Sebuah galaksi yang bertetangga dengan kita. Galaksi Andromeda dan Bima Sakti: bergerak menuju satu sama lain

Para ilmuwan telah lama mengetahui bahwa Galaksi Bima Sakti bukanlah satu-satunya yang ada di alam semesta. Selain galaksi kita, yang merupakan bagian dari Grup Lokal – kumpulan 54 galaksi dan galaksi katai – kita juga merupakan bagian dari formasi yang lebih besar, yang juga dikenal sebagai Gugus Galaksi Virgo. Jadi, bisa dibilang Bimasakti punya banyak tetangga.

Dari jumlah tersebut, sebagian besar orang percaya bahwa Galaksi Andromeda adalah galaksi tetangga terdekat kita. Namun sebenarnya Andromeda adalah yang paling dekat spiral Galaxy, tapi bukan Galaxy terdekat sama sekali. Perbedaan ini terletak pada pembentukan apa yang sebenarnya ada di dalam Bima Sakti itu sendiri, yaitu galaksi katai yang dikenal sebagai Canis Major Dwarf Galax (alias Canis Major).

Formasi bintang ini terletak sekitar 42.000 tahun cahaya dari pusat galaksi dan hanya 25.000 tahun cahaya dari tata surya kita. Hal ini menempatkannya lebih dekat dengan kita daripada pusat galaksi kita sendiri, yang berjarak 30.000 tahun cahaya dari tata surya.

Sebelum penemuannya, para astronom percaya bahwa Galaksi Katai Sagitarius adalah formasi galaksi terdekat dengan galaksi kita. Pada jarak 70.000 tahun cahaya dari Bumi, galaksi ini diidentifikasi pada tahun 1994 lebih dekat dengan kita daripada Awan Magellan Besar, sebuah galaksi kerdil yang berjarak 180.000 tahun cahaya yang sebelumnya menyandang predikat tetangga terdekat kita.

Semuanya berubah pada tahun 2003, ketika galaksi kerdil Canis Major ditemukan oleh Two Micron Survey Survey (2MASS), sebuah misi astronomi yang berlangsung antara tahun 1997 dan 2001.

Menggunakan teleskop yang terletak di MT. Observatorium Hopkins di Arizona (untuk Belahan Bumi Utara) dan di Observatorium Inter-Amerika di Chili di Belahan Bumi Selatan, para astronom mampu melakukan survei komprehensif terhadap langit dalam cahaya inframerah, yang tidak terhalang oleh gas dan debu seberat cahaya tampak.

Berkat teknik ini, para astronom mampu mendeteksi kepadatan bintang raksasa kelas M yang sangat signifikan di langit yang ditempati oleh konstelasi Canis Major, serta beberapa struktur terkait lainnya dalam bintang jenis ini, dua di antaranya memiliki penampakan seperti busur lebar dan pingsan (seperti yang terlihat pada gambar di atas).

Banyaknya bintang kelas M inilah yang membuat formasi tersebut mudah dideteksi. “Katai merah” yang keren ini tidak terlalu terang dibandingkan kelas bintang lainnya, dan bahkan tidak dapat dilihat dengan mata telanjang. Namun, mereka bersinar sangat terang dalam inframerah, dan muncul dalam jumlah besar.

Selain komposisinya, Galaksi ini memiliki bentuk hampir elips dan diyakini mengandung jumlah bintang yang sama banyaknya dengan Galaksi elips katai Sagitarius, pesaing sebelumnya untuk Galaksi terdekat dengan lokasi kita di Bima Sakti.

Selain galaksi katai, deretan bintang panjang juga terlihat mengikuti di belakangnya. Struktur cincin yang rumit ini – terkadang disebut cincin Monoceros – melengkung mengelilingi galaksi sebanyak tiga kali. Hujan tersebut pertama kali ditemukan pada awal abad ke-21 oleh para astronom yang melakukan Sloan Digital Sky Survey.

Selama penyelidikan cincin bintang-bintang ini, dan kelompok gugus bola yang berjarak dekat mirip dengan yang terkait dengan Galaksi Elips Katai Sagitarius, Galaksi Katai Canis Major ditemukan.

Teori yang ada saat ini adalah bahwa galaksi ini menyatu (atau terserap) ke dalam Galaksi Bima Sakti. Gugus bola lain yang mengorbit pusat Bima Sakti sebagai satelit - yaitu NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298, dan NGC 2808 - diyakini merupakan bagian dari Galaksi Katai Canis Major sebelum terjadi pertambahan.

Penemuan galaksi ini, dan analisis selanjutnya terhadap bintang-bintang yang terkait dengannya, memberikan beberapa dukungan terhadap teori saat ini bahwa galaksi dapat bertambah besar dengan menelan tetangganya yang lebih kecil. Bima Sakti menjadi seperti sekarang, memakan galaksi lain seperti seekor anjing besar, dan hal tersebut terus berlanjut hingga saat ini. Dan karena bintang-bintang Galaksi Katai Canis Major secara teknis sudah menjadi bagian dari Bima Sakti, maka secara definisi ia adalah Galaksi yang paling dekat dengan kita.

Para astronom juga percaya bahwa galaksi kerdil anjing besar sedang dalam proses ditarik oleh medan gravitasi galaksi Bima Sakti yang lebih masif. Bagian utama galaksi sudah sangat terdegradasi, dan proses ini akan terus berlanjut, mengelilingi dan melintasi Galaksi kita. Selama akresi, kemungkinan besar hal ini akan berakhir dengan Galaksi Katai Canis Besar yang menyimpan 1 miliar dari 200 hingga 400 miliar bintang yang sudah menjadi bagian dari Bima Sakti.

Sebelum ditemukan pada tahun 2003, galaksi elips katai Sagitariuslah yang menduduki posisi galaksi terdekat dengan galaksi kita. 75.000 tahun cahaya jauhnya. Galaksi kerdil ini, yang terdiri dari empat gugus bola yang berdiameter sekitar 10.000 tahun cahaya, ditemukan pada tahun 1994. Sebelumnya, Awan Magellan Besar dianggap sebagai tetangga terdekat kita.

Galaksi Andromeda (M31) adalah galaksi spiral terdekat dengan kita. Meskipun - secara gravitasi - ia terhubung dengan Bima Sakti, ia masih bukan Galaksi terdekat - yang berjarak 2 juta tahun cahaya. Andromeda saat ini sedang mendekati galaksi kita dengan kecepatan sekitar 110 kilometer per detik. Dalam waktu sekitar 4 miliar tahun, Galaksi Andromeda diperkirakan akan bergabung membentuk satu Galaksi Super.

Menatap bintang-bintang, umat manusia telah lama ingin mencari tahu apa yang ada di sana - di jurang luar angkasa, hukum apa yang ada di sana, dan apakah ada makhluk cerdas. Kita hidup di abad 21, masa dimana penerbangan luar angkasa menjadi bagian biasa dalam hidup kita, tentunya manusia belum terbang dengan pesawat luar angkasa, seperti pesawat terbang di Bumi, melainkan laporan peluncuran dan pendaratan segala jenis penelitian. penyelidikan sudah menjadi hal yang lumrah. Sejauh ini, hanya Bulan, satelit kita, yang menjadi objek luar angkasa pertama dan satu-satunya tempat manusia menginjakkan kaki; tahap selanjutnya adalah pendaratan manusia di Mars. Namun pada artikel kali ini kita tidak akan membahas tentang “planet merah” atau bahkan bintang terdekat, kita akan membahas pertanyaan penasaran berapa jarak ke galaksi terdekat. Meskipun dari sudut pandang teknis penerbangan jarak jauh seperti itu tidak mungkin dilakukan saat ini, tetap menarik untuk mengetahui perkiraan waktu “perjalanan” tersebut.

Jika Anda membaca artikel kami tentang hal itu, Anda akan memahami bahwa memindahkan pesawat luar angkasa ke galaksi terdekat adalah sesuatu yang tidak terbayangkan. Dengan teknologi saat ini, sangat sulit untuk terbang, apalagi ke galaksi, ke bintang. Namun, hal ini tampaknya mustahil jika kita mengandalkan hukum fisika klasik (Anda tidak dapat melebihi kecepatan cahaya) dan teknologi pembakaran bahan bakar di mesin, tidak peduli seberapa canggihnya mesin tersebut. Pertama, mari kita bicara tentang jarak antara galaksi kita dan galaksi terdekat sehingga Anda memahami betapa besarnya skala perjalanan hipotetis tersebut.

Jarak ke galaksi terdekat

Kita hidup di galaksi bernama Bima Sakti, yang memiliki struktur spiral dan berisi sekitar 400 miliar bintang. Cahaya menempuh jarak dari satu ujung ke ujung lainnya dalam waktu sekitar seratus ribu tahun. Yang paling dekat dengan galaksi kita adalah galaksi Andromeda, yang juga memiliki struktur spiral, namun lebih masif, berisi sekitar satu triliun bintang. Kedua galaksi tersebut secara bertahap mendekat satu sama lain dengan kecepatan 100-150 kilometer per detik; dalam empat miliar tahun mereka akan “bergabung” menjadi satu kesatuan. Jika setelah bertahun-tahun manusia masih hidup di Bumi, mereka tidak akan melihat perubahan apa pun selain perubahan bertahap pada langit berbintang, karena... jarak antar bintang, maka kemungkinan terjadinya tumbukan sangat kecil.

Jarak ke galaksi terdekat kira-kira 2,5 juta tahun cahaya, yaitu. Cahaya dari Galaksi Andromeda membutuhkan waktu 2,5 juta tahun untuk mencapai Bima Sakti.

Ada juga “galaksi mini”, yang disebut “Awan Magellan Besar”, ukurannya kecil dan berangsur-angsur mengecil; Awan Magellan tidak akan bertabrakan dengan galaksi kita, karena mempunyai lintasan yang berbeda. Jarak galaksi ini kurang lebih 163 ribu tahun cahaya, paling dekat dengan kita, namun karena ukurannya, para ilmuwan lebih suka menyebut galaksi Andromeda paling dekat dengan kita.

Untuk terbang ke Andromeda dengan pesawat ruang angkasa tercepat dan termodern yang pernah dibangun hingga saat ini, dibutuhkan waktu 46 miliar tahun! Lebih mudah untuk “menunggu” sampai dia sendiri terbang ke Bima Sakti “hanya dalam” 4 miliar tahun.

"Jalan buntu" berkecepatan tinggi

Seperti yang Anda pahami dari artikel ini, bahkan cahaya pun “bermasalah” untuk mencapai jarak antargalaksi yang sangat jauh; Umat ​​​​manusia perlu mencari cara lain untuk bergerak di luar angkasa selain mesin berbahan bakar “standar”. Tentu saja, pada tahap perkembangan ini kita perlu “menggali” ke arah ini; pengembangan mesin berkecepatan tinggi akan membantu kita dengan cepat menjelajahi luasnya tata surya kita sehingga manusia tidak hanya dapat menginjakkan kaki di Mars, tetapi juga Mars. tapi juga di planet lain, misalnya Titan, satelit Saturnus, yang sudah lama menarik perhatian para ilmuwan.

Mungkin, dengan pesawat luar angkasa yang lebih baik, manusia akan dapat terbang bahkan ke Proxima Centauri, bintang terdekat dengan kita, dan jika umat manusia belajar mencapai kecepatan cahaya, maka dimungkinkan untuk terbang ke bintang terdekat dalam beberapa tahun, bukan ribuan tahun. . Jika kita berbicara tentang penerbangan antargalaksi, maka kita perlu mencari cara yang sangat berbeda untuk bergerak di luar angkasa.

Kemungkinan cara untuk mengatasi jarak yang sangat jauh

Para ilmuwan telah lama mencoba memahami sifat "" - benda masif dengan gravitasi yang begitu kuat sehingga cahaya pun tidak dapat lepas dari kedalamannya. Para ilmuwan berpendapat bahwa supergravitasi dari "lubang" tersebut dapat menembus "jalinan" ruang dan jalur terbuka; ke beberapa titik lain di Alam Semesta kita. Sekalipun benar, metode perjalanan melalui lubang hitam memiliki beberapa kelemahan, yang utama adalah pergerakan “tidak terencana”, yaitu pergerakan yang tidak direncanakan. orang-orang di pesawat luar angkasa tidak akan dapat memilih titik di Semesta yang ingin mereka tuju, mereka akan terbang ke tempat yang “diinginkan” oleh lubang tersebut.

Juga, perjalanan seperti itu bisa menjadi satu arah, karena... lubang itu bisa runtuh atau mengubah sifat-sifatnya. Selain itu, gravitasi yang kuat tidak hanya dapat mempengaruhi ruang, tetapi juga waktu, yaitu. para astronot akan terbang seolah-olah ke masa depan, bagi mereka waktu akan mengalir seperti biasa, tetapi di Bumi bertahun-tahun atau bahkan berabad-abad mungkin berlalu sebelum mereka kembali (paradoks ini ditunjukkan dengan baik dalam film terbaru “Interstellar”).

Para ilmuwan yang terlibat dalam mekanika kuantum telah menemukan fakta yang menakjubkan: ternyata kecepatan cahaya bukanlah batas gerak di Alam Semesta, pada tingkat mikro terdapat partikel yang muncul sesaat di suatu titik di ruang angkasa, lalu menghilang. dan muncul di tempat lain, jarak bagi mereka tidak ada artinya.

“Teori string” menyatakan bahwa dunia kita memiliki struktur multidimensi (11 dimensi), mungkin dengan memahami prinsip-prinsip ini, kita akan belajar bergerak ke jarak berapa pun. Pesawat luar angkasa bahkan tidak perlu terbang ke mana pun dan berakselerasi, sambil berdiri diam, dengan bantuan semacam generator gravitasi, ia akan mampu meruntuhkan ruang angkasa, sehingga mencapai titik mana pun.

Kekuatan kemajuan ilmu pengetahuan

Dunia ilmiah harus lebih memperhatikan mikrokosmos, karena mungkin di sinilah letak jawaban atas pertanyaan tentang pergerakan cepat di seluruh Alam Semesta; tanpa penemuan revolusioner di bidang ini, umat manusia tidak akan mampu mengatasi jarak kosmik yang jauh. Untungnya, untuk penelitian ini, akselerator partikel yang kuat telah dibangun - Large Hadron Collider, yang akan membantu para ilmuwan memahami dunia partikel elementer.

Kami berharap dalam artikel ini kami telah membahas secara detail tentang jarak ke galaksi terdekat; kami yakin cepat atau lambat seseorang akan belajar menempuh jarak jutaan tahun cahaya, mungkin kita akan bertemu dengan “saudara” kita dalam pikiran; , meskipun penulis baris ini yakin hal ini akan terjadi lebih cepat. Anda dapat menulis risalah terpisah tentang makna dan konsekuensi dari pertemuan tersebut; ini, seperti yang mereka katakan, adalah “cerita lain”.

GALAKSI, “nebula ekstragalaktik” atau “pulau alam semesta”, adalah sistem bintang raksasa yang juga mengandung gas dan debu antarbintang. Tata surya adalah bagian dari Galaksi kita - Bima Sakti. Seluruh ruang angkasa, sejauh yang dapat ditembus oleh teleskop terkuat, dipenuhi dengan galaksi. Para astronom menghitung setidaknya ada satu miliar di antaranya. Galaksi terdekat terletak pada jarak sekitar 1 juta tahun cahaya dari kita. tahun (10 19 km), dan galaksi terjauh yang tercatat oleh teleskop berjarak miliaran tahun cahaya. Studi tentang galaksi adalah salah satu tugas paling ambisius dalam astronomi.

Referensi sejarah. Galaksi eksternal paling terang dan terdekat dengan kita - Awan Magellan - terlihat dengan mata telanjang di belahan bumi selatan dan diketahui orang Arab pada abad ke-11, serta galaksi paling terang di belahan bumi utara - galaksi Nebula Besar di Andromeda. Dengan ditemukannya kembali nebula ini pada tahun 1612 menggunakan teleskop oleh astronom Jerman S. Marius (1570–1624), studi ilmiah tentang galaksi, nebula, dan gugus bintang dimulai. Banyak nebula yang ditemukan oleh berbagai astronom pada abad ke-17 dan ke-18; kemudian mereka dianggap sebagai awan gas bercahaya.

Ide sistem bintang di luar Galaksi pertama kali dibahas oleh para filsuf dan astronom abad ke-18: E. Swedenborg (1688–1772) di Swedia, T. Wright (1711–1786) di Inggris, I. Kant (1724– 1804) di Prusia, I. .Lambert (1728–1777) di Alsace dan W. Herschel (1738–1822) di Inggris. Namun baru pada kuartal pertama abad ke-20. keberadaan “pulau Alam Semesta” terbukti dengan jelas terutama berkat karya astronom Amerika G. Curtis (1872–1942) dan E. Hubble (1889–1953). Mereka membuktikan bahwa jarak ke “nebula putih” paling terang, dan karenanya paling dekat, secara signifikan melebihi ukuran Galaksi kita. Selama periode 1924 hingga 1936, Hubble mendorong batas penelitian galaksi dari sistem terdekat hingga batas teleskop 2,5 meter di Observatorium Mount Wilson, yaitu. hingga beberapa ratus juta tahun cahaya.

Pada tahun 1929, Hubble menemukan hubungan antara jarak ke galaksi dan kecepatan pergerakannya. Hubungan ini, hukum Hubble, telah menjadi dasar observasi kosmologi modern. Setelah berakhirnya Perang Dunia II, studi aktif tentang galaksi dimulai dengan bantuan teleskop besar baru dengan penguat cahaya elektronik, mesin pengukur otomatis, dan komputer. Penemuan emisi radio dari galaksi kita dan galaksi lain memberikan peluang baru untuk mempelajari Alam Semesta dan mengarah pada penemuan galaksi radio, quasar, dan manifestasi aktivitas lain di inti galaksi. Pengamatan ekstra-atmosfer dari roket dan satelit geofisika telah memungkinkan untuk mendeteksi emisi sinar-X dari inti galaksi aktif dan gugus galaksi.

Beras. 1. Klasifikasi galaksi menurut Hubble

Katalog pertama “nebula” diterbitkan pada tahun 1782 oleh astronom Perancis Charles Messier (1730–1817). Daftar ini mencakup gugus bintang dan nebula gas di Galaksi kita, serta objek ekstragalaksi. Nomor objek Messier masih digunakan sampai sekarang; misalnya, Messier 31 (M 31) adalah Nebula Andromeda yang terkenal, galaksi besar terdekat yang diamati di konstelasi Andromeda.

Survei sistematis langit, yang dimulai oleh W. Herschel pada tahun 1783, membawanya pada penemuan beberapa ribu nebula di langit utara. Pekerjaan ini dilanjutkan oleh putranya J. Herschel (1792–1871), yang melakukan observasi di Belahan Bumi Selatan di Tanjung Harapan (1834–1838) dan diterbitkan pada tahun 1864 Direktori umum 5 ribu nebula dan gugus bintang. Pada paruh kedua abad ke-19. yang baru ditemukan ditambahkan ke objek ini, dan J. Dreyer (1852–1926) menerbitkannya pada tahun 1888 Direktori bersama baru (Katalog Umum Baru – NGC), termasuk 7814 objek. Dengan diterbitkannya dua tambahan pada tahun 1895 dan 1908 Indeks direktori(IC) jumlah nebula dan gugus bintang yang ditemukan melebihi 13 ribu. Penunjukan menurut katalog NGC dan IC telah diterima secara umum. Oleh karena itu, Nebula Andromeda ditetapkan sebagai M 31 atau NGC 224. Daftar terpisah berisi 1.249 galaksi yang lebih terang dari magnitudo 13, berdasarkan survei fotografi langit, disusun oleh H. Shapley dan A. Ames dari Observatorium Harvard pada tahun 1932 .

Karya ini diperluas secara signifikan pada edisi pertama (1964), kedua (1976) dan ketiga (1991). Katalog abstrak galaksi terang J. de Vaucouleurs dan rekan. Katalog yang lebih luas, tetapi kurang rinci berdasarkan pengamatan pelat survei langit fotografis diterbitkan pada tahun 1960-an oleh F. Zwicky (1898–1974) di AS dan B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) di Uni Soviet. Mereka mengandung sekitar. 30 ribu galaksi hingga magnitudo 15. Survei serupa di langit selatan baru-baru ini diselesaikan menggunakan Kamera Schmidt 1 meter milik European Southern Observatory di Chili dan Kamera Schmidt 1,2 meter milik Inggris di Australia.

Ada terlalu banyak galaksi yang lebih redup dari magnitudo 15 untuk bisa dicantumkan dalam daftar. Pada tahun 1967, hasil penghitungan galaksi yang lebih terang dari magnitudo 19 (utara deklinasi 20) yang dilakukan oleh C. Schein dan K. Virtanen menggunakan pelat astrograf 50 cm dari Lick Observatory diterbitkan. Ada sekitar. 2 juta, belum termasuk yang tersembunyi dari kita oleh hamparan debu luas Bima Sakti. Dan pada tahun 1936, Hubble di Observatorium Mount Wilson menghitung jumlah galaksi hingga magnitudo 21 di beberapa wilayah kecil yang tersebar merata di seluruh bola langit (utara deklinasi 30). Menurut data ini, di seluruh langit terdapat lebih dari 20 juta galaksi yang lebih terang dari magnitudo 21.

Klasifikasi. Ada galaksi dengan berbagai bentuk, ukuran dan luminositas; beberapa di antaranya terisolasi, namun sebagian besar memiliki tetangga atau satelit yang memberikan pengaruh gravitasi pada mereka. Biasanya, galaksi-galaksi itu tenang, tetapi galaksi-galaksi yang aktif sering ditemukan. Pada tahun 1925, Hubble mengusulkan klasifikasi galaksi berdasarkan penampakannya. Kemudian disempurnakan oleh Hubble dan Shapley, lalu Sandage dan terakhir Vaucouleurs. Semua galaksi di dalamnya terbagi menjadi 4 jenis: elips, lenticular, spiral dan tidak beraturan.

Berbentuk bulat panjang(E) galaksi dalam foto berbentuk elips tanpa batas tajam dan detail jelas. Kecerahannya meningkat ke arah tengah. Ini adalah ellipsoid berputar yang terdiri dari bintang-bintang tua; bentuk nyatanya bergantung pada orientasi terhadap garis pandang pengamat. Jika diamati secara edge-on, perbandingan panjang sumbu pendek dan panjang elips mencapai  5/10 (dilambangkan E5).

Beras. 2. Galaksi Elips ESO 325-G004

Lentikuler(L atau S 0) galaksi mirip dengan galaksi elips, tetapi selain komponen bulatnya, galaksi juga memiliki piringan khatulistiwa yang tipis dan berputar cepat, terkadang dengan struktur berbentuk cincin seperti cincin Saturnus. Jika diamati secara edge-on, galaksi lentikular tampak lebih padat dibandingkan galaksi elips: rasio sumbunya mencapai 2/10.

Beras. 2. Galaksi Spindle (NGC 5866), sebuah galaksi lentikular di konstelasi Draco.

Spiral(S) galaksi juga terdiri dari dua komponen - bulat dan datar, tetapi dengan struktur spiral yang kurang lebih berkembang di piringannya. Sepanjang urutan subtipe Sa, Sb, Sc, SD(dari spiral “awal” ke “akhir”), lengan spiral menjadi lebih tebal, lebih kompleks dan tidak terlalu terpelintir, dan berbentuk bola (kondensasi pusat, atau tonjolan) menurun. Galaksi spiral tepi tidak memiliki lengan spiral yang terlihat, namun jenis galaksi dapat ditentukan berdasarkan kecerahan relatif tonjolan dan piringannya.

Beras. 2. Contoh galaksi spiral, Galaksi Pinwheel (Messier 101 atau NGC 5457)

Salah(SAYA) galaksi terdiri dari dua tipe utama: Tipe Magellan, yaitu. ketik Awan Magellan, melanjutkan rangkaian spiral dari Sm sebelum Aku, dan tipe non-Magellan SAYA 0, memiliki jalur debu gelap yang kacau di atas struktur bola atau cakram seperti lenticular atau spiral awal.

Beras. 2. NGC 1427A, contoh galaksi tak beraturan.

Jenis L Dan S terbagi dalam dua keluarga dan dua jenis tergantung pada ada tidaknya struktur linier yang melewati pusat dan memotong piringan ( batang), serta cincin simetris terpusat.

Beras. 2. Model komputer galaksi Bima Sakti.

Beras. 1. NGC 1300, contoh galaksi spiral berbatang.

Beras. 1. KLASIFIKASI GALAKSI TIGA DIMENSI. Jenis utama: E, L, S, I terletak berurutan dari E sebelum Aku; keluarga biasa A dan menyeberang B; baik S Dan R. Diagram lingkaran di bawah ini merupakan penampang konfigurasi utama pada wilayah galaksi spiral dan lentikular.

Beras. 2. KELUARGA UTAMA DAN JENIS SPIRAL pada penampang konfigurasi utama di area tersebut Sb.

Terdapat skema klasifikasi lain untuk galaksi berdasarkan detail morfologi yang lebih halus, namun klasifikasi objektif berdasarkan pengukuran fotometrik, kinematik, dan radio belum dikembangkan.

Menggabungkan. Dua komponen struktural - bola dan piringan - mencerminkan perbedaan populasi bintang di galaksi, ditemukan pada tahun 1944 oleh astronom Jerman W. Baade (1893–1960).

Populasi I, terdapat dalam galaksi tak beraturan dan lengan spiral, berisi raksasa biru dan superraksasa kelas spektral O dan B, superraksasa merah kelas K dan M, serta gas dan debu antarbintang dengan wilayah terang hidrogen terionisasi. Ia juga berisi bintang-bintang deret utama bermassa rendah, yang terlihat di dekat Matahari tetapi tidak dapat dibedakan di galaksi jauh.

Populasi II, terdapat di galaksi elips dan lentikular, serta di wilayah tengah spiral dan gugus bola, berisi raksasa merah dari kelas G5 hingga K5, subraksasa, dan mungkin subkurcaci; Nebula planet ditemukan di dalamnya dan ledakan nova diamati (Gbr. 3). Pada Gambar. Gambar 4 menunjukkan hubungan antara tipe spektral (atau warna) bintang dan luminositasnya pada populasi berbeda.

Beras. 3. POPULASI BINTANG. Foto galaksi spiral, Nebula Andromeda, menunjukkan bahwa raksasa biru dan super raksasa Populasi I terkonsentrasi di piringannya, dan bagian tengahnya terdiri dari bintang Populasi II berwarna merah. Satelit Nebula Andromeda juga terlihat: galaksi NGC 205 ( di dasar) dan M 32 ( kiri atas). Bintang paling terang di foto ini adalah milik Galaksi kita.

Beras. 4. DIAGRAM HERZSPRUNG-RUSSELL, yang menunjukkan hubungan antara tipe spektral (atau warna) dan luminositas bintang dari tipe berbeda. I: Bintang Populasi I muda, tipikal lengan spiral. II: bintang tua dari Populasi I; III: bintang Populasi II tua, tipikal gugus bola dan galaksi elips.

Awalnya galaksi elips diperkirakan hanya berisi Populasi II, dan galaksi tak beraturan hanya berisi Populasi I. Namun, ternyata galaksi biasanya berisi campuran dua populasi bintang dengan proporsi berbeda. Analisis populasi terperinci hanya mungkin dilakukan pada beberapa galaksi terdekat, namun pengukuran warna dan spektrum sistem jauh menunjukkan bahwa perbedaan populasi bintang mungkin lebih besar dari perkiraan Baade.

Jarak. Pengukuran jarak ke galaksi jauh didasarkan pada skala absolut jarak ke bintang-bintang di Galaksi kita. Itu diinstal dalam beberapa cara. Yang paling mendasar adalah metode paralaks trigonometri, yang berlaku hingga jarak 300 sv. bertahun-tahun. Metode lainnya bersifat tidak langsung dan statistik; mereka didasarkan pada studi tentang gerak diri, kecepatan radial, kecerahan, warna dan spektrum bintang. Berdasarkan mereka, nilai absolut Baru dan variabel tipe RR Lyra dan  Cepheus, yang menjadi indikator utama jarak galaksi terdekat di mana galaksi tersebut terlihat. Gugus bola, bintang paling terang, dan nebula emisi galaksi-galaksi ini menjadi indikator sekunder dan memungkinkan penentuan jarak ke galaksi yang lebih jauh. Terakhir, diameter dan luminositas galaksi itu sendiri digunakan sebagai indikator tersier. Sebagai ukuran jarak, para astronom biasanya menggunakan selisih magnitudo nyata suatu benda M dan besaran absolutnya M; nilai ini ( m–M) disebut “modulus jarak semu”. Untuk mengetahui jarak sebenarnya, harus dilakukan koreksi penyerapan cahaya oleh debu antarbintang. Dalam hal ini, error biasanya mencapai 10-20%.

Skala jarak ekstragalaksi direvisi dari waktu ke waktu, yang berarti parameter galaksi lain yang bergantung pada jarak juga berubah. Di meja Gambar 1 menunjukkan jarak paling akurat ke kelompok galaksi terdekat saat ini. Untuk galaksi-galaksi yang lebih jauh, yang jaraknya miliaran tahun cahaya, jarak diperkirakan dengan akurasi rendah berdasarkan pergeseran merahnya ( Lihat di bawah: Sifat pergeseran merah).

Tabel 1. JARAK KE GALAKSI TERDEKAT, KELOMPOK DAN KLUSTERNYA
Galaksi atau grup	Modul jarak semu (m–M )	Jarak, sejuta cahaya bertahun-tahun
Awan Magellan Besar
Awan Magellan Kecil
Grup Andromeda (M 31)
Kelompok Pematung
Grup B. Ursa (M 81)
Gugus di Virgo
Cluster di Tungku

Kilau. Mengukur kecerahan permukaan suatu galaksi memberikan luminositas total bintang-bintangnya per satuan luas. Perubahan luminositas permukaan seiring dengan jarak dari pusat menjadi ciri struktur galaksi. Sistem elips, sebagai sistem yang paling teratur dan simetris, telah dipelajari lebih detail dibandingkan sistem lainnya; secara umum, mereka dijelaskan oleh hukum luminositas tunggal (Gbr. 5, A):

Beras. 5. DISTRIBUSI LUMINOSITAS GALAKSI. A– galaksi elips (logaritma kecerahan permukaan ditampilkan tergantung pada akar keempat dari radius yang dikurangi ( r/r e) 1/4, dimana R– jarak dari pusat, dan R e adalah radius efektif, yang di dalamnya terkandung setengah dari total luminositas galaksi); B– galaksi lentikular NGC 1553; V– tiga galaksi spiral normal (bagian luar setiap garis lurus, menunjukkan ketergantungan eksponensial luminositas pada jarak).

Data mengenai sistem lentikular tidak selengkap. Profil luminositasnya (Gbr. 5, B) berbeda dari profil galaksi elips dan memiliki tiga wilayah utama: inti, lensa, dan selubung. Sistem ini tampaknya merupakan perantara antara elips dan spiral.

Spiral sangat beragam, strukturnya rumit, dan tidak ada hukum tunggal yang mengatur distribusi luminositasnya. Namun, tampaknya untuk spiral sederhana yang jauh dari inti, luminositas permukaan piringan berkurang secara eksponensial ke arah pinggiran. Pengukuran menunjukkan bahwa luminositas lengan spiral tidak sebesar yang terlihat saat melihat foto galaksi. Lengannya menambah tidak lebih dari 20% luminositas cakram dalam cahaya biru dan jauh lebih sedikit dalam cahaya merah. Kontribusi luminositas dari tonjolan menurun dari Sa Ke SD(Gbr. 5, V).

Dengan mengukur magnitudo nyata galaksi M dan menentukan modulus jaraknya ( m–M), hitung nilai absolutnya M. Galaksi paling terang, tidak termasuk quasar, M 22, mis. luminositasnya hampir 100 miliar kali lebih besar daripada Matahari. Dan galaksi terkecil M10, yaitu. luminositas kira-kira. 10 6 surya. Distribusi jumlah galaksi menurut M, yang disebut “fungsi luminositas”, merupakan karakteristik penting dari populasi galaksi di Alam Semesta, namun tidak mudah untuk menentukannya secara akurat.

Untuk galaksi yang dipilih hingga batas magnitudo tampak tertentu, fungsi luminositas masing-masing jenis secara terpisah E sebelum Sc hampir Gaussian (berbentuk lonceng) dengan nilai absolut rata-rata dalam sinar biru M M= 18,5 dan dispersi  0,8 (Gbr. 6). Tapi galaksi tipe akhir dari SD sebelum Aku dan katai elips lebih redup.

Untuk sampel lengkap galaksi dalam volume ruang tertentu, misalnya dalam sebuah gugus, fungsi luminositas meningkat tajam seiring dengan menurunnya luminositas, yaitu. jumlah galaksi katai jauh lebih banyak daripada jumlah galaksi raksasa

Beras. 6. FUNGSI LUMINOSITAS GALAKSI. A– sampel lebih terang dari nilai batas tertentu yang terlihat; B– sampel lengkap dalam ruang bervolume besar tertentu. Perhatikan banyaknya sistem katai dengan M B< -16.

Ukuran. Karena kepadatan bintang dan luminositas galaksi perlahan-lahan meluruh ke luar, pertanyaan tentang ukurannya sebenarnya terletak pada kemampuan teleskop, pada kemampuannya untuk menyorot cahaya redup dari wilayah luar galaksi terhadap cahaya langit malam. Teknologi modern memungkinkan perekaman wilayah galaksi dengan kecerahan kurang dari 1% kecerahan langit; ini sekitar satu juta kali lebih rendah dari kecerahan inti galaksi. Menurut isophote (garis dengan kecerahan yang sama), diameter galaksi berkisar dari beberapa ribu tahun cahaya untuk sistem kerdil hingga ratusan ribu untuk sistem raksasa. Biasanya, diameter galaksi berkorelasi baik dengan luminositas absolutnya.

Kelas spektral dan warna. Spektogram galaksi pertama - Nebula Andromeda, diperoleh di Observatorium Potsdam pada tahun 1899 oleh Yu.Scheiner (1858–1913), dengan garis serapannya menyerupai spektrum Matahari. Penelitian besar-besaran terhadap spektrum galaksi dimulai dengan penciptaan spektograf “cepat” dengan dispersi rendah (200–400 /mm); kemudian, penggunaan penguat kecerahan gambar elektronik memungkinkan peningkatan dispersi hingga 20–100/mm. Pengamatan Morgan di Observatorium Yerkes menunjukkan bahwa, meskipun komposisi bintang galaksi kompleks, spektrumnya biasanya mendekati spektrum bintang dari kelas tertentu dari A sebelum K, dan terdapat korelasi nyata antara spektrum dan tipe morfologi galaksi. Sebagai aturan, spektrum kelas A memiliki galaksi tak beraturan Aku dan spiral Sm Dan SD. Kelas spektrum SEBUAH–F di spiral SD Dan Sc. Transfer dari Sc Ke Sb disertai dengan perubahan spektrum dari F Ke F–G, dan spiral Sb Dan Sa, sistem lentikular dan elips memiliki spektrum G Dan K. Benar, belakangan ternyata radiasi galaksi kelas spektral A sebenarnya terdiri dari campuran cahaya dari bintang raksasa kelas spektral B Dan K.

Selain garis serapan, banyak galaksi yang memiliki garis emisi yang terlihat, seperti nebula emisi di Bima Sakti. Biasanya ini adalah garis hidrogen dari deret Balmer, misalnya H  pada  6563, kembaran nitrogen terionisasi (N II) aktif  6548 dan 6583 dan belerang (S II) pada  6717 dan 6731, oksigen terionisasi (O II) aktif  3726 dan 3729 dan oksigen terionisasi ganda (O III) aktif  4959 dan 5007. Intensitas garis emisi biasanya berkorelasi dengan jumlah gas dan bintang super raksasa di piringan galaksi: garis-garis ini tidak ada atau sangat lemah di galaksi elips dan lentikular, tetapi diperbesar di galaksi spiral dan tidak beraturan - dari Sa Ke Aku. Selain itu, intensitas garis emisi unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen (N, O, S) dan, kemungkinan besar, kelimpahan relatif unsur-unsur ini menurun dari inti ke pinggiran cakram galaksi. Beberapa galaksi memiliki garis emisi yang sangat kuat di intinya. Pada tahun 1943, K. Seifert menemukan jenis galaksi khusus dengan garis hidrogen yang sangat luas di intinya, yang menunjukkan aktivitasnya yang tinggi. Luminositas inti dan spektrumnya berubah seiring waktu. Secara umum, inti galaksi Seyfert mirip dengan quasar, meski tidak sekuat itu.

Sepanjang urutan morfologi galaksi, indeks integral warnanya berubah ( B–V), yaitu perbedaan antara besarnya galaksi berwarna biru B dan kuning V sinar Indeks warna rata-rata jenis galaksi utama adalah sebagai berikut:

Pada skala ini, 0,0 berarti putih, 0,5 berarti kekuningan, dan 1,0 berarti kemerahan.

Fotometri terperinci biasanya mengungkapkan bahwa warna galaksi bervariasi dari inti ke tepinya, yang menunjukkan adanya perubahan komposisi bintang. Kebanyakan galaksi berwarna lebih biru di bagian luarnya dibandingkan di bagian intinya; Hal ini lebih terlihat pada spiral daripada elips, karena cakramnya mengandung banyak bintang biru muda. Galaksi tak beraturan, yang biasanya tidak memiliki inti, sering kali berwarna lebih biru di bagian tengahnya dibandingkan di tepinya.

Rotasi dan massa. Rotasi galaksi di sekitar sumbu yang melewati pusat menyebabkan perubahan panjang gelombang garis-garis spektrumnya: garis-garis dari daerah galaksi yang mendekati kita bergeser ke bagian spektrum ungu, dan dari daerah surut ke bagian merah. (Gbr. 7). Menurut rumus Doppler, perubahan relatif panjang gelombang garis adalah   / = V R /C, Di mana C adalah kecepatan cahaya, dan V R– kecepatan radial, mis. komponen kecepatan sumber sepanjang garis pandang. Periode revolusi bintang mengelilingi pusat galaksi adalah ratusan juta tahun, dan kecepatan gerak orbitnya mencapai 300 km/s. Biasanya kecepatan putaran disk mencapai nilai maksimumnya ( V M) agak jauh dari pusat ( R M), dan kemudian menurun (Gbr. 8). Dekat Galaksi kita V M= 230 km/s jaraknya R M= 40 ribu St. tahun dari pusat:

Beras. 7. GARIS SPEKRAL GALAKSI, berputar di sekitar sumbu N, ketika celah spektograf diorientasikan sepanjang sumbu ab. Garis dari tepi galaksi yang surut ( B) dibelokkan ke arah sisi merah (R), dan dari tepi yang mendekat ( A) – hingga ultraviolet (UV).

Beras. 8. KURVA ROTASI GALAKSI. Kecepatan rotasi V r mencapai nilai maksimum V M dari kejauhan R M dari pusat galaksi lalu perlahan mengecil.

Garis serapan dan garis emisi pada spektrum galaksi mempunyai bentuk yang sama, oleh karena itu bintang dan gas dalam piringan berputar dengan kecepatan yang sama dan arah yang sama. Jika, berdasarkan lokasi jalur debu gelap di piringan, kita dapat memahami tepi galaksi mana yang lebih dekat dengan kita, kita dapat mengetahui arah putaran lengan spiral: di semua galaksi yang diteliti, mereka tertinggal, yaitu, menjauh dari pusat, lengan ditekuk ke arah yang berlawanan dengan arah putaran.

Analisis kurva rotasi memungkinkan kita menentukan massa galaksi. Dalam kasus paling sederhana, dengan menyamakan gaya gravitasi dengan gaya sentrifugal, kita memperoleh massa galaksi di dalam orbit bintang: M = rV R 2 /G, Di mana G– konstanta gravitasi. Analisis pergerakan bintang periferal memungkinkan seseorang memperkirakan massa totalnya. Galaksi kita memiliki massa kira-kira. 210 11 massa matahari, untuk Nebula Andromeda 410 11 , untuk Awan Magellan Besar – 1510 9 . Massa galaksi cakram kira-kira sebanding dengan luminositasnya ( L), jadi hubungannya M/L mereka memiliki hampir sama dan luminositas pada sinar biru sama M/L 5 dalam satuan massa matahari dan luminositas.

Massa galaksi bulat dapat diperkirakan dengan cara yang sama, dengan menggunakan kecepatan rotasi piringan sebagai kecepatan gerak kacau bintang-bintang di galaksi (  ay), yang diukur dengan lebar garis spektrum dan disebut dispersi kecepatan: M  R ay 2 /G, Di mana R– radius galaksi (teorema virial). Kecepatan dispersi bintang di galaksi elips biasanya berkisar antara 50 hingga 300 km/s, dan massanya berkisar antara 10 9 massa matahari di sistem kerdil hingga 10 12 di sistem raksasa.

Emisi radio Bima Sakti ditemukan oleh K. Jansky pada tahun 1931. Peta radio pertama Bima Sakti diperoleh oleh G. Reber pada tahun 1945. Radiasi ini datang dalam berbagai panjang gelombang  atau frekuensi  = C/ , dari beberapa megahertz (   100 m) hingga puluhan gigahertz (   1 cm), dan disebut “kontinu”. Beberapa proses fisik bertanggung jawab atas hal ini, yang paling penting adalah radiasi sinkrotron dari elektron antarbintang yang bergerak hampir dengan kecepatan cahaya dalam medan magnet antarbintang yang lemah. Pada tahun 1950, emisi kontinu pada panjang gelombang 1,9 m ditemukan oleh R. Brown dan K. Hazard (Jodrell Bank, Inggris) dari Nebula Andromeda, dan kemudian dari banyak galaksi lainnya. Galaksi normal, seperti galaksi kita atau M 31, merupakan sumber gelombang radio yang lemah. Mereka memancarkan hampir sepersejuta daya optiknya dalam jangkauan radio. Namun di beberapa galaksi yang tidak biasa, radiasi ini jauh lebih kuat. “Galaksi radio” terdekat Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) dan Perseus A (NGC 1275) memiliki luminositas radio 10 –4 10 –3 optik. Dan untuk objek langka, seperti galaksi radio Cygnus A, rasio ini mendekati satu. Hanya beberapa tahun setelah penemuan sumber radio yang kuat ini, galaksi samar yang terkait dengannya dapat ditemukan. Banyak sumber radio redup, mungkin terkait dengan galaksi jauh, belum teridentifikasi dengan objek optik.

Dengan memahami bagaimana dan kapan galaksi, bintang, dan planet muncul, para ilmuwan semakin dekat untuk memecahkan salah satu misteri utama alam semesta. mereka mengklaim bahwa sebagai akibat dari big bang - dan, seperti yang telah kita ketahui, terjadi 15-20 miliar tahun yang lalu (lihat “Ilmu Pengetahuan dan Kehidupan” No.) - jenis materi yang muncul dari mana benda langit dan gugusnya selanjutnya bisa terbentuk.

Cincin nebula gas planet di konstelasi Lyra.

Nebula Kepiting di konstelasi Taurus.

Nebula Orion Besar.

Gugus bintang Pleiades di konstelasi Taurus.

Nebula Andromeda adalah salah satu tetangga terdekat Galaksi kita.

Satelit Galaksi kita adalah gugusan bintang galaksi: Awan Magellan Kecil (atas) dan Awan Magellan Besar.

Galaksi elips di konstelasi Centaurus dengan jalur debu yang lebar. Kadang-kadang disebut Cerutu.

Salah satu galaksi spiral terbesar yang terlihat dari Bumi melalui teleskop canggih.

Sains dan kehidupan // Ilustrasi

Galaksi kita - Bima Sakti - memiliki milyaran bintang, dan semuanya bergerak mengelilingi pusatnya. Bukan hanya bintang-bintang yang berputar di korsel galaksi raksasa ini. Ada juga titik berkabut, atau nebula. Tidak banyak di antaranya yang terlihat dengan mata telanjang. Lain halnya jika Anda melihat langit berbintang melalui teropong atau teleskop. Kabut kosmik macam apa yang akan kita lihat? Kelompok bintang kecil yang jauh dan tidak dapat dilihat satu per satu, atau sesuatu yang sama sekali berbeda?

Saat ini, para astronom mengetahui apa itu nebula tertentu. Ternyata mereka sangat berbeda. Ada nebula yang terdiri dari gas dan diterangi oleh bintang. Bentuknya sering kali bulat, itulah sebabnya disebut planet. Banyak dari nebula ini terbentuk akibat evolusi bintang masif yang menua. Contoh “sisa-sisa berkabut” supernova (kita akan membicarakannya nanti) adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus. Nebula berbentuk kepiting ini masih cukup muda. Diketahui secara pasti bahwa dia lahir pada tahun 1054. Ada nebula yang jauh lebih tua, usianya puluhan dan ratusan ribu tahun.

Nebula planet dan sisa-sisa supernova yang pernah meledak bisa disebut nebula monumen. Tetapi nebula lain juga diketahui, di mana bintang-bintang tidak padam, melainkan lahir dan tumbuh. Misalnya saja nebula yang terlihat di konstelasi Orion, disebut Nebula Orion Besar.

Nebula yang merupakan gugusan bintang ternyata sangat berbeda dengan mereka. Gugus Pleiades terlihat jelas dengan mata telanjang di konstelasi Taurus. Melihatnya, sulit membayangkan bahwa ini bukanlah awan gas, melainkan ratusan dan ribuan bintang. Ada juga gugus yang “lebih kaya” yang terdiri dari ratusan ribu, atau bahkan jutaan bintang! “Bola” bintang seperti itu disebut gugus bintang globular. Seluruh rangkaian “kusut” semacam itu mengelilingi Bima Sakti.

Sebagian besar gugus bintang dan nebula yang terlihat dari Bumi, meskipun terletak pada jarak yang sangat jauh dari kita, masih termasuk dalam Galaksi kita. Sementara itu, ada titik-titik nebula yang sangat jauh yang ternyata bukan gugus bintang atau nebula, melainkan keseluruhan galaksi!

Tetangga galaksi kita yang paling terkenal adalah nebula Andromeda di konstelasi Andromeda. Jika dilihat dengan mata telanjang, tampak kabur. Dan dalam foto yang diambil dengan teleskop besar, nebula Andromeda tampak seperti galaksi yang indah. Melalui teleskop, kita tidak hanya melihat banyaknya bintang yang menyusunnya, tetapi juga cabang-cabang bintang yang muncul dari pusatnya, yang disebut “spiral” atau “lengan”. Secara ukuran, tetangga kita bahkan lebih besar dari Bima Sakti, diameternya sekitar 130 ribu tahun cahaya.

Nebula Andromeda adalah galaksi spiral terdekat dan terbesar yang diketahui. Pancaran cahaya darinya ke Bumi “hanya” sekitar dua juta tahun cahaya. Jadi, jika kita ingin menyapa “Andromedan” dengan membunyikan klakson dengan lampu sorot yang terang, mereka akan mengetahui upaya kita hampir dua juta tahun kemudian! Dan jawaban dari mereka akan datang kepada kita setelah jangka waktu yang sama, yaitu bolak-balik - kira-kira empat juta tahun. Contoh ini membantu kita membayangkan seberapa jauh jarak nebula Andromeda dari planet kita.

Dalam foto-foto nebula Andromeda, tidak hanya galaksi itu sendiri yang terlihat jelas, tetapi juga beberapa satelitnya. Tentu saja, satelit-satelit galaksi sama sekali tidak sama dengan, misalnya planet - satelit Matahari atau Bulan - satelit Bumi. Satelit galaksi juga merupakan galaksi, hanya galaksi “kecil”, yang terdiri dari jutaan bintang.

Galaksi kita juga memiliki satelit. Ada beberapa lusin di antaranya, dan dua di antaranya terlihat dengan mata telanjang di langit Belahan Bumi Selatan. Orang Eropa pertama kali melihatnya selama perjalanan Magellan keliling dunia. Mereka mengira itu adalah sejenis awan dan menamakannya Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil.

Satelit-satelit Galaksi kita tentu saja lebih dekat ke Bumi dibandingkan nebula Andromeda. Cahaya dari Awan Magellan Besar mencapai kita hanya dalam 170 ribu tahun. Sampai saat ini, galaksi ini dianggap sebagai satelit terdekat dari Bima Sakti. Namun baru-baru ini, para astronom telah menemukan satelit yang lebih dekat, meskipun ukurannya jauh lebih kecil dari Awan Magellan dan tidak terlihat dengan mata telanjang.

Melihat “potret” beberapa galaksi, para astronom menemukan bahwa di antara galaksi tersebut terdapat galaksi yang struktur dan bentuknya tidak seperti Bima Sakti. Ada juga banyak galaksi seperti itu - baik galaksi indah maupun galaksi yang sama sekali tidak berbentuk, mirip, misalnya, dengan Awan Magellan.

Kurang dari seratus tahun telah berlalu sejak para astronom membuat penemuan menakjubkan: galaksi-galaksi jauh saling berhamburan ke segala arah. Untuk memahami bagaimana hal ini terjadi, Anda dapat menggunakan balon dan melakukan percobaan sederhana dengannya.

Dengan menggunakan tinta, spidol, atau cat, gambarlah lingkaran kecil atau coretan untuk melambangkan galaksi pada bola. Saat Anda mulai mengembang balon, “galaksi” yang ditarik akan semakin menjauh satu sama lain. Inilah yang terjadi di Alam Semesta.

Galaksi bergerak cepat, bintang-bintang lahir, hidup dan mati di dalamnya. Dan bukan hanya bintang, tapi juga planet, karena di Alam Semesta mungkin terdapat banyak sistem bintang, serupa dan berbeda dengan Tata Surya kita, yang lahir di Galaksi kita. Baru-baru ini, para astronom telah menemukan sekitar 300 planet yang mengorbit bintang lain.

Andromeda adalah galaksi yang juga populer seperti M31 dan NGC224. Ini adalah formasi spiral yang terletak pada jarak sekitar 780 kp (2,5 juta tahun cahaya) dari Bumi.

Andromeda adalah galaksi yang paling dekat dengan Bima Sakti. Namanya diambil dari nama putri mitos dengan nama yang sama. Pengamatan pada tahun 2006 menyimpulkan bahwa terdapat sekitar satu triliun bintang di sini - setidaknya dua kali lebih banyak dari jumlah bintang di Bima Sakti, yang jumlahnya sekitar 200 - 400 miliar. Para ilmuwan percaya bahwa tabrakan antara Bima Sakti dan galaksi Andromeda akan terjadi terjadi dalam waktu sekitar 3,75 miliar tahun, dan pada akhirnya sebuah galaksi elips atau cakram besar akan terbentuk. Tapi lebih dari itu nanti. Pertama, mari kita cari tahu seperti apa rupa “putri mitos”.

Gambar menunjukkan Andromeda. Galaksi memiliki garis-garis putih dan biru. Mereka membentuk cincin di sekelilingnya dan menutupi bintang-bintang besar yang panas dan membara. Pita biru-abu-abu tua sangat kontras dengan cincin terang ini dan menunjukkan area di mana pembentukan bintang baru saja dimulai dalam kepompong awan padat. Jika diamati pada bagian spektrum yang terlihat, cincin Andromeda lebih mirip lengan spiral. Dalam spektrum ultraviolet, formasi ini agak menyerupai struktur cincin. Mereka sebelumnya ditemukan oleh teleskop NASA. Para ahli astrologi percaya bahwa cincin-cincin ini menunjukkan pembentukan sebuah galaksi sebagai akibat dari tabrakan dengan galaksi tetangganya lebih dari 200 juta tahun yang lalu.

Seperti Bima Sakti, Andromeda juga memiliki sejumlah satelit mini, 14 di antaranya telah ditemukan. Yang paling terkenal adalah M32 dan M110. Tentu saja, kecil kemungkinannya bintang-bintang di setiap galaksi akan bertabrakan, karena jarak antar galaksi sangat jauh. Para ilmuwan masih memiliki gagasan yang kabur tentang apa yang akan terjadi dalam kenyataan. Tapi nama untuk bayi baru lahir di masa depan telah ditemukan. Mammoth - inilah yang oleh para ilmuwan disebut sebagai galaksi besar yang masih belum lahir.

Tabrakan bintang

Andromeda adalah galaksi dengan 1 triliun bintang (1012), dan Bima Sakti memiliki 1 miliar (3*1011). Namun, kemungkinan terjadinya tumbukan antar benda langit dapat diabaikan karena jarak antar keduanya sangat jauh. Misalnya, bintang terdekat dengan Matahari, Proxima Centauri, terletak pada jarak 4,2 tahun cahaya (4*1013 km), atau 30 juta (3*107) diameter Matahari. Bayangkan tokoh kita adalah bola tenis meja. Kemudian Proxima Centauri akan terlihat seperti kacang polong, terletak pada jarak 1.100 km darinya, dan Bima Sakti sendiri akan terbentang lebar 30 juta km. Bahkan bintang-bintang di pusat galaksi (dan khususnya di mana gugus terbesarnya berada) terletak pada jarak 160 miliar (1,6 * 1011) km. Itu seperti satu bola tenis meja untuk setiap 3,2 km. Oleh karena itu, kemungkinan dua bintang bertabrakan selama penggabungan galaksi sangatlah kecil.

Tabrakan lubang hitam

Galaksi Andromeda dan Bima Sakti memiliki pusat lubang hitam supermasif: Sagitarius A (3,6 * 106 massa matahari) dan sebuah objek di dalam gugus P2 Inti Galaksi. Lubang hitam ini akan berkumpul di satu titik dekat pusat galaksi yang baru terbentuk, mentransfer energi orbital ke bintang-bintang, yang pada akhirnya akan berpindah ke lintasan yang lebih tinggi. Proses di atas bisa memakan waktu jutaan tahun. Ketika lubang hitam berada dalam jarak satu tahun cahaya satu sama lain, mereka akan mulai memancarkan gelombang gravitasi. Energi orbital akan menjadi lebih kuat hingga penggabungan selesai. Berdasarkan data pemodelan yang dilakukan pada tahun 2006, Bumi mungkin pertama kali terlempar hampir ke pusat galaksi yang baru terbentuk, kemudian melewati dekat salah satu lubang hitam dan terlempar keluar dari batas Bima Sakti.

Konfirmasi teori

Galaksi Andromeda mendekati kita dengan kecepatan kurang lebih 110 km per detik. Hingga tahun 2012, belum ada cara untuk mengetahui apakah tabrakan akan terjadi atau tidak. Teleskop Luar Angkasa Hubble membantu para ilmuwan menyimpulkan bahwa hal ini hampir tidak bisa dihindari. Setelah menelusuri pergerakan Andromeda pada tahun 2002 hingga 2010, disimpulkan bahwa tabrakan tersebut akan terjadi sekitar 4 miliar tahun lagi.

Fenomena serupa tersebar luas di luar angkasa. Misalnya, Andromeda diyakini pernah berinteraksi dengan setidaknya satu galaksi di masa lalu. Dan beberapa galaksi katai, seperti SagDEG, terus bertabrakan dengan Bima Sakti, menciptakan satu formasi.

Penelitian juga menunjukkan bahwa M33, atau Galaksi Triangulum, anggota Grup Lokal terbesar dan paling terang ketiga, juga akan berpartisipasi dalam acara ini. Nasibnya yang paling mungkin adalah masuknya objek yang terbentuk setelah penggabungan ke orbit, dan di masa depan yang jauh - penyatuan akhir. Namun, tabrakan M33 dengan Bima Sakti sebelum Andromeda mendekat, atau Tata Surya kita terlempar melampaui batas Grup Lokal, tidak termasuk.

Nasib Tata Surya

Para ilmuwan dari Harvard mengklaim bahwa waktu penggabungan galaksi akan bergantung pada kecepatan tangensial Andromeda. Berdasarkan perhitungan, disimpulkan bahwa terdapat kemungkinan 50% bahwa selama penggabungan Tata Surya akan terlempar kembali ke jarak tiga kali lebih besar dari jarak saat ini ke pusat Bima Sakti. Tidak jelas secara pasti bagaimana perilaku galaksi Andromeda. Planet Bumi juga terancam. Para ilmuwan mengatakan ada kemungkinan 12% bahwa suatu saat setelah tabrakan kita akan terlempar kembali ke luar batas “rumah” kita sebelumnya. Namun peristiwa ini kemungkinan besar tidak akan menimbulkan dampak buruk yang besar terhadap Tata Surya, dan benda-benda langit tidak akan hancur.

Jika kita mengecualikan rekayasa planet, maka pada saat galaksi bertabrakan, permukaan bumi akan menjadi sangat panas dan tidak akan ada air yang tersisa di dalamnya dalam keadaan berair, sehingga tidak ada kehidupan.

Kemungkinan efek samping

Ketika dua galaksi spiral bergabung, hidrogen yang ada di piringannya terkompresi. Pembentukan intensif bintang-bintang baru dimulai. Misalnya, hal ini dapat diamati di galaksi NGC 4039 yang berinteraksi, atau dikenal sebagai Galaksi Antena. Jika Andromeda dan Bima Sakti bergabung, diyakini hanya akan ada sedikit gas yang tersisa di piringannya. Pembentukan bintang tidak akan sekuat itu, meskipun kelahiran quasar sangat mungkin terjadi.

Hasil penggabungan

Para ilmuwan secara tentatif menyebut galaksi yang terbentuk selama penggabungan tersebut sebagai Milkomeda. Hasil simulasi menunjukkan bahwa objek yang dihasilkan akan berbentuk elips. Pusatnya akan memiliki kepadatan bintang yang lebih rendah dibandingkan galaksi elips modern. Namun bentuk disk juga dimungkinkan. Banyak hal yang bergantung pada seberapa banyak gas yang tersisa di Bima Sakti dan Andromeda. Dalam waktu dekat, sisa galaksi Grup Lokal akan bergabung menjadi satu objek, dan ini akan menandai dimulainya tahap evolusi baru.

Fakta tentang Andromeda

Andromeda adalah Galaksi terbesar di Grup Lokal. Tapi mungkin bukan yang paling masif. Para ilmuwan berpendapat bahwa terdapat lebih banyak materi gelap yang terkonsentrasi di Bima Sakti, dan inilah yang membuat galaksi kita lebih masif. Para ilmuwan akan mempelajari Andromeda untuk memahami asal usul dan evolusi formasi serupa, karena ini adalah galaksi spiral yang paling dekat dengan kita. Andromeda tampak menakjubkan dari Bumi. Bahkan banyak yang berhasil memotretnya. Andromeda memiliki inti galaksi yang sangat padat. Tidak hanya bintang-bintang besar yang terletak di pusatnya, tetapi setidaknya ada satu lubang hitam supermasif yang tersembunyi di intinya. Lengan spiralnya bengkok akibat interaksi gravitasi dengan dua galaksi tetangga: M32 dan M110. Setidaknya ada 450 gugus bintang globular yang mengorbit di dalam Andromeda. Diantaranya adalah beberapa yang terpadat yang pernah ditemukan. Galaksi Andromeda merupakan objek terjauh yang bisa dilihat dengan mata telanjang. Anda memerlukan sudut pandang yang bagus dan cahaya terang yang minimal.

Sebagai penutup, saya ingin menyarankan pembaca untuk lebih sering mengarahkan pandangan mereka ke langit berbintang. Ini menyimpan banyak hal baru dan tidak diketahui. Temukan waktu luang untuk mengamati luar angkasa di akhir pekan. Galaksi Andromeda di langit merupakan pemandangan yang patut disaksikan.