Galaxia susediaca s našou. Galaxia Andromeda a Mliečna dráha: pohyb smerom k sebe

Vedci už nejaký čas vedia, že galaxia Mliečna dráha nie je jediná vo vesmíre. Okrem našej galaxie, ktorá je súčasťou Miestnej skupiny – kolekcie 54 galaxií a trpasličích galaxií – sme aj súčasťou väčšej formácie známej aj ako Kopa galaxií v Panne. Môžeme teda povedať, že Mliečna dráha má veľa susedov.

Z nich väčšina ľudí verí, že galaxia Andromeda je naším najbližším galaktickým susedom. Ale v skutočnosti je Andromeda najbližšie špirála Galaxia, ale vôbec nie najbližšia Galaxia. Tento rozdiel sa týka formovania toho, čo sa v skutočnosti nachádza v samotnej Mliečnej dráhe, trpasličej galaxii, ktorá je známa ako Canis Major Trpasličia Galax (aka. Canis Major).

Tento hviezdny útvar sa nachádza asi 42 000 svetelných rokov od galaktického stredu a len 25 000 svetelných rokov od našej slnečnej sústavy. Vďaka tomu je k nám bližšie ako k stredu našej vlastnej galaxie, ktorá je od slnečnej sústavy vzdialená 30 000 svetelných rokov.

Pred jej objavom astronómovia verili, že trpasličia galaxia Strelec je najbližším galaktickým útvarom v našej vlastnej galaxii. Táto galaxia, ktorá je od Zeme vzdialená 70 000 svetelných rokov, bola v roku 1994 identifikovaná ako bližšie k nám ako Veľké Magellanovo mračno, trpasličia galaxia vzdialená 180 000 svetelných rokov, ktorá mala predtým titul nášho najbližšieho suseda.

To všetko sa zmenilo v roku 2003, keď bola trpasličia galaxia Canis Major objavená pomocou Two Micron Survey Survey (2MASS), astronomickou misiou, ktorá sa uskutočnila v rokoch 1997 až 2001.

Pomocou ďalekohľadov umiestnených na MT. Hopkinsovo observatórium v ​​Arizone (pre severnú pologuľu) a na Medziamerickom observatóriu v Čile na južnej pologuli boli astronómovia schopní vykonať komplexný prieskum oblohy v infračervenom svetle, ktoré nie je blokované plynom a prachom tak silno ako viditeľné svetlo.

Vďaka tejto technike boli astronómovia schopní odhaliť veľmi významnú hustotu obrovských hviezd triedy M na oblohe obsadenej súhvezdím Veľkého psa, ako aj niekoľko ďalších súvisiacich štruktúr v rámci tohto typu hviezdy, z ktorých dve majú vzhľad široké, omdlievajúce oblúky (ako je vidieť na obrázku vyššie).

Prevaha hviezd triedy M je to, čo uľahčilo detekciu formácie. Títo chladní „červení trpaslíci“ nie sú príliš jasní v porovnaní s inými triedami hviezd a nie je možné ich vidieť ani voľným okom. V infračervenom pásme však svietia veľmi jasne a objavili sa vo veľkom počte.

Okrem svojho zloženia má Galaxia takmer eliptický tvar a predpokladá sa, že obsahuje toľko hviezd ako trpasličia eliptická galaxia Strelec, predchádzajúci uchádzač o galaxiu najbližšie k našej polohe v Mliečnej dráhe.

Okrem trpasličej galaxie je za ňou viditeľný dlhý reťazec hviezd. Táto zložitá prstencová štruktúra - niekedy nazývaná prstenec Monoceros - sa trikrát otočí okolo galaxie. Sprcha bola prvýkrát objavená na začiatku 21. storočia astronómami vykonávajúcimi Sloan Digital Sky Survey.

Počas skúmania tohto prstenca hviezd a blízko seba umiestnených skupín guľových hviezdokôp podobných tým, ktoré sú spojené s trpasličou galaxiou Strelec, bola objavená hlavná trpasličia galaxia Canis.

Súčasná teória hovorí, že táto galaxia bola zlúčená (alebo absorbovaná) do galaxie Mliečna dráha. Iné guľové hviezdokopy obiehajúce okolo stredu Mliečnej dráhy ako satelit - to znamená NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 a NGC 2808 - boli pravdepodobne súčasťou Veľkej trpasličej galaxie Canis pred jej akreáciou.

Objav tejto galaxie a následná analýza hviezd, ktoré sú s ňou spojené, poskytuje určitú podporu pre súčasnú teóriu, že galaxie môžu zväčšiť veľkosť tým, že pohltia svojich menších susedov. Mliečna dráha sa stala tým, čím je teraz, požierajúc iné galaxie ako veľký pes a pokračuje v tom aj dnes. A keďže hviezdy Veľkej trpasličej galaxie psovitých šeliem sú už technicky súčasťou Mliečnej dráhy, je to podľa definície najbližšia galaxia k nám.

Astronómovia tiež veria, že veľké psie trpasličie galaxie sú v procese odťahované gravitačným poľom masívnejšej galaxie Mliečna dráha. Hlavné teleso galaxie je už extrémne degradované a tento proces bude pokračovať a bude cestovať okolo a po celej našej Galaxii. Počas akrécie je pravdepodobné, že trpasličia galaxia Veľkého psa skončí uložením 1 miliardy z 200 až 400 miliárd hviezd, ktoré sú už súčasťou Mliečnej dráhy.

Pred objavom v roku 2003 to bola trpasličia eliptická galaxia Strelec, ktorá zastávala pozíciu najbližšej galaxie tej našej. 75 000 svetelných rokov ďaleko. Táto trpasličia galaxia, ktorá pozostáva zo štyroch guľových hviezdokôp s priemerom asi 10 000 svetelných rokov, bola objavená v roku 1994. Predtým bol Veľký Magellanov oblak považovaný za nášho najbližšieho suseda.

Galaxia Andromeda (M31) je k nám najbližšia špirálová galaxia. Hoci – gravitačne – je spojená s Mliečnou dráhou, stále to nie je najbližšia Galaxia – vzdialená 2 milióny svetelných rokov. Andromeda sa v súčasnosti približuje k našej galaxii rýchlosťou asi 110 kilometrov za sekundu. Očakáva sa, že približne za 4 miliardy rokov sa galaxia Andromeda spojí a vytvorí jednu supergalaxiu.

Upierajúc svoj pohľad na hviezdy, ľudstvo už dlho túžilo zistiť, čo tam je – v priepasti vesmíru, aké zákony tam platia a či existujú inteligentné bytosti. Žijeme v 21. storočí, to je doba, kedy sú lety do vesmíru bežnou súčasťou nášho života, samozrejme, ľudia ešte nelietajú na kozmických lodiach, ako na lietadlách na Zemi, ale správy o štartoch a pristátiach všelijakých výskumov sondy sú už celkom bežné. Zatiaľ sa len Mesiac, náš satelit, stal prvým a jediným mimozemským objektom, kam človek vkročil, ďalšou etapou bude pristátie človeka na Marse. Ale v tomto článku nebudeme hovoriť o „červenej planéte“ alebo dokonca o najbližšej hviezde, budeme diskutovať o zvedavej otázke, aká je vzdialenosť k najbližšej galaxii. Aj keď z technického hľadiska nie sú v súčasnosti takéto dlhé lety realizovateľné, stále je zaujímavé poznať približné načasovanie „cesty“.

Ak si o tom prečítate náš článok, pochopíte, že presun vesmírnej lode do blízkej galaxie je niečo nepredstaviteľné. S dnešnými technológiami je veľmi ťažké letieť, nieto ešte do galaxie, ku hviezde. Zdá sa to však nemožné, ak sa spoliehame na klasické fyzikálne zákony (rýchlosť svetla neprekročíte) a technológiu spaľovania paliva v motoroch, nech už sú akokoľvek pokročilé. Najprv si povedzme o vzdialenosti medzi našou galaxiou a najbližšou galaxiou, aby ste pochopili obrovský rozsah hypotetickej cesty.

Vzdialenosti k blízkym galaxiám

Žijeme v galaxii nazývanej Mliečna dráha, ktorá má špirálovitú štruktúru a obsahuje približne 400 miliárd hviezd. Svetlo prekoná vzdialenosť z jedného konca na druhý za približne stotisíc rokov. Najbližšie k našej je galaxia Andromeda, ktorá má tiež špirálovitú štruktúru, je však hmotnejšia a obsahuje približne jeden bilión hviezd. Tieto dve galaxie sa k sebe postupne približujú rýchlosťou 100-150 kilometrov za sekundu za štyri miliardy rokov sa „zlúčia“ do jedného celku. Ak ľudia po toľkých rokoch stále žijú na Zemi, nezaznamenajú žiadne zmeny okrem postupnej zmeny hviezdnej oblohy, pretože... vzdialenosti medzi hviezdami, potom sú šance na zrážku veľmi malé.

Vzdialenosť k najbližšej galaxii je približne 2,5 milióna svetelných rokov, t.j. Svetlu z galaxie Andromeda trvá 2,5 milióna rokov, kým dosiahne Mliečnu dráhu.

Existuje aj „minigalaxia“, ktorá sa nazývala „Veľký Magellanov mrak“, má malú veľkosť a postupne sa zmenšuje, že sa Magellanov mrak nezrazí s našou galaxiou, pretože má inú trajektóriu. Vzdialenosť od tejto galaxie je približne 163 tisíc svetelných rokov, je nám najbližšia, no pre jej veľkosť vedci radšej nazývajú galaxiu Andromeda, ktorá je nám najbližšie.

Let do Andromedy na najrýchlejšej a najmodernejšej vesmírnej lodi, ktorá bola doteraz postavená, bude trvať až 46 miliárd rokov! Je ľahšie „čakať“, kým ona sama poletí na Mliečnu dráhu „iba“ za 4 miliardy rokov.

Vysokorýchlostná "slepá ulička"

Ako ste pochopili z tohto článku, je „problémové“, aby aj svetlo dosiahlo najbližšiu medzigalaktickú vzdialenosť. Ľudstvo musí hľadať iné spôsoby pohybu vo vesmíre ako „štandardné“ palivové motory. Samozrejme, v tomto štádiu nášho vývoja musíme „kopať“ týmto smerom; vývoj vysokorýchlostných motorov nám pomôže rýchlo preskúmať rozľahlosť našej slnečnej sústavy, človek bude môcť vkročiť nielen na Mars, ale aj na iných planétach, napríklad na Titane, satelite Saturnu, ktorý je už dlho predmetom záujmu vedcov.

Možno, že na vylepšenej vesmírnej lodi budú môcť ľudia lietať aj k Proxime Centauri, najbližšej hviezde k nám, a ak sa ľudstvo naučí dosahovať rýchlosť svetla, potom bude možné lietať k blízkym hviezdam o roky, nie o tisícročia. . Ak hovoríme o medzigalaktických letoch, tak treba hľadať úplne iné spôsoby pohybu vo vesmíre.

Možné spôsoby, ako prekonať obrovské vzdialenosti

Vedci sa už dlho snažia pochopiť povahu „“ - masívnych objektov s takou silnou gravitáciou, že z ich hĺbok nemôže uniknúť ani svetlo, vedci naznačujú, že supergravitácia takýchto „dier“ môže preraziť „látku“ priestoru a otvorených ciest; do niektorých ďalších bodov nášho vesmíru. Aj keby to bola pravda, spôsob cestovania čiernymi dierami má viacero nevýhod, z ktorých hlavnou je „neplánovaný“ pohyb, t.j. ľudia na vesmírnej lodi si nebudú môcť vybrať bod vo vesmíre, kam chcú ísť, poletia tam, kam diera „chce“.

Taktiež sa takáto cesta môže stať jednosmernou, pretože... otvor sa môže zrútiť alebo zmeniť svoje vlastnosti. Navyše, silná gravitácia môže ovplyvniť nielen priestor, ale aj čas, t.j. astronauti budú lietať akoby do budúcnosti, pre nich bude čas plynúť ako obvykle, ale na Zemi môžu uplynúť roky či dokonca storočia, kým sa vrátia (tento paradox dobre ukazuje nedávny film „Interstellar“).

Vedci zaoberajúci sa kvantovou mechanikou zistili úžasný fakt: ukázalo sa, že rýchlosť svetla nie je limitom pohybu vo vesmíre, na mikroúrovni sú častice, ktoré sa na okamih objavia v jednom bode vo vesmíre a potom zmiznú. a objavia sa v inom, vzdialenosť pre nich nemá žiadny význam.

„Teória strún“ uvádza, že náš svet má viacrozmernú štruktúru (11 dimenzií), možno sa pochopením týchto princípov naučíme pohybovať sa na akúkoľvek vzdialenosť. Vesmírna loď ani nebude musieť nikam lietať a zrýchľovať, pričom pri státí bude môcť pomocou akéhosi gravitačného generátora zrútiť priestor, čím sa dostane do akéhokoľvek bodu.

Sila vedeckého pokroku

Vedecký svet by mal venovať väčšiu pozornosť mikrokozmu, pretože možno práve tu ležia odpovede na otázky rýchleho pohybu po celom Vesmíre, bez revolučných objavov v tejto oblasti ľudstvo neprekoná veľké kozmické vzdialenosti. Našťastie pre tieto štúdie bol zostrojený výkonný urýchľovač častíc – Veľký hadrónový urýchľovač, ktorý vedcom pomôže pochopiť svet elementárnych častíc.

Dúfame, že v tomto článku sme podrobne hovorili o vzdialenosti k najbližšej galaxii, sme si istí, že skôr alebo neskôr sa človek naučí prekonávať vzdialenosti miliónov svetelných rokov, možno sa potom stretneme s našimi „bratmi“; , aj keď autor týchto riadkov verí, že sa tak stane skôr. Môžete napísať samostatné pojednanie o význame a dôsledkoch stretnutia, toto, ako sa hovorí, je „iný príbeh“.

GALAXIE, „extragalaktické hmloviny“ alebo „ostrovné vesmíry“, sú obrovské hviezdne systémy, ktoré obsahujú aj medzihviezdny plyn a prach. Slnečná sústava je súčasťou našej Galaxie – Mliečnej dráhy. Celý vesmír, až po hranice, kam môžu preniknúť najsilnejšie teleskopy, je plný galaxií. Astronómovia ich napočítajú najmenej miliardu. Najbližšia galaxia sa nachádza vo vzdialenosti asi 1 milión svetelných rokov od nás. rokov (10 19 km) a najvzdialenejšie galaxie zaznamenané ďalekohľadmi sú vzdialené miliardy svetelných rokov. Štúdium galaxií je jednou z najambicióznejších úloh v astronómii.

Historické informácie. Najjasnejšie a k nám najbližšie vonkajšie galaxie – Magellanove oblaky – sú viditeľné voľným okom na južnej pologuli oblohy a Arabi ich poznali už v 11. storočí, ako aj najjasnejšiu galaxiu na severnej pologuli – tzv. Veľká hmlovina v Andromede. Znovuobjavením tejto hmloviny v roku 1612 pomocou teleskopu nemeckým astronómom S. Mariusom (1570–1624) sa začalo vedecké štúdium galaxií, hmlovín a hviezdokôp. Mnoho hmlovín objavili rôzni astronómovia v 17. a 18. storočí; potom boli považované za oblaky svietiaceho plynu.

Myšlienkou hviezdnych systémov za galaxiou sa prvýkrát zaoberali filozofi a astronómovia 18. storočia: E. Swedenborg (1688–1772) vo Švédsku, T. Wright (1711–1786) v Anglicku, I. Kant (1724– 1804) v Prusku, I. .Lambert (1728–1777) v Alsasku a W. Herschel (1738–1822) v Anglicku. Avšak až v prvej štvrtine 20. storočia. existencia „ostrovných vesmírov“ bola jednoznačne dokázaná najmä vďaka práci amerických astronómov G. Curtisa (1872–1942) a E. Hubbla (1889–1953). Dokázali, že vzdialenosti od najjasnejších, a teda aj najbližších „bielych hmlovín“ výrazne presahujú veľkosť našej Galaxie. Hubble v období rokov 1924 až 1936 posunul hranicu výskumu galaxií z blízkych systémov až na hranicu 2,5-metrového ďalekohľadu na Mount Wilson Observatory, t.j. až niekoľko stoviek miliónov svetelných rokov.

V roku 1929 Hubble objavil vzťah medzi vzdialenosťou ku galaxii a rýchlosťou jej pohybu. Tento vzťah, Hubbleov zákon, sa stal pozorovacím základom modernej kozmológie. Po skončení 2. svetovej vojny sa začalo aktívne štúdium galaxií pomocou nových veľkých ďalekohľadov s elektronickými zosilňovačmi svetla, automatickými meracími strojmi a počítačmi. Objav rádiovej emisie z našich a iných galaxií poskytol novú príležitosť na štúdium vesmíru a viedol k objavu rádiových galaxií, kvazarov a iných prejavov aktivity v jadrách galaxií. Mimoatmosférické pozorovania z geofyzikálnych rakiet a satelitov umožnili odhaliť emisiu röntgenového žiarenia z jadier aktívnych galaxií a kôp galaxií.

Ryža. 1. Klasifikácia galaxií podľa Hubbleovho teleskopu

Prvý katalóg „hmlovín“ publikoval v roku 1782 francúzsky astronóm Charles Messier (1730–1817). Tento zoznam zahŕňa hviezdokopy a plynné hmloviny našej Galaxie, ako aj extragalaktické objekty. Messierove čísla objektov sa používajú dodnes; napríklad Messier 31 (M 31) je slávna hmlovina Andromeda, najbližšia veľká galaxia pozorovaná v súhvezdí Andromeda.

Systematický prieskum oblohy, ktorý začal W. Herschel v roku 1783, ho priviedol k objavu niekoľkých tisícok hmlovín na severnej oblohe. V tejto práci pokračoval jeho syn J. Herschel (1792–1871), ktorý robil pozorovania na južnej pologuli na Myse dobrej nádeje (1834–1838) a publikoval v roku 1864 Generálny adresár 5 tisíc hmlovín a hviezdokôp. V druhej polovici 19. stor. k týmto objektom pribudli novoobjavené a J. Dreyer (1852–1926) publikoval v roku 1888 Nový zdieľaný adresár (Nový všeobecný katalóg – NGC), vrátane 7814 objektov. S vydaním v roku 1895 a 1908 dvoch ďalších Index adresára(IC) počet objavených hmlovín a hviezdokôp presiahol 13 tisíc Označenie podľa katalógov NGC a IC sa odvtedy stalo všeobecne akceptovaným. Hmlovina Andromeda je teda označená buď M 31 alebo NGC 224. Samostatný zoznam 1249 galaxií jasnejších ako 13. magnitúda, založený na fotografickom prieskume oblohy, zostavili H. Shapley a A. Ames z Harvardského observatória v roku 1932 .

Toto dielo bolo výrazne rozšírené o prvé (1964), druhé (1976) a tretie (1991) vydanie Abstraktný katalóg jasných galaxií J. de Vaucouleurs a kolegovia. Rozsiahlejšie, ale menej podrobné katalógy založené na prezeraní fotografických tabuliek oblohy vydali v 60. rokoch F. Zwicky (1898–1974) v USA a B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) v ZSSR. Obsahujú cca. 30 tisíc galaxií do 15. magnitúdy. Podobný prieskum južnej oblohy bol nedávno dokončený pomocou 1-metrovej Schmidtovej kamery Európskeho južného observatória v Čile a 1,2-metrovej Schmidtovej kamery Spojeného kráľovstva v Austrálii.

Existuje príliš veľa galaxií slabších ako 15. magnitúda na to, aby sme ich zostavili. V roku 1967 boli publikované výsledky počítania galaxií jasnejších ako 19. magnitúda (severne od deklinácie 20), ktoré vykonali C. Schein a K. Virtanen pomocou platní 50 cm astrografu Lick Observatory. Takýchto galaxií bolo cca. 2 milióny, nepočítajúc tie, ktoré nám ukrýva široký prachový pás Mliečnej dráhy. A ešte v roku 1936 Hubble na observatóriu Mount Wilson spočítal počet galaxií až do 21. magnitúdy v niekoľkých malých oblastiach rozmiestnených rovnomerne po celej nebeskej sfére (severne od deklinácie 30). Podľa týchto údajov je na celej oblohe viac ako 20 miliónov galaxií jasnejších ako 21. magnitúda.

Klasifikácia. Existujú galaxie rôznych tvarov, veľkostí a svietivostí; niektoré sú izolované, ale väčšina z nich má susedov alebo satelity, ktoré na ne pôsobia gravitačne. Galaxie sú spravidla tiché, ale často sa vyskytujú aktívne. V roku 1925 Hubble navrhol klasifikáciu galaxií na základe ich vzhľadu. Neskôr ho zdokonalili Hubble a Shapley, potom Sandage a nakoniec Vaucouleurs. Všetky galaxie v nej sú rozdelené do 4 typov: eliptické, šošovkovité, špirálové a nepravidelné.

Eliptický(E) galaxie na fotografiách majú tvar elipsy bez ostrých hraníc a jasných detailov. Ich jas sa zvyšuje smerom k stredu. Sú to rotujúce elipsoidy pozostávajúce zo starých hviezd; ich zdanlivý tvar závisí od orientácie k línii pohľadu pozorovateľa. Pri pozorovaní zboku dosahuje pomer dĺžok krátkej a dlhej osi elipsy  5/10 (označ. E5).

Ryža. 2. Eliptická galaxia ESO 325-G004

Lentikulárny(L alebo S 0) galaxie sú podobné eliptickým, ale okrem sféroidnej zložky majú tenký, rýchlo rotujúci rovníkový disk, niekedy s prstencovými štruktúrami, ako sú prstence Saturna. Lentikulárne galaxie pozorované zboku vyzerajú stlačenejšie ako eliptické: pomer ich osí dosahuje 2/10.

Ryža. 2. Galaxia Vreteno (NGC 5866), šošovkovitá galaxia v súhvezdí Draka.

Špirála(S) galaxie sa tiež skladajú z dvoch zložiek - sféroidnej a plochej, ale s viac či menej vyvinutou špirálovou štruktúrou v disku. Pozdĺž sekvencie podtypov So, Sb, Sc, SD(od „skorých“ po „neskoré“ špirály) sa špirálové ramená stávajú hrubšími, zložitejšími a menej skrútenými a sféroid (centrálna kondenzácia, resp. vydutie) klesá. Špirálové galaxie na okraji nemajú viditeľné špirálové ramená, ale typ galaxie možno určiť podľa relatívnej jasnosti vydutiny a disku.

Ryža. 2. Príklad špirálovej galaxie, galaxie Veterník (Messier 101 alebo NGC 5457)

Nesprávne(ja) galaxie sú dvoch hlavných typov: Magellanov typ, t.j. typu Magellanove oblaky, pokračujúc v slede špirál od Sm do Im a nemagellanovského typu ja 0, ktoré majú chaotické tmavé prachové pásy na vrchu sféroidnej alebo diskovej štruktúry, ako je šošovkovitá alebo skorá špirála.

Ryža. 2. NGC 1427A, príklad nepravidelnej galaxie.

Typy L A S spadajú do dvoch rodín a dvoch typov v závislosti od prítomnosti alebo neprítomnosti lineárnej štruktúry prechádzajúcej stredom a pretínajúcej disk ( bar), ako aj centrálne symetrický prstenec.

Ryža. 2. Počítačový model galaxie Mliečna dráha.

Ryža. 1. NGC 1300, príklad špirálovej galaxie s priečkou.

Ryža. 1. TROJROZMERNÁ KLASIFIKÁCIA GALAXÍ. Hlavné typy: E, L, S, I E umiestnené postupne od Im do ; obyčajných rodín A a prekrížené B; typu s

A r Sb.

Existujú aj iné klasifikačné schémy pre galaxie založené na jemnejších morfologických detailoch, ale objektívna klasifikácia založená na fotometrických, kinematických a rádiových meraniach ešte nebola vyvinutá.

Zlúčenina.

Dve štrukturálne zložky – sféroid a disk – odrážajú rozdiel v hviezdnej populácii galaxií, ktorú v roku 1944 objavil nemecký astronóm W. Baade (1893–1960). Obyvateľstvo I

, prítomný v nepravidelných galaxiách a špirálových ramenách, obsahuje modrých obrov a supergiantov spektrálnych tried O a B, červených supergiantov tried K a M a medzihviezdny plyn a prach s jasnými oblasťami ionizovaného vodíka. Obsahuje tiež hviezdy hlavnej postupnosti s nízkou hmotnosťou, ktoré sú viditeľné v blízkosti Slnka, ale vo vzdialených galaxiách sú nerozoznateľné. Obyvateľstvo II

, prítomný v eliptických a šošovkovitých galaxiách, ako aj v centrálnych oblastiach špirál a guľových hviezdokôp, obsahuje červených obrov z triedy G5 až K5, podobrov a pravdepodobne podtrpaslíkov; Nachádzajú sa v nej planetárne hmloviny a pozorujú sa výrony nov (obr. 3). Na obr. Obrázok 4 ukazuje vzťah medzi spektrálnymi typmi (alebo farbami) hviezd a ich svietivosťou pre rôzne populácie. Ryža. 3. HVIEZDNE POPULÁCIE . Fotografia špirálovej galaxie, hmloviny Andromeda, ukazuje, že v jej disku sú sústredení modrí obri a superobri I. populácie a centrálna časť pozostáva z červených hviezd populácie II. Viditeľné sú aj satelity hmloviny Andromeda: galaxia NGC 205 ( dole) a M 32 (

vľavo hore).

Najjasnejšie hviezdy na tejto fotografii patria do našej Galaxie.

Ryža. 4. HERZSPRUNG-RUSSELLOV DIAGRAM.  Meranie vzdialeností vzdialených galaxií je založené na absolútnej škále vzdialeností k hviezdam našej Galaxie. Inštaluje sa niekoľkými spôsobmi. Najzásadnejšou je metóda trigonometrických paralax, platná do vzdialenosti 300 sv. rokov. Zvyšné metódy sú nepriame a štatistické; sú založené na štúdiu vlastných pohybov, radiálnych rýchlostí, jasu, farby a spektra hviezd. Na ich základe sú absolútne hodnoty New a premenné typu RR Lyra a Cepheus, ktoré sa stávajú primárnymi ukazovateľmi vzdialenosti k najbližším galaxiám, kde sú viditeľné. Guľové hviezdokopy, najjasnejšie hviezdy a emisné hmloviny týchto galaxií sa stávajú sekundárnymi indikátormi a umožňujú určiť vzdialenosti k vzdialenejším galaxiám. Nakoniec sa ako terciárne ukazovatele používajú priemery a svietivosti samotných galaxií. Ako meradlo vzdialenosti astronómovia zvyčajne používajú rozdiel medzi zdanlivou veľkosťou objektu m a jeho absolútnu veľkosť M ; táto hodnota ( m-M

) sa nazýva „zdanlivý modul vzdialenosti“. Ak chcete zistiť skutočnú vzdialenosť, musíte ju korigovať na absorpciu svetla medzihviezdnym prachom. V tomto prípade chyba zvyčajne dosahuje 10-20%. Mierka extragalaktickej vzdialenosti sa z času na čas reviduje, čo znamená, že sa menia aj iné parametre galaxií, ktoré závisia od vzdialenosti. V tabuľke 1 ukazuje najpresnejšie vzdialenosti k najbližším skupinám galaxií v súčasnosti. Vzdialenosti vzdialenejších galaxií, vzdialených miliardy svetelných rokov, sa odhadujú s nízkou presnosťou na základe ich červeného posunu ( pozri nižšie

: Povaha červeného posunu).
Tabuľka 1. VZDALENOSTI K NAJBLIŽŠÍM GALAXÍM, ICH SKUPINÁM A Zhlukom	Galaxia alebo skupina; táto hodnota ( )	Modul zdanlivej vzdialenosti (
Vzdialenosť, milión svetla rokov
Veľký Magellanov oblak
Malý Magellanov oblak
Skupina Andromeda (M 31)
Skupina sochárov
Skupina B. Ursa (M 81)
Zhluk v Panne

Zhluk v peci Svietivosť. Meraním povrchovej jasnosti galaxie sa získa celková svietivosť jej hviezd na jednotku plochy. Zmena povrchovej svietivosti so vzdialenosťou od stredu charakterizuje štruktúru galaxie.):

Eliptické systémy, ako najpravidelnejšie a najsymetrické, boli študované podrobnejšie ako iné; vo všeobecnosti sú opísané jedným zákonom svietivosti (obr. 5,. Meraním povrchovej jasnosti galaxie sa získa celková svietivosť jej hviezd na jednotku plochy. Zmena povrchovej svietivosti so vzdialenosťou od stredu charakterizuje štruktúru galaxie. A Ryža. 5. ROZDELENIE SVETLOSTI GALAXIE e) 1/4, kde typu– vzdialenosť od stredu a typu e je efektívny polomer, v rámci ktorého sa nachádza polovica celkovej svietivosti galaxie); b– šošovkovitá galaxia NGC 1553; V– tri normálne špirálové galaxie (vonkajšia časť každej čiary je rovná, čo naznačuje exponenciálnu závislosť svietivosti od vzdialenosti).

Údaje o lentikulárnych systémoch nie sú také úplné. b Profily ich svietivosti (obr. 5,

) sa líšia od profilov eliptických galaxií a majú tri hlavné oblasti: jadro, šošovku a obal. Zdá sa, že tieto systémy sú medzi eliptickými a špirálovými. SoŠpirály sú veľmi rôznorodé, ich štruktúra je zložitá a neexistuje jednotný zákon pre rozloženie ich svietivosti. Zdá sa však, že pre jednoduché špirály ďaleko od jadra sa povrchová svietivosť disku smerom k periférii exponenciálne znižuje. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká veľká, ako sa zdá pri pohľade na fotografie galaxií. SD Ramená pridávajú na svietivosti disku v modrom svetle najviac 20 % a v červenom výrazne menej. Príspevok k svietivosti z vydutia klesá z V).

Komu Cepheus, ktoré sa stávajú primárnymi ukazovateľmi vzdialenosti k najbližším galaxiám, kde sú viditeľné. Guľové hviezdokopy, najjasnejšie hviezdy a emisné hmloviny týchto galaxií sa stávajú sekundárnymi indikátormi a umožňujú určiť vzdialenosti k vzdialenejším galaxiám. Nakoniec sa ako terciárne ukazovatele používajú priemery a svietivosti samotných galaxií. Ako meradlo vzdialenosti astronómovia zvyčajne používajú rozdiel medzi zdanlivou veľkosťou objektu(obr. 5, ; táto hodnota ( Meraním zdanlivej veľkosti galaxie a jeho absolútnu veľkosť a určenie jeho dištančného modulu ( a jeho absolútnu veľkosť), vypočítajte absolútnu hodnotu a jeho absolútnu veľkosť. a jeho absolútnu veľkosť Najjasnejšie galaxie, okrem kvazarov,

 22, t.j. ich svietivosť je takmer 100 miliárd krát väčšia ako svietivosť Slnka. A najmenšie galaxie E umiestnené postupne od Sc10, t.j. svietivosť cca. 10 6 solárne. Rozdelenie počtu galaxií podľa a jeho absolútnu veľkosť Cepheus, ktoré sa stávajú primárnymi ukazovateľmi vzdialenosti k najbližším galaxiám, kde sú viditeľné. Guľové hviezdokopy, najjasnejšie hviezdy a emisné hmloviny týchto galaxií sa stávajú sekundárnymi indikátormi a umožňujú určiť vzdialenosti k vzdialenejším galaxiám. Nakoniec sa ako terciárne ukazovatele používajú priemery a svietivosti samotných galaxií. Ako meradlo vzdialenosti astronómovia zvyčajne používajú rozdiel medzi zdanlivou veľkosťou objektu, nazývaná „funkcia svietivosti“, je dôležitou charakteristikou galaktickej populácie vesmíru, ale nie je ľahké ju presne určiť. SD umiestnené postupne od Im Pre galaxie vybrané na určitú limitnú viditeľnú magnitúdu funguje svietivosť každého typu samostatne

takmer gaussovský (zvonovitý) s priemernou absolútnou hodnotou v modrých lúčoch

= 18,5 a disperzia  0,8 (obr. 6). Ale galaxie neskorého typu z. Meraním povrchovej jasnosti galaxie sa získa celková svietivosť jej hviezd na jednotku plochy. Zmena povrchovej svietivosti so vzdialenosťou od stredu charakterizuje štruktúru galaxie. a eliptické trpaslíky sú slabšie. b Pre kompletnú vzorku galaxií v danom objeme priestoru, napríklad v zhluku, sa funkcia svietivosti s klesajúcou svietivosťou strmo zvyšuje, t.j. a jeho absolútnu veľkosť počet trpasličích galaxií je mnohonásobne väčší ako počet obrovských< -16.

Ryža. 6. FUNKCIA GALAXY LUMINOSITY.

Keďže hviezdna hustota a svietivosť galaxií smerom von postupne klesá, otázka ich veľkosti v skutočnosti spočíva na schopnostiach ďalekohľadu, na jeho schopnosti zvýrazniť slabú žiaru vonkajších oblastí galaxie oproti žiare nočnej oblohy. Moderná technológia umožňuje zaznamenávať oblasti galaxií s jasom menším ako 1 % jasu oblohy; to je asi miliónkrát menej ako jasnosť galaktických jadier. Podľa tejto izofoty (čiara rovnakej jasnosti) sa priemery galaxií pohybujú od niekoľkých tisíc svetelných rokov v prípade trpasličích systémov až po stovky tisíc v prípade obrovských systémov. Priemery galaxií spravidla dobre korelujú s ich absolútnou svietivosťou. Spektrálna trieda a farba. ; umiestnené postupne od Prvý spektrogram galaxie - hmlovina Andromeda, ktorý v roku 1899 získal Yu Scheiner (1858–1913) na observatóriu v Postupime, svojimi absorpčnými čiarami pripomína spektrum Slnka. Masívny výskum spektier galaxií začal vytvorením „rýchlych“ spektrografov s nízkou disperziou (200–400 /mm); neskôr použitie elektronických zosilňovačov jasu obrazu umožnilo zvýšiť disperziu na 20–100/mm. ; Morganove pozorovania na Yerkes Observatory ukázali, že napriek zložitému hviezdnemu zloženiu galaxií sú ich spektrá zvyčajne blízke spektrám hviezd určitej triedy z r. Im K Sm; SD a medzi spektrom a morfologickým typom galaxie je badateľná korelácia. Spravidla triedne spektrum majú nepravidelné galaxie a špirály SD; Sc. ScŠpirály sú veľmi rôznorodé, ich štruktúra je zložitá a neexistuje jednotný zákon pre rozloženie ich svietivosti. Zdá sa však, že pre jednoduché špirály ďaleko od jadra sa povrchová svietivosť disku smerom k periférii exponenciálne znižuje. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká veľká, ako sa zdá pri pohľade na fotografie galaxií. Sb Trieda Spectra A–FŠpirály sú veľmi rôznorodé, ich štruktúra je zložitá a neexistuje jednotný zákon pre rozloženie ich svietivosti. Zdá sa však, že pre jednoduché špirály ďaleko od jadra sa povrchová svietivosť disku smerom k periférii exponenciálne znižuje. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká veľká, ako sa zdá pri pohľade na fotografie galaxií. pri špirálach. Sb; So Prechod z sprevádzaná zmenou spektra od; Prvý spektrogram galaxie - hmlovina Andromeda, ktorý v roku 1899 získal Yu Scheiner (1858–1913) na observatóriu v Postupime, svojimi absorpčnými čiarami pripomína spektrum Slnka. Masívny výskum spektier galaxií začal vytvorením „rýchlych“ spektrografov s nízkou disperziou (200–400 /mm); F ; F–G A; Prvý spektrogram galaxie - hmlovina Andromeda, ktorý v roku 1899 získal Yu Scheiner (1858–1913) na observatóriu v Postupime, svojimi absorpčnými čiarami pripomína spektrum Slnka. Masívny výskum spektier galaxií začal vytvorením „rýchlych“ spektrografov s nízkou disperziou (200–400 /mm);.

a špirály  , šošovkové a eliptické systémy majú spektrá  G  .  Pravda, neskôr sa ukázalo, že žiarenie galaxií spektrálnej triedy  v skutočnosti pozostáva zo zmesi svetla z obrovských hviezd spektrálnych tried  Okrem absorpčných čiar má mnoho galaxií viditeľné emisné čiary, ako napríklad emisné hmloviny Mliečnej dráhy. Typicky sú to vodíkové vedenia série Balmer, napríklad H SoŠpirály sú veľmi rôznorodé, ich štruktúra je zložitá a neexistuje jednotný zákon pre rozloženie ich svietivosti. Zdá sa však, že pre jednoduché špirály ďaleko od jadra sa povrchová svietivosť disku smerom k periférii exponenciálne znižuje. Merania ukazujú, že svietivosť špirálových ramien nie je taká veľká, ako sa zdá pri pohľade na fotografie galaxií. Im.

Okrem toho intenzita emisných čiar prvkov ťažších ako vodík (N, O, S) a pravdepodobne aj relatívny výskyt týchto prvkov od jadra k okrajom diskových galaxií klesá. Niektoré galaxie majú vo svojich jadrách nezvyčajne silné emisné čiary. V roku 1943 objavil K. Seifert zvláštny typ galaxie s veľmi širokými vodíkovými čiarami v jadrách, čo naznačuje ich vysokú aktivitu. Svietivosť týchto jadier a ich spektrá sa časom menia. Vo všeobecnosti sú jadrá Seyfertových galaxií podobné kvazarom, aj keď nie také silné. Pozdĺž morfologickej postupnosti galaxií sa mení integrálny index ich farby ( B–V A), t.j. rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe a žltá

V

lúče Priemerný farebný index hlavných typov galaxií je nasledovný:

Na tejto stupnici 0,0 zodpovedá bielej, 0,5 žltkastému a 1,0 červenkastému. Podrobná fotometria zvyčajne odhalí, že farba galaxie sa mení od jadra k okraju, čo naznačuje zmenu v zložení hviezd. Väčšina galaxií je vo svojich vonkajších oblastiach modrejšia ako v ich jadrách; To je oveľa výraznejšie v špirálach ako v eliptických, pretože ich disky obsahujú veľa mladých modrých hviezd.  / = rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe typu Nepravidelné galaxie, ktorým zvyčajne chýba jadro, sú často v strede modrejšie ako na okraji. Rotácia a hmotnosť. Rotácia galaxie okolo osi prechádzajúcej stredom vedie k zmene vlnovej dĺžky čiar v jej spektre: čiary z oblastí galaxie, ktoré sa k nám blížia, sa posúvajú do fialovej časti spektra a z ustupujúcich oblastí do červenej. (obr. 7). Podľa Dopplerovho vzorca je relatívna zmena vlnovej dĺžky čiary /c rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe typu, Kde rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe a jeho absolútnu veľkosť c typu a jeho absolútnu veľkosť je rýchlosť svetla a rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe a jeho absolútnu veľkosť– radiálna rýchlosť, t.j. zložka rýchlosti zdroja pozdĺž línie pohľadu. typu a jeho absolútnu veľkosť Obdobia revolúcie hviezd okolo centier galaxií sú stovky miliónov rokov a rýchlosť ich orbitálneho pohybu dosahuje 300 km/s. Rýchlosť otáčania disku zvyčajne dosiahne svoju maximálnu hodnotu (

) v určitej vzdialenosti od stredu (), a potom klesá (obr. 8). Blízko našej Galaxie = 230 km/s na vzdialenosť= 40 tisíc sv. rokov od centra: Ryža. 7. SPEKTRÁLNE ČIARY GALAXIE, rotujúce okolo osi N, keď je štrbina spektrografu orientovaná pozdĺž osi ab.

Čiara od ustupujúceho okraja galaxie ( b rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe) je odklonený smerom k červenej strane (R) a od približujúceho sa okraja ( rozdiel medzi veľkosťou galaxie v modrej farbe a ) – na ultrafialové (UV). Ryža. 8. KRIVKA OTÁČANIA GALAXIE

Absorpčné čiary a emisné čiary v spektrách galaxií majú rovnaký tvar, preto hviezdy a plyn v disku rotujú rovnakou rýchlosťou v rovnakom smere.

Keď podľa polohy tmavých prachových pásov na disku dokážeme pochopiť, ktorý okraj galaxie je bližšie k nám, môžeme zistiť smer skrútenia špirálových ramien: vo všetkých študovaných galaxiách zaostávajú, t.j. pohybom od stredu sa rameno ohýba v smere opačnom k ​​smeru otáčania. a jeho absolútnu veľkosť = Analýza rotačnej krivky nám umožňuje určiť hmotnosť galaxie. V najjednoduchšom prípade, prirovnaním gravitačnej sily k odstredivej sile, získame hmotnosť galaxie na obežnej dráhe hviezdy: typu 2 /sprevádzaná zmenou spektra od Rotácia a hmotnosť. sprevádzaná zmenou spektra od rV L- gravitačná konštanta. Analýza pohybu periférnych hviezd umožňuje odhadnúť celkovú hmotnosť. Naša galaxia má hmotnosť cca. 210 11 hmotnosti Slnka, pre hmlovinu Andromeda 410 11 , pre Veľký Magellanov oblak – 1510 9 . Hmotnosti diskových galaxií sú približne úmerné ich svietivosti (), takže vzťah Hmotnosti diskových galaxií sú približne úmerné ich svietivosti ( M/L

majú takmer rovnaké a pre svietivosť v modrých lúčoch rovnaké   5 v jednotkách slnečnej hmotnosti a svietivosti. Hmotnosť sféroidnej galaxie sa dá odhadnúť rovnakým spôsobom, pričom namiesto rýchlosti rotácie disku sa vezme rýchlosť chaotického pohybu hviezd v galaxii ( a jeho absolútnu veľkosť  ) – na ultrafialové (UV).  5 v jednotkách slnečnej hmotnosti a svietivosti. 2 /sprevádzaná zmenou spektra od Rotácia a hmotnosť. ) – na ultrafialové (UV). v

), ktorá sa meria šírkou spektrálnych čiar a nazýva sa disperzia rýchlosti:– polomer galaxie (viriálna veta).  Rozptyl rýchlosti hviezd v eliptických galaxiách je zvyčajne od 50 do 300 km/s a hmotnosti od 10 9 hmotností Slnka v trpasličích systémoch do 10 12 v obrovských. Rotácia galaxie okolo osi prechádzajúcej stredom vedie k zmene vlnovej dĺžky čiar v jej spektre: čiary z oblastí galaxie, ktoré sa k nám blížia, sa posúvajú do fialovej časti spektra a z ustupujúcich oblastí do červenej. (obr. 7). Podľa Dopplerovho vzorca je relatívna zmena vlnovej dĺžky čiary / Rádiové emisie  Mliečnu dráhu objavil K. Jánsky v roku 1931. Prvú rádiovú mapu Mliečnej dráhy získal G. Reber v roku 1945. Toto žiarenie prichádza v širokom rozsahu vlnových dĺžok   1 cm) a nazýva sa „kontinuálny“. Sú za to zodpovedné viaceré fyzikálne procesy, z ktorých najdôležitejším je synchrotrónové žiarenie medzihviezdnych elektrónov pohybujúcich sa takmer rýchlosťou svetla v slabom medzihviezdnom magnetickom poli. V roku 1950 R. Brown a K. Hazard (Jodrell Bank, Anglicko) objavili súvislú emisiu s vlnovou dĺžkou 1,9 m z hmloviny Andromeda a potom z mnohých ďalších galaxií. Normálne galaxie, ako je naša alebo M 31, sú slabými zdrojmi rádiových vĺn. V rádiovom dosahu vyžarujú sotva jednu milióntinu svojho optického výkonu. Ale v niektorých neobvyklých galaxiách je toto žiarenie oveľa silnejšie. Najbližšie „rádiové galaxie“ Panna A (M 87), Kentaur A (NGC 5128) a Perseus A (NGC 1275) majú rádiovú svietivosť 10 –4 10 –3 optickej. A pre vzácne objekty, ako je rádiová galaxia Cygnus A, sa tento pomer blíži k jednote. Len niekoľko rokov po objavení tohto silného rádiového zdroja bolo možné nájsť slabú galaxiu, ktorá je s ním spojená.

Mnoho slabých rádiových zdrojov, pravdepodobne spojených so vzdialenými galaxiami, ešte nebolo identifikovaných s optickými objektmi.

Pochopením toho, ako a kedy sa mohli objaviť galaxie, hviezdy a planéty, sú vedci bližšie k vyriešeniu jednej z hlavných záhad vesmíru. tvrdia, že v dôsledku veľkého tresku – a ten, ako už vieme, nastal pred 15 – 20 miliardami rokov (pozri „Veda a život“ č.) – vznikol presne ten druh materiálu, z ktorého vznikli nebeské telesá a ich zhluky mohli následne vzniknúť .

Planetárna plynová hmlovina Prsteň v súhvezdí Lýra.

Krabia hmlovina v súhvezdí Býka.

Veľká hmlovina Orión.

Hviezdokopa Plejády v súhvezdí Býka.

Hmlovina Andromeda je jedným z najbližších susedov našej Galaxie.

Satelity našej Galaxie sú galaktické zhluky hviezd: Malý (hore) a Veľký Magellanov mrak.

Eliptická galaxia v súhvezdí Kentaurus so širokým prachovým pásom. Niekedy sa nazýva cigara.

Jedna z najväčších špirálových galaxií viditeľná zo Zeme prostredníctvom výkonných ďalekohľadov.

Naša galaxia – Mliečna dráha – má miliardy hviezd a všetky sa pohybujú okolo jej stredu. V tomto obrovskom galaktickom kolotoči sa nekrútia len hviezdy. Existujú aj hmlisté škvrny alebo hmloviny. Nie je ich veľa viditeľných voľným okom. Iná vec je, ak sa na hviezdnu oblohu pozeráte ďalekohľadom alebo ďalekohľadom. Akú kozmickú hmlu uvidíme? Vzdialené malé skupiny hviezd, ktoré nie je možné vidieť jednotlivo, alebo niečo úplne, úplne iné?

Dnes už astronómovia vedia, čo je konkrétna hmlovina. Ukázalo sa, že sú úplne odlišné. Existujú hmloviny pozostávajúce z plynu, sú osvetlené hviezdami. Často majú okrúhly tvar, preto sa nazývajú planetárne. Mnohé z týchto hmlovín vznikli vývojom starnúcich masívnych hviezd. Príkladom „hmlistého zvyšku“ supernovy (o čom to je si povieme neskôr) je Krabia hmlovina v súhvezdí Býka. Táto hmlovina v tvare kraba je pomerne mladá. Je isté, že sa narodila v roku 1054. Existujú hmloviny, ktoré sú oveľa staršie, ich vek je desiatky a stovky tisíc rokov.

Planetárne hmloviny a zvyšky kedysi vybuchnutých supernov by sa dali nazvať monumentálne hmloviny. No sú známe aj iné hmloviny, v ktorých hviezdy nevyhasínajú, ale naopak sa rodia a rastú. Takou je napríklad hmlovina, ktorá je viditeľná v súhvezdí Orión, nazýva sa Veľká hmlovina v Orióne.

Ukázalo sa, že hmloviny, čo sú zhluky hviezd, sú úplne odlišné od nich. Zhluk Plejád je jasne viditeľný voľným okom v súhvezdí Býka. Pri pohľade na to je ťažké si predstaviť, že to nie je oblak plynu, ale stovky a tisíce hviezd. Existujú aj „bohatšie“ zhluky stoviek tisíc alebo dokonca miliónov hviezd! Takéto hviezdne „gule“ sa nazývajú guľové hviezdokopy. Celá skupina takýchto „spletencov“ obklopuje Mliečnu dráhu.

Väčšina hviezdokôp a hmlovín viditeľných zo Zeme, hoci sa nachádza vo veľmi veľkých vzdialenostiach od nás, stále patrí do našej Galaxie. Medzitým existujú veľmi vzdialené hmlisté škvrny, o ktorých sa ukázalo, že nejde o hviezdokopy alebo hmloviny, ale o celé galaxie!

Naším najznámejším galaktickým susedom je hmlovina Andromeda v súhvezdí Andromeda. Pri pohľade voľným okom sa javí ako zahmlený rozmazaný obraz. A na fotografiách urobených veľkými ďalekohľadmi sa hmlovina Andromeda javí ako nádherná galaxia. Prostredníctvom ďalekohľadu vidíme nielen množstvo hviezd, ktoré ho tvoria, ale aj hviezdne vetvy vychádzajúce zo stredu, ktoré sa nazývajú „špirály“ alebo „rukávy“. Veľkosťou je náš sused ešte väčší ako Mliečna dráha, jej priemer je asi 130 tisíc svetelných rokov.

Hmlovina Andromeda je najbližšia a najväčšia známa špirálová galaxia. Lúč svetla ide z neho na Zem „len“ asi dva milióny svetelných rokov. Ak by sme teda chceli pozdraviť „Androméďanov“ trúbením na nich jasným reflektorom, dozvedeli by sa o našom úsilí takmer o dva milióny rokov neskôr! A odpoveď od nich by nám prišla po rovnakom čase, teda tam a späť – približne štyri milióny rokov. Tento príklad pomáha predstaviť si, ako ďaleko je hmlovina Andromeda od našej planéty.

Na fotografiách hmloviny Andromeda je jasne viditeľná nielen samotná galaxia, ale aj niektoré jej satelity. Samozrejme, satelity galaxie nie sú vôbec rovnaké ako napríklad planéty - satelity Slnka alebo Mesiac - satelit Zeme. Satelity galaxií sú tiež galaxie, iba „malé“, pozostávajúce z miliónov hviezd.

Naša Galaxia má aj satelity. Je ich niekoľko desiatok a dva z nich sú viditeľné voľným okom na oblohe južnej pologule Zeme. Európania ich prvýkrát videli počas Magellanovej cesty okolo sveta. Mysleli si, že sú to nejaké oblaky a pomenovali ich Veľký Magellanov oblak a Malý Magellanov oblak.

Satelity našej Galaxie sú, samozrejme, bližšie k Zemi ako hmlovina Andromeda. Svetlo z Veľkého Magellanovho oblaku k nám dorazí len za 170 tisíc rokov. Donedávna bola táto galaxia považovaná za najbližší satelit Mliečnej dráhy. Nedávno však astronómovia objavili satelity, ktoré sú bližšie, hoci sú oveľa menšie ako Magellanove oblaky a nie sú viditeľné voľným okom.

Pri pohľade na „portréty“ niektorých galaxií astronómovia zistili, že medzi nimi sú galaxie, ktoré sa štruktúrou a tvarom nepodobajú Mliečnej dráhe. Takých galaxií je tiež veľa – sú to ako nádherné galaxie, tak aj úplne beztvaré galaxie, podobne ako napríklad Magellanove oblaky.

Uplynulo menej ako sto rokov, odkedy astronómovia urobili úžasný objav: vzdialené galaxie sa od seba rozptyľujú na všetky strany. Aby ste pochopili, ako sa to deje, môžete použiť balón a urobiť s ním jednoduchý experiment.

Pomocou atramentu, fixky alebo farby nakreslite malé krúžky alebo vlnovky, ktoré predstavujú galaxie na loptičke. Keď začnete nafukovať balón, nakreslené „galaxie“ sa budú od seba čoraz viac vzďaľovať. Toto sa deje vo Vesmíre.

Galaxie sa ponáhľajú, hviezdy sa rodia, žijú a umierajú v nich. A nielen hviezdy, ale aj planéty, pretože vo vesmíre je pravdepodobne veľa hviezdnych systémov podobných a nepodobných našej Slnečnej sústave, ktorá sa zrodila v našej Galaxii. Nedávno astronómovia objavili už asi 300 planét, ktoré sa pohybujú okolo iných hviezd.

Andromeda je galaxia populárna aj ako M31 a NGC224. Ide o špirálovitý útvar, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti približne 780 kp (2,5 milióna svetelných rokov) od Zeme.

Andromeda je galaxia najbližšie k Mliečnej dráhe. Je pomenovaná po bájnej princeznej s rovnakým menom. Pozorovania v roku 2006 viedli k záveru, že je tu asi bilión hviezd – minimálne dvakrát toľko ako v Mliečnej dráhe, kde ich je asi 200 - 400 miliárd Vedci sa domnievajú, že zrážka Mliečnej dráhy a galaxie Andromeda sa uskutoční sa stane asi za 3,75 miliardy rokov a nakoniec sa vytvorí obrovská eliptická alebo disková galaxia. Ale o tom trochu neskôr. Najprv zistíme, ako vyzerá „mýtická princezná“.

Na obrázku je Andromeda. Galaxia má biele a modré pruhy. Vytvárajú okolo neho prstence a pokrývajú horúce, rozžeravené obrovské hviezdy. Tmavomodro-sivé pásy ostro kontrastujú s týmito jasnými prstencami a znázorňujú oblasti, kde v hustých oblačných zámotkoch práve začína tvorba hviezd. Pri pozorovaní vo viditeľnej časti spektra vyzerajú prstence Andromedy skôr ako špirálové ramená. V ultrafialovom spektre tieto útvary skôr pripomínajú prstencové štruktúry. Predtým ich objavil teleskop NASA. Astrológovia sa domnievajú, že tieto prstence naznačujú vznik galaxie v dôsledku zrážky so susednou pred viac ako 200 miliónmi rokov.

Podobne ako Mliečna dráha, aj Andromeda má množstvo miniatúrnych satelitov, z ktorých 14 už bolo objavených. Najznámejšie sú M32 a M110. Samozrejme, je nepravdepodobné, že by sa hviezdy každej galaxie zrazili, pretože vzdialenosti medzi nimi sú veľmi veľké. Vedci majú stále dosť nejasné predstavy o tom, čo sa stane v skutočnosti. Ale meno pre budúceho novorodenca už bolo vymyslené. Mamut – tak vedci nazývajú ešte nenarodenú obrovskú galaxiu.

Zrážky hviezd

Andromeda je galaxia s 1 biliónom hviezd (1012) a Mliečna dráha má 1 miliardu (3*1011). Pravdepodobnosť kolízie medzi nebeskými telesami je však zanedbateľná, keďže je medzi nimi obrovská vzdialenosť. Napríklad najbližšia hviezda k Slnku, Proxima Centauri, sa nachádza vo vzdialenosti 4,2 svetelných rokov (4*1013 km), čiže 30 miliónov (3*107) priemerov Slnka. Predstavte si, že naše svietidlo je loptička na stolný tenis. Potom bude Proxima Centauri vyzerať ako hrášok, ktorý sa nachádza vo vzdialenosti 1100 km od nej, a samotná Mliečna dráha bude mať šírku 30 miliónov km. Dokonca aj hviezdy v strede galaxie (a konkrétne tam, kde je ich najväčšia kopa) sa nachádzajú v intervaloch 160 miliárd (1,6 * 1011) km. To je ako jedna loptička na stolný tenis na každých 3,2 km. Preto je šanca, že sa počas splynutia galaxií zrazia dve hviezdy, extrémne malá.

Zrážka čiernej diery

Galaxia Andromeda a Mliečna dráha majú centrálne supermasívne čierne diery: Sagittarius A (3,6 * 106 hmotností Slnka) a objekt vo vnútri zhluku P2 galaktického jadra. Tieto čierne diery sa budú zbližovať v jednom bode blízko stredu novovytvorenej galaxie, pričom prenesú orbitálnu energiu na hviezdy, ktoré sa nakoniec presunú na vyššie trajektórie. Vyššie uvedený proces môže trvať milióny rokov. Keď sa čierne diery priblížia k sebe na jeden svetelný rok, začnú vyžarovať gravitačné vlny. Orbitálna energia bude ešte silnejšia, kým sa spojenie nedokončí. Na základe údajov modelovania uskutočneného v roku 2006 môže byť Zem najskôr vymrštená takmer do samého stredu novovytvorenej galaxie, potom prejde blízko jednej z čiernych dier a bude vyvrhnutá za hranice Mliečnej dráhy.

Potvrdenie teórie

Galaxia Andromeda sa k nám blíži rýchlosťou približne 110 km za sekundu. Až do roku 2012 nebolo možné zistiť, či dôjde ku kolízii alebo nie. Hubbleov vesmírny teleskop pomohol vedcom dospieť k záveru, že je to takmer nevyhnutné. Po sledovaní pohybov Andromedy v rokoch 2002 až 2010 sa dospelo k záveru, že ku kolízii dôjde asi o 4 miliardy rokov.

Podobné javy sú vo vesmíre rozšírené. Napríklad sa predpokladá, že Andromeda v minulosti interagovala aspoň s jednou galaxiou. A niektoré trpasličie galaxie, ako napríklad SagDEG, sa naďalej zrážajú s Mliečnou dráhou a vytvárajú jedinú formáciu.

Výskum tiež ukazuje, že M33 alebo Galaxia Triangulum, tretí najväčší a najjasnejší člen Miestnej skupiny, sa tiež zúčastní tejto udalosti. Jeho najpravdepodobnejším osudom bude vstup objektu vytvoreného po zlúčení na obežnú dráhu av ďalekej budúcnosti - konečné zjednotenie. Kolízia M33 s Mliečnou dráhou pred priblížením sa k Andromede alebo ak sa naša slnečná sústava dostane za hranice miestnej skupiny, je vylúčená.

Osud slnečnej sústavy

Vedci z Harvardu tvrdia, že načasovanie splynutia galaxií bude závisieť od tangenciálnej rýchlosti Andromedy. Na základe výpočtov sa dospelo k záveru, že existuje 50% šanca, že počas zlúčenia bude Slnečná sústava vrhnutá späť do vzdialenosti trikrát väčšej ako súčasná do stredu Mliečnej dráhy. Nie je presne jasné, ako sa bude galaxia Andromeda správať. Ohrozená je aj planéta Zem. Vedci tvrdia, že existuje 12% šanca, že nejaký čas po zrážke budeme hodení späť za hranice nášho bývalého „domova“. Táto udalosť však s najväčšou pravdepodobnosťou nebude mať zásadné nepriaznivé účinky na slnečnú sústavu a nebeské telesá nebudú zničené.

Ak vylúčime planetárne inžinierstvo, tak v čase, keď sa galaxie zrazia, sa povrch Zeme veľmi zahreje a nezostane na ňom voda vo vodnom stave, a teda ani život.

Možné vedľajšie účinky

Keď sa dve špirálové galaxie spoja, vodík prítomný v ich diskoch sa stlačí. Začína sa intenzívna tvorba nových hviezd. Napríklad to možno pozorovať v interagujúcej galaxii NGC 4039, inak známej ako Galaxia Antennae. Ak sa Andromeda a Mliečna dráha spoja, predpokladá sa, že na ich diskoch zostane len málo plynu. Tvorba hviezd nebude taká intenzívna, hoci zrodenie kvazaru je celkom možné.

Výsledok zlúčenia

Vedci predbežne nazývajú galaxiu, ktorá vznikla počas zlúčenia, Milcomeda. Výsledok simulácie ukazuje, že výsledný objekt bude mať eliptický tvar. Jeho stred bude mať nižšiu hustotu hviezd ako moderné eliptické galaxie. Ale je možná aj disková forma. Veľa bude závisieť od toho, koľko plynu zostane v Mliečnej dráhe a Andromede. V blízkej budúcnosti sa zvyšné galaxie Miestnej skupiny spoja do jedného objektu a to bude znamenať začiatok novej evolučnej etapy.

Fakty o Andromede

Andromeda je najväčšia galaxia v miestnej skupine. Ale možno nie najmasívnejší. Vedci naznačujú, že v Mliečnej dráhe je sústredených viac temnej hmoty, a preto je naša galaxia hmotnejšia. Vedci budú študovať Andromedu, aby pochopili vznik a vývoj útvarov podobných jej, pretože je to k nám najbližšia špirálová galaxia. Andromeda vyzerá zo Zeme úžasne. Mnohým sa ju podarí aj odfotiť. Andromeda má veľmi husté galaktické jadro. Nielenže sa v jeho strede nachádzajú obrovské hviezdy, ale v jeho jadre je ukrytá aj minimálne jedna supermasívna čierna diera. Jeho špirálové ramená boli ohnuté v dôsledku gravitačnej interakcie s dvoma susednými galaxiami: M32 a M110. Vo vnútri Andromedy obieha najmenej 450 guľových hviezdokôp. Medzi nimi sú niektoré z najhustejších, ktoré boli objavené. Galaxia Andromeda je najvzdialenejší objekt, ktorý možno vidieť voľným okom. Budete potrebovať dobrý výhľad a minimálne jasné svetlo.

Na záver by som chcel čitateľom poradiť, aby častejšie dvíhali pohľad na hviezdnu oblohu. Ukladá veľa nových a neznámych vecí. Nájdite si cez víkend voľný čas na pozorovanie priestoru. Galaxia Andromeda na oblohe je pohľad, ktorý treba vidieť.