Ta članek je eden izmed priljubljenih

Galaksija

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje
NGC 4414 , spiralna galaksija iz ozvezdja Coma Veronica , s premerom približno 17 kiloparsekov , ki se nahaja približno 20 megaparsekov od Zemlje

Galactica ( starogrški γᾰλαξίας "Milky Way" [1] iz starogrške γάλα , γάλακτος " mleko ") je gravitacijsko vezan sistem zvezd , zvezdnih kopic , medzvezdnega plina in prahu , temna snov , planetov . Vsi predmeti v galaksiji sodelujejo pri gibanju glede na skupno središče mase [2][3] [4] .

Vse galaksije (z izjemo naše ) so izjemno oddaljeni astronomski objekti . Razdalja do najbližjega od njih se meri v megaparsekih , do oddaljenih pa v enotah rdečega premika z . Najbolj oddaljena galaksija, znana kot leta 2021, je UDFj-39546284 . S prostim očesom so na nebu vidne le štiri galaksije: galaksija Andromeda (vidna na severni polobli), veliki in mali magellanski oblaki (vidni na jugu; so sateliti naše galaksije) in galaksija M33 v ozvezdje trikotnika (s severne poloble, na neosvetljenem nebu) [5] .

Skupno število galaksij v opazovanem delu vesolja še ni natančno znano. V devetdesetih letih je na podlagi opazovanj vesoljskega teleskopa Hubble veljalo, da je skupaj okoli 100 milijard galaksij [6] . Leta 2016 je bila ta ocena revidirana in število galaksij se je povečalo na dva bilijona [7] . Leta 2021 se je po novih podatkih, ki jih je pridobilo vesoljsko plovilo New Horizons, ocena števila galaksij spet zmanjšala in zdaj znaša le nekaj sto milijard [8] .

V vesolju so galaksije neenakomerno razporejene: v eni regiji lahko najdete celo skupino bližnjih galaksij Pojdite na razdelek "# velike združitve galaksij" , morda pa ne boste našli niti enega (tako imenovane praznine ).

Podobe galaksij na posamezne zvezde je bilo mogoče razrešiti šele v začetku 20. stoletja. Do začetka devetdesetih let prejšnjega stoletja ni bilo več kot 30 galaksij, v katerih bi lahko videli posamezne zvezde, in vse so bile del lokalne skupine . Po izstrelitvi vesoljskega teleskopa Hubble in zagonu 10-metrskih zemeljskih teleskopov se je število dovoljenih galaksij dramatično povečalo.

Galaksije so zelo raznolike: med njimi lahko ločimo sferične eliptične galaksije , diskovne spiralne galaksije , galaksije s palico (palico) , lečasto , pritlikavo , nepravilno itd. Pojdite na razdelek "#Morfologija" ... Kar številčnimi vrednostmi, nato, na primer, je njihova masa variira od 0,5 ⋅10 6 mas sonca v pritlikavih galaksij (kot Segue 2 ) do 15 mas 2.5⋅10 sonca na superorjakinja galaksij (kot IC 1101 ), za primerjavo - masa naše galaksije Rimska cesta je 2⋅10 11 sončnih mas.

Premer galaksij-od 5 do 250 kilogramov parsekov[9] (16-800 tisoč svetlobnih let ) za primerjavo-premer naše galaksije je približno 30 kiloparsekov (100 tisoč svetlobnih let). Največja znana (za leto 2021) galaksija IC 1101 ima premer več kot 600 kiloparsekov [10] Pojdite na razdelek "# Teža in velikost" ...

Eden od nerešenih problemov strukture galaksij je temna snov , ki se kaže le v gravitacijski interakciji. Lahko je do 90% celotne mase galaksije ali pa je popolnoma odsoten, kot v nekaterih pritlikavih galaksijah [11] Pojdite na razdelek "# Iskanje temne snovi v grozdih galaksij" ...

Etimologija

Beseda "galactica" ( starogrško γαλαξίας ) izhaja iz grškega imena za našo galaksijo ( κύκλος γαλαξίας pomeni "mlečni obroč" - kot opis opazovanega pojava na nočnem nebu) [12] . Ko so astronomi predlagali, da bi lahko bili različni nebesni objekti, za katere velja, da so spiralne meglice, ogromni grozdi zvezd, so te predmete začeli imenovati "otoška vesolja" ali "zvezdni otoki". Toda pozneje, ko je postalo jasno, da so ti predmeti podobni naši galaksiji, sta se oba izraza nehala uporabljati in sta bila zamenjana z izrazom "galaksija".

Opažanja

Najpomembnejše integralne značilnosti galaksij[9] (skrajne vrednosti so izpuščene):

Parameter Osnovna metoda merjenja Obseg vrednosti Ocenjena vrednost za Rimsko cesto
Premer D 25 Fotometrija 5-50 kpc 30 kpc
Radialna lestvica diska R 0 Fotometrija 1-7 kpc 3 kpc
Debelina zvezdnega diska Fotometrija robnih diskov 0,3-1 kpc 0,7 kpc
Svetilnost Fotometrija 10 7 —10 11 L 5⋅10 10 L
Masa M 25 znotraj D 25 Merjenje hitrosti plina in / ali zvezd z Dopplerjevim učinkom 10 7 —10 12 M 2⋅10 11 M
Relativna masa plina M plina / M 25 znotraj D 25 Merjenje intenzivnosti linij za nevtralni in molekularni vodik 0,1-30% 2%
Hitrost vrtenja V zunanjih območij galaksij Merjenje hitrosti plina in / ali zvezd z Dopplerjevim učinkom 50-300 km / s 220 km / s (za bližino Sonca)
Orbitalno obdobje zunanjih območij galaksij Merjenje hitrosti plina in / ali zvezd z Dopplerjevim učinkom 10 8 do 10 9 let 2-10 8 let (za bližino Sonca)
Masa osrednje črne luknje Merjenje hitrosti zvezd in plina v bližini jedra; empirična odvisnost od osrednje razpršenosti zvezd 3⋅10 5 —3⋅10 9 M 4⋅10 6 M

Razdalja

Razdalja od opazovalca do galaksije kot fizična značilnost ni vključena v noben proces, ki se zgodi z galaksijo. Potreba po podatkih o razdalji do galaksije se pojavi, ko: prepoznamo malo raziskane dogodke, na primer izbruhe gama žarkov ; preučevanje vesolja kot celote, proučevanje evolucije samih galaksij, določanje mase galaksij in njihovih velikosti itd.

Vse bolj ali manj neodvisne metode za določanje razdalje do galaksije lahko razdelimo na dve vrsti: merjenje s predmetom v galaksiji, do katerega se razdalja za zanemarljivo količino razlikuje od razdalje do same galaksije, in z rdečim premikom .

Prva metoda je fotometrična metoda, ki uporablja tako imenovane standardne sveče , katerih svetilnost velja za znano. Nato lahko razdaljo izračunamo po naslednji formuli:

,

kjer je m navidezna zvezdna magnituda , M absolutna zvezdna magnituda in R razdalja v parsekih. Na sedanji stopnji se uporabljajo takšne standardne sveče [13] :

  • Cefeide , ki poznajo obdobje njihovega utripanja, lahko ugotovite njihovo svetilnost. Prvi objekt, ki meri razdaljo do drugih galaksij.
  • Supernove tipa Ia. Z njihovo pomočjo so v 90. letih 20. stoletja odkrili pospešeno širjenje vesolja.
  • Rdeči velikani .
  • Super velikani .

Druga metoda temelji na empiričnem Hubblovem zakonu in je bolj odvisna od izbranega modela kot prejšnji.

,

kjer je H 0 Hubblova konstanta . Če vzamemo zdaj razširjen model ΛCDM (z isto Hubblovo konstanto), bo pri z ~ 10 prišlo do pomembnega odstopanja, kar nam omogoča, da ga razvrstimo kot relativno neodvisno od modela.

Obstajajo tudi številne metode, ki so zelo odvisne od modela [13] :

Glavne opazne sestavine galaksij

Glavne opazne sestavine galaksij so [14] :

  1. Normalne zvezde različnih mas in starosti, nekatere od njih so v kopicah .
  2. Kompaktni ostanki razvitih zvezd.
  3. Okolje hladnega plina in prahu.
  4. Najbolj redki vroči plin s temperaturo 10 5 - 10 6 K.

Binarnih zvezd sicer ne opazimo v sosednjih galaksijah, a glede na bližino Sonca bi moralo biti kar nekaj več zvezd. Plinski in prašni medij ter zvezde so sestavljeni iz atomov , njihova kombinacija pa se imenuje barionska snov galaksije. Nebarionska masa vključuje maso temne snovi in ​​maso črnih lukenj [14] .

Hitrost vrtenja galaksij

Hitrost vrtenja galaksije razumemo kot hitrost vrtenja različnih komponent galaksije okoli njenega središča. Ta hitrost je skupna hitrost, pridobljena med različnimi procesi. Hitrost vrtenja galaksije je treba razlikovati od krožne hitrosti V c , ki je posledica samo gravitacijske sile in je po definiciji enaka zahtevani hitrosti telesa, ki se giblje v krogu pod delovanjem sile privlačnost do središča. Hitrost vrtenja v splošnem primeru je določena tudi z radialnim tlačnim gradientom P medzvezdnega plina.

Tu je Φ gravitacijski potencial in ρ g je gostota plina.

Hitrost vrtenja je za različne sestavne dele galaksije ocenjena drugače. Za plin - glede na Dopplerjev premik emisijskih vodov. Za zvezde - glede na Dopplerjev premik absorpcijskih linij zvezd. Shema za pridobitev hitrosti vrtenja je naslednja.

Hitrost, neposredno pridobljena z opazovanji, je vsota hitrosti galaksije kot celote in hitrosti notranjega gibanja. Običajno se hitrost galaksije kot celote (V 0 ) identificira s hitrostjo gibanja osrednjega območja. Za oddaljene galaksije je ta hitrost posledica Hubblove širitve vesolja, njena lastna hitrost je zanemarljiva.

Hitrost, dosežena po upoštevanju hitrosti galaksije kot celote, je hitrost vzdolž vidne črte (V r ), zato je za izračun hitrosti vrtenja galaksije na določeni razdalji potrebno vzeti upoštevati učinke projekcije. Za to je potrebno poznati kot nagiba osi galaksije do vidne črte i , pa tudi kot φ med glavno osjo galaksije in ravno črto, ki poteka skozi središče galaksije in opazovano točko. Tako je za prehod iz V r v V φ potrebno poznati pet parametrov: hitrost galaksije V 0 , kota i in φ , dve koordinati središča galaksije (glede na katero koli točko na sliki). ).

Če je galaksija videti osi simetrična, je naloga poenostavljena, saj je mogoče iz razporeditve svetlosti diska izračunati orientacijske kote in položaj središča. In če je spektrografska reža nameščena vzdolž glavne osi, lahko dobite:

,

kjer je l razdalja od središča galaksije vzdolž reže. Najbolj popolne informacije o gibanju v galaksiji pa daje analiza hitrostnega polja-niz meritev hitrosti vidne črte za veliko število točk vzdolž diska galaksije. Za pridobivanje hitrostnega polja se uporablja dvodimenzionalna spektroskopija . Običajno se uporablja večkanalni sprejemnik ali Fabry-Perotov interferometer . Radijska opazovanja plina v linijah HI omogočajo tudi pridobitev dvodimenzionalne slike porazdelitve hitrosti v galaksiji [15] .

Marca 2018 so astronomi iz Mednarodnega centra za radioastronomske raziskave (ICRAR) ugotovili, da se vse galaksije, ne glede na njihovo velikost ali vrsto, vrtijo z enako hitrostjo in v 1 milijard zemeljskih letih opravijo obrat okoli svoje osi. [16] [17]

Teža in mere

Galaksije nimajo jasnih meja. Nemogoče je natančno reči, kje se galaksija konča in začne medgalaktični prostor . Na primer, če ima galaksija enako velikost v optičnem območju, se lahko polmer galaksije, določen z radijskimi opazovanji medzvezdnega plina, izkaže za desetkrat večji. Izmerjena masa galaksije je odvisna tudi od velikosti. Običajno se velikost galaksije razume kot fotometrična velikost izofota 25. magnitude s sekundarnim kvadratnim lokom v filtru B. Standardna oznaka za to velikost je D 25 [18] .

Masa diskovnih galaksij je ocenjena iz krivulje vrtenja v okviru določenega modela. Izbira optimalnega modela galaksije temelji tako na obliki krivulje vrtenja kot na splošnih idejah o zgradbi galaksije. Za grobe ocene mase eliptičnih galaksij je treba poznati hitrostno razpršenost zvezd glede na oddaljenost od središča in radialno porazdelitev gostote [19] .

Masa hladnega plina v galaksiji je določena z intenzivnostjo črte HI. Če je zabeleženi tok sevanja iz galaksije ali katerega koli njenega dela enak F ν , potem je ustrezna masa enaka:

,

kjer je D razdalja v megaparsekih, je tok izražen v jangu .

Vrednotenje molekulske mase plina je zelo zapleteno, saj se spekter najpogostejših molekul H 2 linij v hladnem plinu ne vzbuja. Zato so začetni podatki intenzivnosti spektralnih linij molekule CO ( I CO ). Koeficient sorazmernosti med intenzivnostjo sevanja CO in njegovo maso je odvisen od kovinske vrednosti plina. Največja negotovost pa je povezana z nizko preglednostjo oblaka, zaradi česar večino svetlobe, ki jo oddajajo notranja območja, absorbira sam oblak, zato svetloba do opazovalca pride le s površine oblakov [ 20] .

Spekter galaksije

Spekter galaksij je sestavljen iz sevanja vseh njegovih sestavnih predmetov. Spekter povprečne galaksije ima dva lokalna maksimuma. Glavni vir sevanja so zvezde, največja jakost sevanja pri večini jih je v optičnem območju (prvi maksimum). Običajno je v galaksiji veliko prahu, ki absorbira sevanje v optičnem območju in ga ponovno seva v infrardečem območju . Drugi maksimum je torej v infrardečem območju. Če se svetlost v optičnem območju šteje za enoto, potem med viri in vrstami sevanja opazimo naslednjo odvisnost [21] :

Domet Relativna svetilnost Glavni viri sevanja
Gama 10 −4 Aktivna jedra nekaterih galaksij; viri, ki oddajajo kratke izbruhe sevanja (nevtronske zvezde, črne luknje)
Rentgensko slikanje 10 −3 —10 −4 Akrecijski diski tesnih dvojnih sistemov; vroč plin; aktivna jedra
Optika 1 Zvezde različnih temperatur; obročaste diske za prah v bližnji infrardeči regiji; emisij emisijskih plinov v regijah H II od UV do IR.
Daleki IR 0,5-2 Medzvezdni prah, ki ga segreva svetloba zvezd; v nekaterih galaksijah aktivna jedra in prah v krožnih jedrih, zajetih v nastanek zvezd
Radio 10 −2 —10 −4 Sinhrotronsko sevanje relativističnih elektronov iz galaktičnega diska ali aktivnega galaktičnega jedra; остатки сверхновых, тепловое излучение областей H II , эмиссионные радиолинии HI и различных молекул межзвёздного газа

Проблема тёмного гало

Кривая вращения дисковой галактики. A — без учёта скрытой массы, B — наблюдаемая

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость.

Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие. Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой массы , если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска. Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу [22] .

Морфология

Схема спиральной галактики, вид в профиль
Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300 .

Ядро — крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик , где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Диск — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.

Полярное кольцо — редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна [23] .

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звёзд.

Балдж ( англ. bulge «вздутие») — наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало — внешний сфероидальный компонент; граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

Бар (перемычка) — выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели — упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один [24] . По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик [25] :

  1. Эллиптические галактики ( E ) — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
  2. Спиральные галактики ( S ) — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.
  3. Линзовидные галактики ( S0 ) — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.
  4. Неправильные галактики ( Irr ) — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.
Таблица характеристик основных видов галактик
E S0 S Irr
Сфероидальный компонент Галактика целиком Есть Есть Очень слаб
Звёздный диск Нет или слабо выражен Есть Основной компонент Основной компонент
Газопылевой диск Нет Нет или очень разрежен Есть Есть
Спиральные ветви Нет или только вблизи ядра Нет или слабо выражены Есть Нет
Активные ядра Встречаются Встречаются Встречаются Нет
Процент от общего числа галактик 20 % 20 % 55 % 5 %

Во многих случаях очень удобной оказывается несколько более подробная Хаббловская классификация галактик по подвидам. Хаббловское деление (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то одна и та же спиральная галактика может классифицироваться по-разному.

В 2003 году Майклом Дринкуотером ( Michael Drinkwater ) из университета Квинсленда был открыт новый вид галактик, классифицируемый как ультракомпактные карликовые галактики [26] .

Крупномасштабные объединения галактик

Секстет Сейферта как пример группы галактик

На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного (так называемые галактики поля). Около 95 % галактик образуют группы галактик [27] . В них, как и в обычных галактиках, предполагается присутствие тёмной материи, составляющей бо́льшую часть массы группы, 10—30 % — это межгалактический газ, а порядка 1 % составляет масса самих звёзд [28] .

Самым маленьким по размеру и самым распространённым во Вселенной скоплением, включающим несколько десятков галактик, является группа галактик . Зачастую в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика, которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их . В таких скоплениях скорости разбегания галактик друг от друга, вызванные хаббловским расширением Вселенной, слабы и доминируют случайные пекулярные скорости. Из анализа этих случайных скоростей и теоремы вириала можно получить массу таких групп [29] . Наша Галактика является одной из галактик Местной группы, доминируя в ней вместе с Андромедой. В Местной группе поперечником около 1 мегапарсека находятся более 40 галактик. Сама Местная группа является частью сверхскопления Девы , главную роль в котором играет скопление Девы , в которое наша Галактика не входит [30] .

Скоплением галактик называют объединения в несколько сотен галактик, которые могут содержать как отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно при наблюдении в таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик [31] . Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образования и формирования структуры скопления.

Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик. [32] . Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна , до стен, как великая стена Слоуна . В больших масштабах Вселенная предстаёт изотропной и однородной [33] .

В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в нити , окружающие обширные разрежённые пустоты ( войды ), и образующие плоские скопления (стены).

Процессы

Столкновение

Антенны — пара взаимодействующих галактик

Если среднее значение расстояния между галактиками не более чем на порядок больше их диаметра , то существенными становятся приливные воздействия галактик. На эти воздействия каждый компонент галактики в разных условиях откликается по-разному. Если расстояние относительно велико, но также велико и время пролёта двух галактик друг относительно друга, то более массивная галактика может перетянуть межгалактический горячий газ, окружающий соседнюю галактику, тем самым лишив её источника, пополняющего внутренние запасы межзвёздного газа , расходующегося при формировании звёзд [34] .

Если дополнительно уменьшить расстояние, то возможно, что более массивный компонент вместе с межгалактическим газом перетянет на себя и тёмное гало галактики, оставив её фактически без тёмной материи . Особенно часто такое встречается при сильном различии в массах галактик. Также если расстояние невелико, как невелико и время взаимодействия, то в галактиках возникнут волны плотности газа, что может послужить причиной массированной вспышки звездообразования и появлению спиральных ветвей [34] .

Предельный случай взаимодействия — это слияние галактик . По современным представлениям, сначала сливаются тёмные гало галактик. Потом галактики начинают приближаться друг к другу по спирали . И только потом начинают сливаться звёздные компоненты, вызывая в окружающем газе волны плотности и вспышки звездообразования.

Орбитальный телескоп «Хаббл» в 2006 году сфотографировал взаимодействующие галактики, две из которых разрывают третью на части, действуя на неё своей гравитациейсозвездии Южной Рыбы , удалены от Земли на расстояние в 100 миллионов световых лет ) [35] .

Столкновения галактик являются весьма распространённым явлением во Вселенной. В результате анализа 21 902 галактик (сообщение начала 2009 года [36] ) было выяснено, что практически все они в прошлом встречались с другими галактиками. Также подтверждается предположение, что около 2 миллиардов лет назад произошло столкновение Млечного Пути с другой галактикой [37] .

Процессы в активных ядрах

Активная гигантская эллиптическая галактика M87 . Из центра галактики вырывается релятивистская струя (джет).

Галактические ядра имеют признаки активности, если [38] :

  1. спектр электромагнитного излучения объекта гораздо шире спектра обычных галактик, иногда простираясь от радио- до жёсткого гамма-излучения ;
  2. наблюдается «переменность» — изменение «мощности» источника излучения в точке наблюдения (как правило, это происходит с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне до 10 лет в оптическом и радио диапазонах);
  3. имеются особенности спектра излучения, по которым можно судить о перемещении горячего газа с большими скоростями;
  4. есть видимые морфологические особенности, в том числе выбросы и «горячие пятна»;
  5. имеются особенности спектра излучения и его поляризации, по которым можно предположить, в том числе, о наличии магнитного поля.

Галактики с активными ядрами подразделяются на сейфертовские галактики , квазары , лацертиды , радиогалактики .

По современным представлениям, активность ядер галактик объясняется присутствием в их ядрах сверхмассивных чёрных дыр[39] , на которые происходит аккреция галактического газа. А различие типов галактик с активными ядрами объясняется различием в угле наклона плоскости галактики по отношению к наблюдателю [40] .

Движение газа и звёзд

Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать [41] . Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механической энергии :

,

где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии ), r — расстояние между звёздами, V 0 — скорость на бесконечности до взаимодействия, а Gгравитационная постоянная . Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась. Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

.

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

,
.

Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3⋅10 −56 см −3 , а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:

.

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом закона сохранения импульса и т. д., но результаты получились бы схожими [41] . Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом . Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых, представляют собой частично «прорелаксировавшую» систему: распределение случайных скоростей звёзд максвелловское, но с различными дисперсиями по различным осям. Более того, в одном и том же объёме пространства наблюдается систематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей для старых звёзд. Таким образом, можно утверждать, что звёздный диск со временем нагревается [42] .

Данная проблема не решена окончательно, по-видимому, решающую роль играют всё же столкновения, но не со звёздами, а с массивными газовыми облаками [43] .

Явление гравитационного линзирования

MACS J0025.4-1222 , распределения газа и тёмной материи

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе , формируя изображение. Кроме этого, повышается яркость источника вследствие изменения его углового размера [44] .

В 1937 году Фриц Цвикки предсказал возможность гравитационного линзирования для галактик. И хотя до сих пор не построена общепризнанная модель этого явления для галактик, уже сейчас этот эффект становится важным с точки зрения наблюдательной астрономии. Его применяют для:

На данный момент в базе данных внегалактических объектов NASA/IPAC (NED) [en] [46] свыше 700 линзированных галактик и квазаров.

Определение расстояния по гравитационным линзам

Как было сказано выше, гравитационная линза строит сразу несколько изображений, время запаздывания между изображениями в первом приближении равно , где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений [47] .

Поиск тёмной материи в скоплениях галактик

Наблюдая дисперсию скоростей галактик в скоплениях, Ф. Цвикки совместно с С. Смитом обнаружил, что получаемая из теоремы вириала масса гораздо больше, чем суммарная масса галактик [48] . Было выдвинуто предположение, что внутри скоплений галактик, как и в самой галактике, есть некая скрытая масса, проявляющая себя только гравитационным образом.

Опровергнуть или подтвердить это можно, зная гравитационный потенциал в каждой точке и основываясь на законе всемирного тяготения Ньютона . Гравитационный потенциал можно узнать, исследуя эффект гравитационного линзирования. На основании полученных данных учёными было сделано два вывода. С одной стороны, было подтверждено наличие тёмной материи. С другой, было обнаружено необычное поведение газа и тёмной материи. Раньше считалось, что во всех процессах тёмная материя должна увлекать за собой газ (это предположение легло в основу теории иерархической эволюции галактик). Однако в MACS J0025.4-1222 , являющимся столкновением двух массивных скоплений галактик, поведение газа и тёмной материи диаметрально противоположны [49] .

Поиск далёких галактик

Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:

  1. значительно хуже чувствительность приёмников в инфракрасном диапазоне, куда из-за космологического красного смещения перемещается всё видимое излучение, вплоть до линии L α (Лайман-альфа) и лаймановского скачка;
  2. излучение далёких галактик ослаблено как из-за космологических эффектов, так и из-за того, что молодые галактики, по современным представлениям, на больших единицах красного смещения z (а значит, на более ранних этапах своей жизни) гораздо меньше Млечного Пути и сходны с Магеллановыми Облаками .

Многократное усиление пучка света, вызванное гравитационным линзированием, помогает в решении обеих проблем, позволяя наблюдать галактики на z > 7. Исходя из этих теоретических представлений, группа астрономов провела наблюдения, в результате которых был составлен список объектов-кандидатов в сверхдалёкие галактики [50] .

Далёкие галактики наблюдаются с помощью телескопов «Хаббл» и «Спитцер» [51] .

Звездообразование

M82 , галактика с активным звездообразованием

Звездообразование — крупномасштабный процесс в галактике, при котором из межзвёздного газа массово начинают формироваться звёзды [52] . Спиральные ветви, общая структура галактики, звёздное население, светимость и химический состав межзвёздной среды — результаты этого процесса. Размер области, охваченной звездообразованием, как правило, не превышает 100 пк. Однако встречаются комплексы со вспышкой звездообразования , называемые сверхассоциациями, размерами сопоставимые с неправильной галактикой.

В нашей и нескольких ближайших галактиках возможно непосредственное наблюдение процесса. В таком случае признаками происходящего звездообразования являются [53] :

  1. наличие звёзд спектральных классов OBA и связанных с ними объектов (области HII, вспышки новых и сверхновых звёзд);
  2. инфракрасное излучение, как от нагретой пыли, так и от самих молодых звёзд;
  3. радиоизлучение газопылевых дисков вокруг формирующихся и новорождённых звёзд;
  4. доплеровское расщепление молекулярных линий во вращающемся диске вокруг звёзд;
  5. доплеровское расщепление молекулярных линий тонких быстрых струй (джетов), вырывающихся из этих дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с;
  6. наличие ассоциаций, скоплений и звёздных комплексов с массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда рождаются большими группами);
  7. наличие глобул.

С увеличением расстояния уменьшается и видимый угловой размер объекта, и, начиная с некоторого момента, разглядеть отдельные объекты внутри галактики не представляется возможным. Тогда критериями протекающего в далёких галактиках звездообразования служат [52] :

  1. высокая светимость в эмиссионных линиях, в частности, в H α ;
  2. повышенная мощность в ультрафиолетовой и голубой части спектра, за которую непосредственно отвечает излучение массивных звёзд;
  3. повышенное излучение на длинах волн вблизи 8 мкм (ИК диапазон);
  4. повышенная мощность теплового и синхротронного излучения в радиодиапазоне;
  5. повышенная мощность рентгеновского излучения, связанная с горячим газом.

В общем виде процесс звездообразования можно разделить на несколько этапов: формирование крупных газовых комплексов (с массой 10 7 М ), появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, гравитационное сжатие наиболее плотных их частей до возникновения звёзд, нагрев газа излучением молодых звёзд и вспышки новых и сверхновых, уход газа.

Чаще всего области звездообразования можно найти [53] :

  • в ядрах крупных галактик,
  • на концах спиральных рукавов,
  • на периферии неправильных галактик,
  • в наиболее яркой части карликовой галактики.

Звездообразование является саморегулирующимся процессом: после формирования массивных звёзд и их короткой жизни происходит ряд мощных вспышек, уплотняющих и нагревающих газ. С одной стороны, уплотнение приводит к ускорению сжатия сравнительно густых облачков внутри комплекса, но с другой стороны нагретый газ начинает покидать область звездообразования, и чем больше его нагревают, тем быстрее он уходит.

Эволюционные процессы

Эволюцией галактики называется изменение её интегральных характеристик со временем: спектра, цвета , химического состава, поля скоростей. Описать жизнь галактики непросто: на эволюцию галактики влияют не только эволюция отдельных её частей, но также и её внешнее окружение. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой [54] :

Process in)galaxy.png

В центре указаны процессы, связанные с отдельными объектами внутри галактики. Процессы, масштаб которых сравним с масштабом галактики, делятся на внешние и внутренние, с одной стороны, и быстрые (характерное время которых сравнимо со временем свободного сжатия) и медленные (чаще связанные с обращением звёзд вокруг центра галактики), с другой.

Малое слияние галактик отличается от большого тем, что в большом участвуют равные по массе галактики, а в малом одна галактика значительно превосходит вторую.

До сих пор нет единой теории о том, как все эти процессы согласуются между собой, но будущая теория образования и эволюции галактик должна объяснять следующие наблюдения:

  • В момент окончания тёмных веков вещество было крайне однородным. Флуктуации температуры реликтового фона в различных участках пространства не превышают 0,01 %.
  • Первичными элементами, полученными в ходе первичного нуклеосинтеза , были водород , дейтерий , гелий , литий и немного бериллия .
  • Процесс первичного звездообразования закончился к z~7, а возможно и к z~10. На это чётко указывают линия L α в спектре самой далёкой галактики [50] .
  • Количество сверхмассивных эллиптических галактик в единице объёма почти не меняется за последние 8 млрд лет [55] .
  • Структуры эллиптических и спиральных галактик динамически сильно отличаются друг от друга.

Млечный Путь

Панорамный вид Млечного Пути в направлении созвездия Лебедя

Наша галактика Млечный Путь, называемая также просто Галактикой , является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 тыс. световых лет) и толщиной 1000 световых лет (до 3000 в районе балджа ) [56] . Солнце с Солнечной системой находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Поэтому на небе мы видим полосу звёзд, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. Из-за поглощения света Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т. д. Галактика содержит около 3⋅10 11 звёзд [57] , а её общая масса составляет около 3⋅10 12 масс Солнца.

Большую роль в изучении Млечного Пути играют исследования скоплений звёзд — относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звёзд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звёзд и зная расположение звёзд скопления на диаграмме Герцшпрунга — Рассела , можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на рассеянные и шаровые .

  • Шаровые — старые звёздные скопления, имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 12 млрд лет.
  • Рассеянные — относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд лет, в некоторых ещё идут процессы звездообразования. Самые яркие звёзды рассеянных скоплений — молодые звёзды спектральных классов B или A, а в самых молодых скоплениях ещё есть голубые сверхгиганты (класс O).

Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звёздные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и её ближайших соседях.

Ещё один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, — двойные звёзды. Значимость двойных звёзд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа Ia — это тоже результат взаимодействия звёзд в тесных двойных системах.

История изучения галактик

В 1610 году Галилео Галилей с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта , Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей , видимых на ночном небе , могут быть отдельными галактиками.

Объект M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессье

К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог , содержащий 109 ярких туманностей. С момента публикации каталога до 1924 года продолжались споры о природе этих туманностей.

Уильям Гершель высказал предположение, что туманности могут быть далёкими звёздными системами, аналогичными системе Млечного Пути. В 1785 году он попытался определить форму и размеры Млечного Пути и положения в нём Солнца, используя метод «черпаков» — подсчёта звёзд по разным направлениям. В 1795 году , наблюдая планетарную туманность NGC 1514 , он отчётливо увидел в её центре одиночную звезду, окружённую туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна — далёкие звёздные системы [58] .

В XIX веке считалось, что неразрешимые на звёзды туманности являются формирующимися планетными системами. А NGC 1514 была примером поздней стадии эволюции, где из первичной туманности уже сконденсировалась центральная звезда [58] .

К середине XIX века Джон Гершель , сын Уильяма Гершеля, открыл ещё 5000 туманных объектов. Построенное на их основе распределение стало главным аргументом против предположения, что они являются далёкими «островными вселенными», подобными нашей системе Млечного Пути. Было обнаружено, что существует «зона избегания» — область, в которой нет или почти нет подобных туманностей. Эта зона находилась близ плоскости Млечного Пути и была проинтерпретирована как связь туманностей с системой Млечного Пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было ещё неизвестно [58] .

После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света.

Вращение Галактики вокруг ядра предсказано Марианом Ковальским [59] , который в 1860 году в «Учёных записках Казанского университета» опубликовал статью с его математическим обоснованием, издание было переведено и на французский язык [60] .

В 1865 году Уильям Хаггинс впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии туманности Ориона явно говорил о её газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31 по каталогу Мессье) был непрерывный, как и у звёзд. Хаггинс заключил, что такой вид спектра M31 вызван высокой плотностью и непрозрачностью составляющего её газа.

В 1890 году Агнесса Клерк ( англ. Agnes Mary Clerke ) в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: «Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звёздной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путём» [58] .

Фотография M31 , 1899 г.

В начале XX века Весто Слайфер объяснил спектр туманности Андромеды отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики). Такой вывод был сделан на основе фотографий, полученных Джеймсом Килером на 36-дюймовом рефлекторе. Было обнаружено 120 000 слабых туманностей. Спектр там, где его можно получить, был отражательным. Как известно сейчас, это были спектры отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звёзд Плеяд .

В 1910 году Джордж Ричи на 60-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон получил снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездообразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звёздные скопления, и несколько слившихся изображений звёзд.

В 1912—1913 была открыта зависимость «период — светимость» для цефеид .

В 1918 году Эрнст Эпик [61] определил расстояние до туманности Андромеды и обнаружил, что она не может быть частью Млечного Пути. Хотя полученная им величина составляла 0,6 от современного значения, стало понятно, что Млечный Путь не является всей Вселенной.

В 1920 году состоялся « Великий спор » между Харлоу Шепли и Гебером Кертисом . Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до Магеллановых Облаков и оценке размера Млечного Пути. Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Кертис сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. И также небольшом расстоянии до Магеллановых Облаков. Шепли, основываясь на подсчёте шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Расстояние до Магеллановых Облаков было того же порядка. Итогом спора стал вывод о необходимости ещё одного независимого измерения.

В 1924 году на 100-дюймовом телескопе Эдвин Хаббл нашёл в туманности Андромеды 36 цефеид и измерил расстояния до неё, оно оказалось огромным (хотя его оценка и была в 3 раза меньше современной). Это подтвердило, что туманность Андромеды — не часть Млечного Пути. Существование галактик было доказано, и «Великий спор» завершён [58] .

Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трюмплер измерил эффект поглощения света, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики [62] .

В 1936 году Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла [63] .

В 1944 году Хендрик Ван де Хюлст предсказал существование радиоизлучения с длиной волны 21 см , излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году . Данное излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению . Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи [48] .

В конце 1940-х гг. А. А. Калиняк, В. И. Красовский и В. Б. Никонов получили первое изображение центра Галактики в инфракрасном диапазоне спектра [59] [64] .

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на космическом телескопе «Хаббл», показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field и Hubble Extreme Deep Field , показавшие, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик [6] .

Изображение ядра активной галактики с рекордно высоким за всю историю астрономии угловым разрешением получила Российская космическая обсерватория « Радиоастрон », о чём объявила в 2016 году. Благодаря серии наблюдений, проведённых при участии обсерватории и полутора десятков наземных радиотелескопов, учёным удалось получить рекордное угловое разрешение — 21 микросекунда дуги. Объектом наблюдения астрономов была BL Ящерицы . Это сверхмассивная чёрная дыра, находящаяся в центре галактики. Её окружает диск плазмы температурой в миллиарды градусов. Массивные магнитные поля и высочайшие температуры создают джеты — газовые струи, длина которых до нескольких световых лет. Гипотезы и теоретическое моделирование показали, что благодаря вращению чёрной дыры и аккреционного диска линии магнитного поля должны создать спиральные структуры, а они ускоряют движение потока вещества в джетах. Все это удалось увидеть с помощью снимков орбитального телескопа «Радиоастрона» [65] .

См. также

Примечания

  1. Древнегреческо-русский словарь Дворецкого «γᾰλαξίας»
  2. Sparke LS, Gallagher III JS [1] = Galaxies in the Universe: An Introduction. — 2. — Cambridge University Press, 2007. — 442 с. — ISBN 0521671868 . (Проверено 30 ноября 2011)
  3. Засов и Постнов, 2006 , с. 290.
  4. Кононович Э. В., Мороз В. И. 11.1. Объекты, принадлежащие нашей Галактике // Общий курс астрономии / В. В. Иванов. — 2. — М. : Едиториал УРСС, 2004. — С. 433. — 544 с. — 3000 экз.ISBN 5-354-00866-2 . (Проверено 30 ноября 2011)
  5. Галактики, видимые невооруженным глазом в северных широтах . Hypernova.ru (октябрь 1997). Дата обращения: 12 декабря 2017.
  6. 1 2 Mackie, Glen. To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand . Swinburne University (1 февраля 2002). Дата обращения: 20 декабря 2006. Архивировано 11 августа 2011 года.
  7. Кристина Уласович. Астрономы «увеличили» число наблюдаемых галактик в десять раз . N + 1 (17 января 2017). Дата обращения: 29 января 2021.
  8. Количество галактик во Вселенной «сократили» с двух триллионов до сотен миллиардов , National Geographic Россия (14 января 2021). Дата обращения 29 января 2021.
  9. 1 2 Засов и Постнов, 2006 , с. 299.
  10. Clarke, TE; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L. The Complex Cooling Core of A2029: Radio and X-Ray Interactions (англ.) . — 2004. — Vol. 616 , iss. 1 . — P. 178—191 . — doi : 10.1086/424911 . — Bibcode : 2004ApJ...616..178C . (недоступная ссылка)
  11. Рождение карлика: Галактика без темноты . Популярная механика (11 марта 2009). Дата обращения: 26 июля 2009.
  12. Сучков Л. А. Галактика . Астронет . Астронет .
  13. 1 2 Игорь Дроздовский. Методы определения расстояний до галактик . Дата обращения: 21 сентября 2009.
  14. 1 2 Засов и Постнов, 2006 , с. 295—296.
  15. Засов и Постнов, 2006 , с. 312—317.
  16. А. Евглевский. Астрономы выяснили, что все галактики совершают один оборот за одинаковое время | Naked Science . Naked Science . naked-science.ru (14 марта 2018). Дата обращения: 16 марта 2018. Архивировано 16 марта 2018 года.
  17. International Centre for Radio Astronomy Research . Astronomers discover galaxies spin like clockwork , PHYS.org (13 марта 2018). Архивировано 16 марта 2018 года. Дата обращения 16 марта 2018.
  18. Засов и Постнов, 2006 , с. 298.
  19. Засов и Постнов, 2006 , с. 318—335.
  20. Засов и Постнов, 2006 , с. 344—345.
  21. Засов и Постнов, 2006 , с. 297.
  22. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 323 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  23. В. П. Решетников. Эти странные галактики с полярными кольцами (недоступная ссылка) . Дата обращения: 18 сентября 2009. Архивировано 18 августа 2011 года.
  24. R. Fux. 3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: II. Gas dynamics (англ.) . arXiv.org (10 March 1999). Дата обращения: 26 июля 2009.
  25. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 301 —302. — ISBN 5-85099-169-7 .
  26. Phillipps, S.; Drinkwater, MJ; Gregg, MD; Jones, JB Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2001. — Vol. 560 , no. 1 . — P. 201—206 . — doi : 10.1086/322517 . (англ.)
  27. McKee, Maggie. Galactic loners produce more stars . New Scientist (7 июня 2005). Дата обращения: 4 августа 2009. Архивировано 11 августа 2011 года.
  28. Ricker, Paul. When Galaxy Clusters Collide . San Diego Supercomputer Center. Дата обращения: 4 августа 2009. Архивировано 11 августа 2011 года.
  29. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 335 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  30. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 385 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  31. Dubinski, John. The Origin of the Brightest Cluster Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1998. — Vol. 502 , no. 2 . — P. 141—149 . — doi : 10.1086/305901 . (англ.)
  32. Bahcall, Neta A. Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters (англ.) // Annual review of astronomy and astrophysics : journal. — 1988. — Vol. 26 . — P. 631—686 . — doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 . (англ.)
  33. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 401 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  34. 1 2 Mihos, Chris. Interactions and Mergers of Cluster Galaxies (5 января 2003). Дата обращения: 29 сентября 2017. Архивировано 11 августа 2011 года.
  35. «Хаббл» сфотографировал галактическое «перетягивание каната» . Lenta.ru (4 марта 2009). Дата обращения: 26 июля 2009.
  36. В прошлом почти все галактики сталкивались с соседями . Lenta.ru (5 января 2009). Дата обращения: 26 июля 2009.
  37. Астрономы столкнули Млечный Путь с другой галактикой . Lenta.ru (23 февраля 2009). Дата обращения: 26 июля 2009.
  38. С. Б. Попов (ГАИШ). Активные ядра галактик (недоступная ссылка) . Научная сеть Nature Web.ru (9 декабря 2000). Дата обращения: 26 июля 2009. Архивировано 20 марта 2008 года.
  39. Данные по состоянию на 2006 год.
  40. Antonucci, R. Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars (англ.) // Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics : journal. — 1993. — Vol. 31 , no. 1 . — P. 473—521 . — doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 . (англ.)
  41. 1 2 А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 305 —307. — ISBN 5-85099-169-7 .
  42. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 308 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  43. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 309 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  44. Захаров А. Ф. Гравитационные линзы и микролинзы. — Янус-К, 1997. — 328 с. — ISBN 5-88929-037-1 .
  45. Vakif K. Onemli. Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics (англ.) . arXiv.org (1 January 2004). Дата обращения: 1 сентября 2009.
  46. NASA/IPAC Extragalactic Database (англ.) . IPAC. Дата обращения: 26 июля 2009. Архивировано 11 августа 2011 года.
  47. В. Жаров, М. Сажин. Гравитационное линзирование в астрономии . Дата обращения: 1 октября 2009.
  48. 1 2 Сказание о тёмной материи . Астронет . Дата обращения: 14 августа 2009.
  49. Revealing the properties of dark matter in the merging cluster MACSJ0025.4-1222
  50. 1 2 D. Schaerer, R. Pello, E. Egami, A. Hempel, J. Richard, J.-F. Le Borgne, J.-P. Kneib, M. Wise, F. Boone, F. Combes. News from z~6—10 galaxy candidates found behind gravitational lensing clusters . Galaxy Evolution Across the Hubble Time (8 января 2007). doi : 10.1017/S1743921306010520 . Дата обращения: 6 апреля 2018.
  51. Дэн Коу. Назад во времени // В мире науки . — 2019. — № 1/2 . — С. 64—73 .
  52. 1 2 А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика . — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 356 —359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  53. 1 2 Ю. А. Насимович. Звёзды/Как рождаются звёзды (недоступная ссылка) . Астронет . Дата обращения: 30 сентября 2009. Архивировано 17 декабря 2011 года.
  54. John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies . Annual Review of Astronomy and Astrophysics (7 июня 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Дата обращения: 31 июля 2009. Архивировано 11 августа 2011 года.
  55. Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. On the formation of massive galaxies: A simultaneous study of number density, size and intrinsic colour evolution in GOODS (англ.) . MNRAS (7 January 2009). Дата обращения: 1 сентября 2009.
  56. Thanu Padmanabhan. After the first three minutes: the story of our universe . — Cambridge University Press , 1998. — P. 87. — 215 p. — ISBN 0-521-62039-2 .
  57. Frommert, H.; Kronberg, C. The Milky Way Galaxy . SEDS (25 августа 2005). Дата обращения: 9 мая 2007. Архивировано 11 августа 2011 года.
  58. 1 2 3 4 5 Ю. Н. Ефремов. Постоянная Хаббла . Астронет . Дата обращения: 31 июля 2009.
  59. 1 2 Цесевич В.П. § 80. Млечный Путь и строение Галактики // Что и как наблюдать на небе . — 4-е изд. — М. : Наука , 1973. — 384 с.
  60. Kowalski MA Sur les lois du mouvement propre des étoiles du catalogue de Bradley // Recherches astronomiques de l'Observatoire de Kasan. No. 1. — Казань: Imprimerie de l`Université, 1859.
  61. Astrophysical Journal, 55, 406—410 (1922)
  62. Г. Колчинский, А. А. Корсунь, М. Р. Родригес. Трюмплер Роберт Джулиус // Астрономы . — 2-е изд. — Киев: Наукова Думка, 1977.
  63. Hubble, EP Realm of the Nebulae. — New Haven: Yale University Press, 1936.
  64. А. А. Калиняк, В. И. Красовский, В. Б. Никонов. Наблюдение области галактического центра в инфракрасных лучах // Доклады Академии наук СССР . — 1949. — Т. 66 , вып. 1 .
  65. ТАСС: Наука — «РадиоАстрон» получил самые детальные снимки чёрной дыры в созвездии Ящерицы

Литература

  • Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — 496 с. — 3000 экз.ISBN 5-85099-169-7 , УДК 52, ББК 22.6. (Проверено 27 января 2012)
  • Ю. Н. Ефремов. Постоянная Хаббла . Астронет . Дата обращения: 31 июля 2009.
  • James Binney. Galactic Astronomy. — Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. The Universe and Beyond. — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd., 2004.
  • Марочник, Л.С.; Сучков, А.А. Галактика. — Москва: Наука, 1984. — 392 с.

Ссылки