minimális erős fényre lesz szüksége.

Befejezésül azt szeretném tanácsolni az olvasóknak, hogy gyakrabban emeljék tekintetüket a csillagos égre. Rengeteg új és ismeretlen dolgot tárol. Keressen egy kis szabadidőt a tér megfigyelésére hétvégén. Az Androméda-galaxis az égen lenyűgöző látvány.