Четвер, 19.10.2017, 23:10    Ви увійшли як Гість | Група "Гости"Вітаю Вас Гість | RSS
Світ астрономії 
                                                                     

Галактики

Галактика (дав.-гр. Γαλαξίας — «молочний») — гравітаційно зв'язана система із зір і зоряних скупчень, міжзоряного газу, пилу й темної матерії. Усі об'єкти в складі галактик беруть участь в обертанні навколо спільного центру мас.

Галактики — надзвичайно далекі об'єкти. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях червоного зміщення. Саме через віддаленість неозброєним оком розрізнити на небі можна лише три з них: туманність Андромеди (видно в північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (видно в південній). Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку XX століття. До початку 1990-их років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зорі (всі ці галактики належать до Місцевої групи). Після запуску космічного телескопа «Габбл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла.

Маса галактик варіюється від 107 до 1012 мас Сонця, для порівняння — маса нашої галактики Чумацький Шлях становить близько 2×1011 мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 250 кілопарсек (16—800 тисяч світлових років), для порівняння — діаметр нашої галактики близько 100 000 світлових років. Найбільша відома на 2012 рік галактика IC 1101 має діаметр більше 600 кілопарсек.

Однією з невирішених проблем будови галактик є темна матерія, що виявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90% від загальної маси галактики, а може бути повністю відсутньою, як у деяких карликових галактиках.

У просторі галактики розподілені нерівномірно: на одних ділянках можна знайти цілі групи близьких галактик, а на інших немає ніяких, навіть найменших галактик. Такі порожні ділянки простору називають войдами. Точна кількість галактик у спостережуваній частині Всесвіту невідома, але, за оцінками, їх близько ста мільярдів (1011).

По класифікації, запропонованій Хабблом, в 1925 році існують декілька видів галактик:

  • еліптичні (E)
  • лінзоподібні (S0)
  • звичайні спіральні (S)
  • пересічені спіральні (SB)
  • неправильні (Ir).

Класифікацію галактик, запропоновану Габблом, часто називають камертонною, бо зображення послідовності типів галактик схоже на камертон.

У ручці "камертона" знаходяться еліптичні галактики різних форм - від кулі до лінзи. За розвилкою розташовуються спіральні галактики - по мірі зміни їх "орнаменту". Спіральні рукави - результат вихреподібного обертання гігантських зоряних систем. Але закономірності їх утворення ті ж, що й у звичайній гідродинаміці. Точно так само утворюються, наприклад, циклони в атмосфері Землі і на фотографіях, зроблених із супутників з космосу, вони виглядають схоже. Вихрова концепція Всесвіту, яка давно і плідно використовується в космогонії, походить від класичних робіт Кеплера і Декарта. Згодом вихрову модель успішно застосували Кант і Лаплас при розробці надзвичайно популярної свого часу небулярної теорії походження Сонячної системи.

Дослідження світу галактик свідчить, що 25% із них — еліптичні, 25% - типу S, 25% — типу SB, 20% — типу SO і 5% — неправильні.

Еліптичні галактики − клас галактик з чітко вираженою сферичною структурою і яскравістю, що зменшується до країв. Вони порівняно повільно обертаються, помітне обертання спостерігається тільки у галактик зі значним стискуванням. У таких галактиках немає пилової матерії, яку в тих галактиках, в яких вона є, видно як темні смуги на безперервному фоні зірок галактики. Тому зовні еліптичні галактики відрізняються один від одного в основному однією рисою − великим або меншим стискуванням.

Еліптична галактика ESO 325-G004

У еліптичних галактиках (Е) зірки розподілені в основному симетрично по сфері, що робить їх схожими на кульові скупчення. Еліптичні галактики поділяються на групи, яким привласнені номери від 0 до 7. Практично сферичним дано номер Є0, а з видовженою формою, що нагадує форму «сигари», отримали позначення Е7. Тим не менш, видима сплющеність галактики залежить від кута зору, під яким ведеться спостереження: галактика Є0, яка здається ідеально сферичною, може виявитися подовженою, якщо дивитися на неї від полярної осі. У еліптичних галактиках в основному знаходяться старі зірки зоряного населення II, найяскравіші з них - червоні гіганти, які забарвлюють в цей колір всю галактику в цілому. У цих галактиках міжзоряна матерія практично відсутня, і тому в них не відбувається утворення нових зірок. У еліптичних галактик маса сильно різниться: від менш 1 млн. сонячної маси (карликові еліптичні галактики) до декількох тисяч мільярдів (гігантські еліптичні галактики).

Поверхнева яскравість еліптичних галактик плавно зменшується від центру до периферії за законом, що описується рівнянням еліпса. Внутрішньої структури на фотографіях еліптичних галактик не виявлено, хоча у багатьох з них є маленькі зіркоподібні ядерця. Тільки в найближчих галактиках вдається виділити окремі зірки. Тому зазвичай зоряний склад галактик визначають з аналізу сумарного випромінювання зірок. Згідно зі спостереженнями, еліптичні галактики містять тільки жовті та червоні зірки, в них практично немає газу і немає молодих зірок. Вік зірок у цих системах не менше 5 - 7 млрд років. Спектральні лінії Е-галактик дуже широкі через велику дисперсію швидкостей зірок (до 200 км/с). Зірки обертаються навколо центру галактики в різних площинах. Видиме стиснення Е-галактик пов'язане з тим, що не всі орбіти зірок стійкі. Орбіти, площини яких паралельні осі обертання всієї системи, нестійкі. При невеликому гравітаційному впливі сусідніх зірок рух зірки по такій орбіті швидко змінюється: еліпс перетворюється у відрізок прямої, і зірка падає на центр зоряної системи. Як ціле Е-галактики обертаються повільно, причому більш сплощені системи обертаються швидше, ніж сферичні.

Найбільші з Е-галактик виділяють в окрему групу cD-галактик. У цих галактиках є компактна зоряна система, оточена гігантською розрідженою оболонкою із зірок. Розміри оболонки можуть бути десятки і навіть сотні кілопарсек. Галактики cD зустрічаються рідко. Найближча до нас і найбільш вивчена з них - система М87. Радіус її центральної компоненти близько 8 кпк, а оболонка простежується на відстані до 60 кпк від центру. Виявляється, що cD-системи знаходяться завжди в центрі скупчень галактик.

Було також встановлено, що гігантські еліптичні галактики багатші металами, ніж карликові галактики цього типу. Така відмінність пов'язана з особливостями процесу зіркоутворення в масивних і маломасивних галактиках. Деякі з гігантських еліптичних галактик мають потужне радіовипромінювання, джерелами якого є гарячий газ і зірки. Поряд з центральним джерелом радіовипромінювання ці галактики мають протяжні, розміром іноді в сотні кпк області радіовипромінювання, які часто симетрично розташовані по відношенню до оптичного зображення галактики.


Спіральні галактики

 

Галактика М81

Галактика «Вертушка» (Pinwheel)

Спіральна галактика Мессьє51

Спіральні галактики названі так, тому що мають усередині диска яскраві рукави зоряного походження, які майже логарифмічно тягнуться з балджу (майже сферичного потовщення в центрі галактики). Спіральні галактики мають центральне згущування і декілька спіральних гілок, або рукавів, які мають блакитнуватий колір, оскільки в них є присутніми багато молодих велетенських зірок. Ці зірки збуджують світіння дифузних газових туманностей, розкиданих разом з пиловими хмарами уздовж спіральних гілок. Диск спіральної галактики зазвичай оточений великим сфероїдальним гало (кільце, що світиться, навколо об'єкту; оптичний феномен), що складається із старих зірок другого покоління. Усі спіральні галактики обертаються зі значними швидкостями, тому зірки, пил і гази зосереджені у них у вузькому диску. Велика кількість газових і пилових хмар і присутність яскравих блакитних гігантів говорить про активні процеси зореутворення, що відбуваються в спіральних рукавах цих галактик.

Багато спіральних галактик мають в центрі перемичку (бар), від кінців якої відходять спіральні рукави. Наша Галактика також відноситься до спіральних галактик з перемичкою.

Характеризуються спіальні галактики структурою у вигляді плоского тонкого диска, в якому локалізована велика частина зірок і можна розрізнити гілки спіралі, які огортають центральну зону, так звану опуклість. У залежності від ступеня «огортання» гілки спіралі поділяються на три категорії: сильно вигнуті (So), широкі, що не доходять до ядра (Sc), і з проміжними характеристиками (Sb). Окрему групу становлять спіральні галактики з перемичкою (SB), що характеризуються світлим огородженням із зірок, які перетинають ядро, і схоже, що саме звідти простягаються спіралі. Вони теж поділяються на три категорії (SBa, SBb і SBc) залежно від того, прямі чи розімкнуті у них гілки. У цілому галактики із звичайними і перетятими спіралями становлять 61% від загальної кількості. Спіральні галактики зазвичай складаються з молодих зірок зоряного населення І в області диска, де, очевидно, йде активне утворення зірок. Старі зірки населення II знаходяться в області ядра, але в першу чергу в гало, тобто у верхніх шарах. Крім того, в спіралях багато міжзоряної матерії і газу.

У деяких галактик основне виділення енергії відбувається в ядрах. В. А. Амбарцумян назвав це явище активністю ядер галактик. Гігантські спіральні галактики з активними ядрами отримали назву сейфертовських. Їх систематичне дослідження почав в 1943 р. К. Сейферт (США). Він виявив у спектрах цих галактик дуже широкі емісійні лінії водню, гелію, іонізованого заліза. Зазвичай в галактиках емісійні лінії належать газу, іонізованого випромінюванням гарячих зірок спектральних класів О, В (зони іонізованого водню), а також самим зіркам О, В. При цьому ширина ліній відповідає швидкості зірок. Ці швидкості близько 200 км/с. Лінії, які виявив Сейферт, мали ширину, що відповідає кільком тисячам км/с. Зараз відомі дуже широкі лінії сейфертовських галактик, що відповідають швидкостям до 30 000 км/с. Ядра сейфертовських галактик є потужними джерелами випромінювання від радіо до рентгенівського діапазонів. Повна світність ядра значно перевершує сумарну світність сотень мільярдів зірок всієї галактики. Основний генератор енергії в ядрах є, скоріш за все, гігантська чорна діра (маса якої близько 108 мас Сонця). Процеси, що йдуть в околі такої діри, як показують розрахунки, в принципі, можуть забезпечити енерговиділення ядер сейфертовських галактик. До галактики з активними ядрами відносяться блакитні Галактики Б. Є. Маркаряна (більше 500 об'єктів різних морфологічних типів).

Схема спіральної галактики, вид у профіль

Спіралі з перемичками мають помітно видовжене ядро, що утворює перемичку. Поблизу перемички починаються спіральні гілки. Спіралі S і SB поділяють на підкласи а, Ь, с, в залежності від відносних розмірів ядра і закрученості гілок. Від підкласу а до с ядро (балдж) стає меншим, а спіральні гілки менш туго закрученими. Спектральний аналіз зоряного складу спіральних галактик показав, що при переході від Sа до Sс зростає частка молодих гарячих зірок класів А, В, О. Галактики Sс виглядають більш блакитними, ніж Sа-галактики. Цікаво, що ступінь закрученості спіралей у галактик різних типів, але з однаковою світністю LB однакова. При однакових LB у Sa-систем маси більші, ніж у Sс-систем. Тому ступінь закрученості спіралей Sа така ж, як і у менш масивних Sс-галактик. Швидкість обертання спіральних галактик зростає із зменшенням ступеня закрученості спіральних гілок. Галактики Sа більш масивні, компактні і швидше обертаються, ніж Sс-галактики: швидкості обертання у Sа близько 300 км/с, у SЬ 220 км/с, у Sс 175 км/с. Всі ці особливості пов'язані з динамічною еволюцією галактик і з деталями зореутворення.

Американські астрономи Р. Б. Туллі і Дж.Фішер виявили, що чим яскравіша галактика, тим більша її швидкість обертання u, причому LB ~ u3. Диски спіральних галактик складаються із зірок і їхніх скупчень, хмар пилу і газу. Частка маси газу складає близько 10%. Розподіл маси і рух речовини в S-галактиці неоднорідний, і його вивчають перш за все по кривих обертання. Для отримання кривих обертання тепер використовують оптичні спектри випромінювання зірок і іонізованого газу, спектри поглинання міжзоряного середовища. Головним результатом досліджень стало виявлення плоских "хвостів" кривих обертання: швидкість обертання не зменшується з відстанню, а залишається постійною аж до меж виявлення , газу. Спостережуваний рух газу на великих відстанях від зоряного диска галактики можна пояснити якщо припустити, що він рухається в гравітаційному полі не тільки видимого диска, а й масивного темного гало, що оточує диск. Маса гало, як показує аналіз кривих обертання, приблизно в десять разів більша від маси зоряних дисків. Прямої реєстрації гало галактик поки немає. Можливо вони утворені вже згаслими зірками або маломасивними зірками низької світності, не здатними створити досить високу поверхневу яскравість, яку можна було б помітити. Подібний склад має, мабуть, внутрішнє гало, радіусом близько 1,5 кпк. Зовнішнє гало, розміром в десятки кпк, швидше за все складається з довгоживучих масивних елементарних частинок. Ці частинки - аксіони, фотіно, гравітіно та інші косміно, взаємодіють між собою і з видимою речовиною практично лише гравітаційно і тому їх важко зареєструвати.

Спіральна галактика з перемичкою NGC 1300

Cпіральнa галактикa з перемичкою NGC 6946 (Феєрверк)

Лінзоподібні галактики − це проміжний тип між спіральними і еліптичними. У них є балдж, гало і диск, але немає спіральних рукавів.

Галактика Веретено (NGC 5866), лінзоподібна галактика у сузір`ї Дракон.


У лінзоподібних така назва через те, що коли на них дивишся збоку, вони схожі на дві опуклі лінзи, накладені одна на одну. У них може бути перегородка (SBO), а може і не бути (SO). Як і у спіралей, у них є центральна злегка сплющена світла опуклість і диск менших розмірів, ніж у спіральних. Крім того, у них слабке дифузне гало; спіральна структура відсутня. У зовнішніх частинах лінзи іноді видно зачатки спіральних гілок, перемички і зовнішнє світле кільце. Такий тип галактик становить 22% від загальної кількості.

Неправильні галактики − це галактики, які не виявляють ні спіральною ні еліптичної структури. Найчастіше такі галактики мають хаотичну форму без яскраво вираженого ядра і спіральних гілок. У процентному відношенні складають одну чверть від усіх галактик. Більшість неправильних галактик у минулому були спіральними або еліптичними, але були деформовані гравітаційними силами.

Решта галактики, які можна спостерігати у Всесвіті (близько 4%), класифікуються як неправильні (Іг), тому що важко визначити їх форму або підібрати шаблон їх опису. Їх маса дуже мала (сота частка маси Чумацького Шляху), вони зазвичай є супутниками більш великих галактик. Типовий приклад - Магелланові Хмари, які є галактиками-супутниками нашої Галактики. У неправильних галактиках багато міжзоряної матерії і молодих зірок.

До неправильних галактик відносять такі галактики, у яких відсутнє чітко виражене ядро і обертальна симетрія. Насправді розподіл зоряної маси в них більш симетричний, ніж розподіл видимої яскравості, що створюється зірками високої світності і областями іонізованого водню. Це плоскі системи, причому оптичні та радіоспостереження вказують на їх правильне, хоча й повільне обертання. Деякі з Іг-галактик нагадують спіралі з перемичкою, в яких чомусь не виникли спіральні гілки. Існують різноманітні пекулярні галактики, кожна з яких має унікальну форму; взаємодіючі галактики, між якими спостерігаються перемички світлої матерії.

Отже, підіб'ємо підсумок. Найпоширенішими галактиками є еліптичні, лінзоподібні і спіральні галактики. Невелика частка галактик відноситься до неправильних. Частка радіогалактик і галактик Сейферта не перевищує одного відсотка.

Самих же галактичних систем в безоднях космосу просто не злічити: чим далі вглиб - тим все більше нових і нових галактик. Розташовані вони на значній віддалі від нашої власної галактики - системи Чумацького Шляху. І головне - є основними структурними елементами самого Всесвіту. Розсунувши межі спостережуваного Всесвіту до 500 мільйонів світлових років, Хаббл нарахував у цій ділянці нескінченного космосу до 100 мільйонів галактик. В даний час рахунок галактик ведеться на мільярди. Число зірок у найбільших з них оцінюється до 1012 - 1013 (для порівняння: кількість зірок у нашій власній Галактиці - 1011). Підрахунок зірок і галактик в даний час проводиться автоматично за допомогою спеціального обладнання. Вчені виявили у світі галактик навіть такі процеси, які наштовхують на аналогії зі світом живих явищ. Так, американський астроном Джон Гриббін зробив в 1977 році фотографію, що нагадує процес пологів у тварин і людини: з материнської галактики ніби вивергаються галактики-ембріони. В інших галактик, мабуть, є щілина, сполучена з розташованими поблизу галактиками, які обертаються навколо "матки".

NGC 1427A

Мала Магелланова Хмара

 

Взаємодіючі галактики

При телескопічних спостереженнях іноді можна побачити близько розташовані одна до одної галактики, які, схоже, гравітаційно взаємодіють між собою. Різниця між еліптичними і спіральними галактиками сьогодні пояснюється ще і теорією злиття галактик. Відповідно до цієї гіпотези деякі еліптичні галактики, особливо найбільші, утворилися в результаті злиття двох і більше галактик, які могли бути навіть спірального типу. І дійсно, відтворення на комп'ютері такої моделі підтверджує, що коли зливається кілька галактик, результат завжди один - утворення гігантської еліптичної галактики. Рідше, як показали деякі спостереження, відбувається зворотний процес. Матерія, екстрагована еліптичною галактикою за допомогою гравітаційних сил під час взаємодії з іншого галактикою, утворює структуру, схожу на гілки спіралі, які зазвичай спрямовані в бік меншої галактики.

Такі події, як занадто сильне зближення або прохід однієї галактики через іншу, призводять до того, що в одній або обох галактиках виникає приливно-відливна гравітаційна хвиля, схожа на концентричні кола від кинутого в ставок каменю. Якщо хвиля доходить до зони, яка багата газом, наприклад диска спіральної галактики, раптово відбувається одночасне сильне стиснення газу. З цієї речовини відразу утворюється нова зірка, яка горить недовго замість звичайних мільярдів років. Тому результатом раптової взаємодії в багатьох випадках є передчасне старіння галактики, яка витратила весь або майже весь запас газу в цьому останньому яскравому небесному феєрверку.

Взаємодіючі галактики "Миші"

 

Дві галактики Arp 273, які сплітаються під дією гравітації

Еволюція галактик

Утворення галактик розглядають як природний етап еволюції Всесвіту, що відбувається під дією гравітаційних сил. Мабуть, близько 14 млрд років назад в первинній речовині почалося відособлення протоскупчень (прото від грецького − перший). У протоскупченнях в ході різноманітних динамічних процесів відбувалося виділення груп галактик. Різноманіття форм галактик пов'язане з різноманітністю початкових умов утворення галактик.

Стискування галактики триває близько 3 млрд років. За цей час відбувається перетворення газової хмари на зоряну систему. Зірки утворюються шляхом гравітаційного стискування хмар газу. Коли в центрі стислої хмари досягаються щільність і температури, достатні для ефективного протікання термоядерних реакцій, народжується зірка. У надрах масивних зірок відбувається термоядерний синтез хімічних елементів важче за гелій. Ці елементи потрапляють в первинне воднево-гелієве середовище при вибухах зірок або при спокійному витіканні речовини із зірками. Елементи важче за залізо утворюються при грандіозних вибухах найновіших зірок. Таким чином, зірки першого покоління збагачують первинний газ хімічними елементами, важче за гелій. Ці зірки найбільш старі і складаються з водню, гелію і дуже малої домішки важких елементів. У зірках другого покоління домішка важких елементів помітніша, оскільки вони утворюються із вже збагаченого важкими елементами первинного газу.

Процес народження зірок йде при тривалому стискуванні галактики, тому формування зірок відбувається все ближче до центру системи, і чим ближче до центру, тим більшим повинно бути в зірках важких елементів. Це виведення добре узгоджується з даними про зміст хімічних елементів в зірках гало нашої Галактики і еліптичних галактик. У галактиці зірки майбутнього гало, що обертається, утворюються на більше ранній стадії стискування, коли обертання ще не вплинуло на загальну форму галактики. Свідченнями цієї епохи в нашій Галактиці є шарові зоряні скупчення.

Коли припиняється стискування протогалактики, кінетична енергія зірок диска, що утворилися, дорівнює енергії колективної гравітаційної взаємодії. В цей час, створюються умови для утворення спіральної структури, а народження зірок відбувається вже в спіральних гілках, в яких газ досить щільний. Це зірки третього покоління. До них відноситься наше Сонце.

Запаси міжзоряного газу поступово виснажуються, народження зірок стає менш інтенсивним. Через декілька мільярдів років, коли будуть вичерпані усі запаси газу, спіральна галактика перетвориться на лінзоподібну, таку, що складається із слабких червоних зірок. Еліптичні галактики вже знаходяться на цій стадії: увесь газ в них витрачений 10-15 млрд років назад.

Вік галактик рівний приблизно віку Всесвіту. Одним з секретів астрономії залишається питання про те, що з себе представляють ядра галактик. Дуже важливим відкриттям стало те, що деякі ядра галактик активні. Це відкриття було несподіваним. Раніше вважалося, що ядро галактики − це не більше ніж скупчення сотень мільйонів зірок. Виявилося що і оптичне і радіовипромінювання деяких галактичних ядер може мінятися за декілька місяців. Це означає, що в плині короткого часу з ядер звільняється величезна кількість енергії, в сотні разів що перевищує те, яке звільняється при спаласі наднової. Такі ядра дістали назву "активних", а процеси відбуваються в них "активність".

Група галактик "Квінтет Стефана"

Скупчення галактик Ейбел 2218

Зіткнення галактик

Усі галактики, за винятком незначної кількості неправильних, мають ядра. Вони складаються з величезної кількості зір і тому надзвичайно яскраві. Щоправда, у більшості галактик і в нашої, зокрема, до складу ядра входить незначний відсоток усіх зір. Дослідження свідчать, що ядра обертаються як тверді тіла. Велика скупченість зірок у ядрі не дозволяє розрізнити там окремі світила навіть для найближчих галактик. Досліджувати ядра галактик дуже складно. У 1943 році американський астроном Карл Сейферт (1911-1960) відкрив клас надзвичайно яскравих галактик з активними ядрами. Зараз їх називають сейфертівськими галактиками. Бурхливі процеси у їхніх ядрах призводять до викидів гарячого газу зі швидкістю до 4000 км/с. Ядра сейфертівських галактик зазвичай є потужними радіоджерелами.

Радіоспостереження галактик підтвердили, що багато з них у радіодіапазоні випромінюють значно слабше, ніж у видимому. Проте існують зоряні системи, радіовипромінювання яких значно переважає їхнє світлове випромінювання. Це так звані радіогалактики. Найближча з них — Лебідь А, розташована на відстані 330 Мпк від нас. Потужність її радіовипромінювання у 107 разів вища від світності Сонця.

Радіогалактика Лебідь А

На початку 60-х років XX століття були відкриті надпотужні радіоджерела. Спочатку вчені називали їх «квазізоряними радіоджерелами». Згодом кількість виявлених подібних об'єктів зросла, і громіздку назву змінили на квазар (скорочено від англійського guasi-stellar adio source). У 1961 році на Паломарівському телескопі (США) був отриманий спектр найяскравішого квазара 3С273. Весь набір ліній був так зсунутий у червоний бік, що його ледь вдалося ідентифікувати. У спектрах інших квазарів червоне зміщення було ще більшим

Учених вразили значні швидкості (0,92-0,97 c), з якими згідно з ефектом Допплера, віддаляються квазари. Відповідно, за законом Габбла, відстані до квазарів сягають 3680-3880 Мпк. На таких відстанях непомітні навіть найяскравіші галактики. Світність квазара у сотні разів більша від потужності величезної галактики, у якій сотні мільярдів зір. У багатьох квазарів виявлена зміна блиску. У деяких випадках блиск змінюється дуже швидко — протягом доби. Це означає, що розміри квазарів відносно незначні — швидко змінний об'єкт не може бути великим.

Природа квазарів, джерела їхньої енергії дотепер залишаються остаточно не з'ясованими. Імовірно, квазари є ядрами галактик. У 1980-х роках відкриті слабкі туманності, які оточують квазари. У спектрах цих туманних об'єктів виявлені такі ж червоні зміщення, як і у самих квазарів. На думку вчених, ці туманні плями — галактики, центрами яких є квазари.

Ще у 1784 році В. Гершель виявив тенденцію галактик групуватися у скупчення. У XX столітті Е. Габбл уперше почав проводити кількісний аналіз розподілу галактик на небі. У Метагалактиці — доступній для спостереження частині Всесвіту — близько 100 млрд. галактик, видима величина яких m?30.

Галактики, як і зорі, утворюють групи і скупчення. Наша Галактика, Туманність Андромеди, галактика Трикутника, ВМХ, ММХ та ще понад два десятки невеликих зоряних систем утворюють Місцеву Групу. Її діаметр складає близько 3 млн. св. років, а найближчі групи розташовані на відстані 10-15 млн. св. років. Супутниками нашої Галактики є ВМХ, ММХ та ще вісім карликових галактик.

Зараз відомо близько 4000 скупчень галактик. Одним із найбільших є скупчення у сузір'ї Волосся Вероніки. Воно розташоване на відстані 70 Мпк. У ньому існує близько 40000 зоряних систем. Скупчення галактик об'єднуються у надскупчення. На думку астрономів, Всесвіт має комірчасту структуру. Галактики розташовані переважно на межах гігантських комірок, усередині яких зоряних систем майже немає. Якщо уявно зменшити галактику до розмірів людини, то модель Всесвіту набула б такого вигляду: дорослі (яскраві галактики) будуть віддалені на відстань 100 м одна від одної, а між ними розташовується невелика кількість дітей (карликових галактик). Лише у деяких місцях, де галактики збираються в тісні скупчення, наша модель Всесвіту схожа на міський тротуар. До речі, якби до масштабів людини зменшити зорі типової галактики, то найближчий сусід проживав би на відстані 100 000 км. Таке порівняння свідчить, що галактики у Всесвіті розкидані доволі рідко. Світ галактик величезний і майже порожній.

Око Всесвіту - дарунок телескопа Хаббл


Пошук
Хмаринка тегів
Календар
Годинник
Сонячна система

Зоряне небо
Місяць on-line
Земля та Місяць
Магнітні бурі
Карта світу
Гості сайту
Прогноз погоди
Міні-чат
Наше опитування
Ви, відвідувач сайту:
Всього відповідей: 332
Статистика

Онлайн всього: 1
Гостей: 1
Користувачів: 0
Конкурси
конкурс сайтов
Друзі сайту
Час життя сайту
Форма входу
Популярні програми
Радіо on-line