Галактика – это система звезд , остатков звезд , межзвездного газа , пыли и темной материи, связанных между собой гравитацией . [1] [2] Это слово происходит от греческого слова «галаксия» ( γαλαξίας ), буквально «млечный», отсылка к галактике Млечный Путь , в которой находится Солнечная система . Галактики, насчитывающие в среднем около 100 миллиардов звезд, [3] варьируются по размеру от карликов с менее чем сотней миллионов звезд до крупнейших известных галактик – сверхгигантов со ста триллионами звезд, каждая из которых вращается вокруг центра масс своей галактики . Большая часть массы типичной галактики находится в форме темной материи , и лишь несколько процентов этой массы видимы в виде звезд и туманностей. Сверхмассивные черные дыры — обычное явление в центрах галактик.
Галактики подразделяются в зависимости от их визуальной морфологии на эллиптические , [4] спиральные и неправильные . [5] Считается, что многие из них имеют в своих центрах сверхмассивные черные дыры . Центральная черная дыра Млечного Пути, известная как Стрелец А* , имеет массу в четыре миллиона раз большую, чем Солнце . [6]
По оценкам, их насчитывается около 200 миллиардов [7] (2 × 10 11 ) до 2 триллионов [8] галактик в наблюдаемой Вселенной . Большинство галактик имеют диаметр от 1 000 до 100 000 парсеков (приблизительно от 3 000 до 300 000 световых лет ) и разделены расстояниями порядка миллионов парсеков (или мегапарсеков). Для сравнения, Млечный Путь имеет диаметр не менее 26 800 парсеков (87 400 световых лет) и отделен от Галактики Андромеды (диаметром около 152 000 световых лет), своего ближайшего крупного соседа, на 780 000 парсеков (2,5 миллиона световых лет).
Пространство между галактиками заполнено разреженным газом ( межгалактическая среда ) со средней плотностью менее одного атома на кубический метр. Большинство галактик гравитационно организованы в группы , скопления и сверхскопления . Млечный Путь входит в Местную группу , в которой он доминирует наряду с Галактикой Андромеды . Группа входит в сверхскопление Девы . В самом большом масштабе эти ассоциации обычно располагаются в виде листов и нитей , окруженных огромными пустотами . [9] И Местная группа, и Сверхскопление Девы содержатся в гораздо более крупной космической структуре под названием Ланиакея . [10]
Слово « галактика» было заимствовано на французском языке и средневековой латыни из греческого термина, обозначающего Млечный Путь, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) [11] [12] «млечный (круг)», названного в честь его внешнего вида в виде молочной полосы света. в небе. В греческой мифологии Зевс помещает своего сына , рожденного от смертной женщины, младенца Геракла , на грудь Геры , пока она спит, чтобы ребенок выпил ее божественное молоко и, таким образом, стал бессмертным. Гера просыпается во время кормления грудью, а затем понимает, что кормит грудью неизвестного ребенка: она отталкивает ребенка, часть ее молока проливается, и возникает полоса света, известная как Млечный Путь. [13] [14]
В астрономической литературе слово «Галактика» с заглавной буквы часто используется для обозначения галактики Млечный Путь , чтобы отличить ее от других галактик в наблюдаемой Вселенной . Английский термин «Млечный Путь» восходит к рассказу Джеффри Чосера ок. 1380 :
Смотри, вот, Галактика,
Которая люди прославляют Млечный Вей ,
Потому что удар - вот почему.- Джеффри Чосер, Дом славы [12]
Галактики первоначально были открыты телескопом и были известны как спиральные туманности . Большинство астрономов 18-19 веков считали их либо неразрешенными звездными скоплениями , либо анагалактическими туманностями и просто считали частью Млечного Пути, но их истинный состав и природа оставались загадкой. Наблюдения с использованием более крупных телескопов нескольких близлежащих ярких галактик, таких как Галактика Андромеды , начали разрешать их в огромные скопления звезд, но, основываясь просто на кажущейся тусклости и явном населении звезд, истинные расстояния до этих объектов помещали их далеко за пределы Млечного галактики. Способ. По этой причине их в народе называли островными вселенными , но этот термин быстро вышел из употребления, поскольку слово « вселенная» подразумевало целостность существования. Вместо этого они стали известны просто как галактики. [15]
Миллионы галактик занесены в каталог, но лишь немногие имеют устоявшиеся названия, такие как Галактика Андромеды , Магеллановы Облака , Галактика Водоворот и Галактика Сомбреро . Астрономы работают с числами из определенных каталогов, таких как каталог Мессье , NGC ( Новый общий каталог ), IC ( Индексный каталог ), CGCG ( Каталог галактик и скоплений галактик ), MCG ( Морфологический каталог галактик ). , UGC ( Общий каталог галактик Упсалы) и PGC ( Каталог основных галактик , также известный как LEDA). Все известные галактики фигурируют в одном или нескольких из этих каталогов, но каждый раз под другим номером. Например, Мессье 109 (или «М109») — спиральная галактика, имеющая номер 109 в каталоге Мессье. Он также имеет обозначения NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269–023, MCG +09-20-044 и PGC 37617 (или LEDA 37617) и другие. [16] Миллионы более тусклых галактик известны по своим идентификаторам в обзорах неба , таких как Sloan Digital Sky Survey , в котором M109 занесена в каталог как SDSS J115735.97+532228.9.
Осознание того, что мы живем в галактике, которая является одной из многих параллельных крупных открытий о Млечном Пути и других туманностях .
Греческий философ Демокрит (450–370 гг. до н. э.) предположил, что яркая полоса на ночном небе, известная как Млечный Путь, может состоять из далеких звезд. [17] Аристотель (384–322 до н.э.), однако, полагал, что Млечный Путь был вызван «возгоранием огненного испарения некоторых звезд, которые были большими, многочисленными и близко расположенными друг к другу» и что «возгорание происходит в верхней части атмосферы , в области Мира, которая непрерывна с небесными движениями » . [18] Философ -неоплатоник Олимпиодор Младший ( ок. 495–570 гг. н.э.) критически относился к этой точке зрения, утверждая, что, если бы Млечный Путь был подлунным (расположенным между Землей и Луной), он должен был бы выглядеть по-разному в разное время и в разных местах на Земле. и что у него должен быть параллакс , которого не было. По его мнению, Млечный Путь был небесным. [19]
По словам Мохани Мохамеда, арабский астроном Ибн аль-Хайсам (965–1037) предпринял первую попытку наблюдать и измерить параллакс Млечного Пути [20] и таким образом «определил, что, поскольку у Млечного Пути нет параллакса, он должен быть удален от Земли, не принадлежащий атмосфере». [21] Персидский астроном аль-Бируни (973–1048) предположил, что галактика Млечный Путь представляет собой «набор бесчисленных фрагментов природы туманных звезд». [22] Андалузский астроном Авемпас ( ум. 1138) предположил, что она состояла из множества звезд, почти касавшихся друг друга, и представляла собой непрерывное изображение из-за эффекта преломления от подлунного материала, [18] [23] со ссылкой на его наблюдение соединения Юпитера и Марса как свидетельство того, что это произошло, когда два объекта находились рядом. [18] В 14 веке уроженец Сирии Ибн Кайим аль-Джавзия предположил, что галактика Млечный Путь представляет собой «множество крошечных звезд, упакованных вместе в сфере неподвижных звезд». [24]
Фактическое доказательство того, что Млечный Путь состоит из множества звезд, появилось в 1610 году, когда итальянский астроном Галилео Галилей изучил его с помощью телескопа и обнаружил, что он состоит из огромного количества слабых звезд. [25] [26] В 1750 году английский астроном Томас Райт в своей книге « Оригинальная теория или новая гипотеза Вселенной » правильно предположил, что это может быть вращающееся тело огромного количества звезд, удерживаемых вместе гравитационными силами, сродни гравитационным силам. Солнечная система , но в гораздо большем масштабе, и образовавшийся в результате звездный диск можно было увидеть как полосу на небе, если смотреть изнутри нее. [27] [28] В своем трактате 1755 года Иммануил Кант развил идею Райта о структуре Млечного Пути. [29]
Первый проект по описанию формы Млечного Пути и положения Солнца был предпринят Уильямом Гершелем в 1785 году путем подсчета количества звезд в различных областях неба. Он создал диаграмму формы галактики с Солнечной системой, близкой к центру . [30] [31] Используя усовершенствованный подход, Каптейн в 1920 году пришел к изображению небольшой (диаметром около 15 килопарсек) эллипсоидной галактики с Солнцем, близким к центру. Другой метод Харлоу Шепли , основанный на каталогизации шаровых скоплений , привел к радикально иной картине: плоский диск диаметром примерно 70 килопарсек и Солнце далеко от центра. [28] Оба анализа не смогли принять во внимание поглощение света межзвездной пылью , присутствующей в галактической плоскости ; но после того, как Роберт Джулиус Трамплер количественно оценил этот эффект в 1930 году, изучая рассеянные скопления , появилась нынешняя картина галактики Млечный Путь. [32]
Несколько галактик за пределами Млечного Пути можно увидеть в темную ночь невооруженным глазом , в том числе Галактику Андромеды , Большое Магелланово Облако , Малое Магелланово Облако и Галактику Треугольника . В 10 веке персидский астроном Абд ар-Рахман ас-Суфи сделал самую раннюю зарегистрированную идентификацию Галактики Андромеды, назвав ее «маленьким облаком». [33] В 964 году он, вероятно, упомянул Большое Магелланово Облако в своей «Книге неподвижных звёзд » (имея в виду «Аль-Бакра южных арабов», [34] поскольку при склонении около 70° к югу не было видно места, где он жил. ); европейцам он был малоизвестен до путешествия Магеллана в 16 веке. [35] [34] Галактика Андромеды была позже независимо отмечена Саймоном Мариусом в 1612 году. [33] В 1734 году философ Эмануэль Сведенборг в своей книге « Начала» предположил, что за ее пределами могли существовать другие галактики, которые сформировались в галактические скопления, являющиеся крохотными частями галактики. Вселенная, которая простиралась далеко за пределы того, что можно было увидеть. Эти взгляды «удивительно близки современным взглядам на космос». [36] В 1745 году Пьер Луи Мопертюи предположил, что некоторые туманноподобные объекты представляют собой скопления звезд с уникальными свойствами, включая свечение, превосходящее свет, который звезды производят сами по себе, и повторил точку зрения Иоганна Гевелия о том, что яркие пятна были массивными. и сплющены из-за их вращения. [37] В 1750 году Томас Райт правильно предположил, что Млечный Путь представляет собой сплющенный диск звезд и что некоторые туманности, видимые в ночном небе, могут быть отдельными Млечными Путями. [28] [38]
К концу XVIII века Шарль Мессье составил каталог , содержащий 109 ярчайших небесных объектов, имеющих туманный вид. Впоследствии Уильям Гершель составил каталог из 5000 туманностей. [28] В 1845 году лорд Росс сконструировал новый телескоп и смог различать эллиптические и спиральные туманности. Ему также удалось различить отдельные точечные источники в некоторых из этих туманностей, что подтвердило более раннюю гипотезу Канта. [39]
В 1912 году Весто М. Слайфер провел спектрографические исследования ярчайших спиральных туманностей, чтобы определить их состав. Слайфер обнаружил, что спиральные туманности имеют высокие доплеровские смещения , что указывает на то, что они движутся со скоростью, превышающей скорость измеренных им звезд. Он обнаружил, что большинство этих туманностей удаляются от нас. [40] [41]
В 1917 году Хебер Дуст Кертис наблюдал новую S Андромеды в «Большой туманности Андромеды » (так тогда была известна Галактика Андромеды, объект Мессье M31 ). Просматривая фотографические записи, он обнаружил еще 11 новых . Кертис заметил, что эти новые звезды были в среднем на 10 звездных величин тусклее, чем те, которые произошли в этой галактике. В результате он смог получить оценку расстояния в 150 000 парсеков . Он стал сторонником так называемой гипотезы «островных вселенных», согласно которой спиральные туманности на самом деле являются независимыми галактиками. [42]
В 1920 году между Харлоу Шепли и Хибером Кертисом состоялся спор ( «Великие дебаты ») о природе Млечного Пути, спиральных туманностей и размерах Вселенной. В подтверждение своего утверждения о том, что Большая Туманность Андромеды является внешней галактикой, Кертис отметил появление темных полос, напоминающих пылевые облака в Млечном Пути, а также значительный доплеровский сдвиг. [43]
В 1922 году эстонский астроном Эрнст Эпик дал определение расстояния, которое подтвердило теорию о том, что туманность Андромеды действительно является далеким внегалактическим объектом. [44] Используя новый 100-дюймовый телескоп на горе Вильсон , Эдвин Хаббл смог рассмотреть внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звезд и определить некоторые переменные цефеид , что позволило ему оценить расстояние до туманностей: они были слишком далеки, чтобы быть частью Млечного Пути. [45] В 1926 году Хаббл разработал классификацию морфологии галактик , которая используется и по сей день. [46] [47]
В 1944 году Хендрик ван де Хюльст предсказал, что микроволновое излучение с длиной волны 21 см будет обнаруживаться в межзвездном атомарном водородном газе; [48] и в 1951 г. это наблюдалось. На это излучение не влияет поглощение пыли, поэтому его доплеровский сдвиг можно использовать для картирования движения газа в этой галактике. Эти наблюдения привели к гипотезе о вращающейся стержневой структуре в центре этой галактики. [49] С помощью усовершенствованных радиотелескопов газообразный водород можно было обнаружить и в других галактиках. В 1970-х годах Вера Рубин обнаружила несоответствие между наблюдаемой скоростью вращения галактики и той, которую предсказывают видимые массы звезд и газа. Сегодня считается, что проблема вращения галактики объясняется наличием большого количества невидимой темной материи . [50] [51]
Начиная с 1990-х годов космический телескоп Хаббл давал улучшенные наблюдения. Среди прочего, его данные помогли установить, что недостающая темная материя в этой галактике не может состоять исключительно из слабых и маленьких звезд. [53] Глубокое поле Хаббла , чрезвычайно длительная экспозиция относительно пустой части неба, предоставило доказательства того, что существует около 125 миллиардов (1,25 × 10 11 ) галактик в наблюдаемой Вселенной. [54] Усовершенствованная технология обнаружения невидимых для человека спектров (радиотелескопы, инфракрасные камеры и рентгеновские телескопы ) позволяет обнаруживать другие галактики, не обнаруженные Хабблом. В частности, исследования в Зоне избегания (область неба, закрытая Млечным Путем для видимого света) выявили ряд новых галактик. [55]
Исследование 2016 года, опубликованное в The Astrophysical Journal , под руководством Кристофера Конселиса из Ноттингемского университета , использовало изображения Хаббла за 20 лет, чтобы оценить, что наблюдаемая Вселенная содержит по меньшей мере два триллиона2 × 10 12 ) галактик. [56] [57] Однако более поздние наблюдения с помощью космического зонда «Новые горизонты» за пределами зодиакального света сократили это число примерно до 200 миллиардов (2 × 10 11 ). [58] [59]
Галактики делятся на три основных типа: эллиптические, спиральные и неправильные. Несколько более обширное описание типов галактик на основе их внешнего вида даёт последовательность Хаббла . Поскольку последовательность Хаббла полностью основана на визуальном морфологическом типе (форме), она может упускать некоторые важные характеристики галактик, такие как скорость звездообразования в галактиках со звездообразованием и активность в ядрах активных галактик . [5]
Считается, что многие галактики содержат в центре сверхмассивную черную дыру. Сюда входит Млечный Путь, основная область которого называется Галактическим Центром . [60]
Система классификации Хаббла классифицирует эллиптические галактики на основе их эллиптичности: от E0, почти сферической, до E7, сильно вытянутой. Эти галактики имеют эллипсоидный профиль, что придает им эллиптический вид независимо от угла обзора. Их внешний вид не показывает никакой структуры, и они обычно содержат относительно мало межзвездной материи . Следовательно, эти галактики также имеют низкую долю рассеянных скоплений и пониженную скорость образования новых звезд. Вместо этого в них доминируют, как правило, более старые, более развитые звезды , которые вращаются вокруг общего центра тяжести в случайных направлениях. Звезды содержат небольшое количество тяжелых элементов, поскольку звездообразование прекращается после первоначальной вспышки. В этом смысле они имеют некоторое сходство с гораздо меньшими шаровыми скоплениями . [61]
Самыми крупными галактиками являются галактики типа cD . Впервые описанные в 1964 году в статье Томаса А. Мэтьюза и других [62] , они представляют собой подтип более общего класса D-галактик, которые представляют собой гигантские эллиптические галактики, за исключением того, что они намного больше. Они широко известны как сверхгигантские эллиптические галактики и представляют собой самые большие и яркие из известных галактик. Эти галактики имеют центральное эллиптическое ядро с обширным слабым гало из звезд, простирающимся до масштабов мегапарсеков. [63] Профиль их поверхностной яркости в зависимости от их радиуса (или расстояния от их ядер) падает медленнее, чем у их меньших собратьев. [64]
Формирование этих CD-галактик остается активной областью исследований, но ведущая модель состоит в том, что они являются результатом слияний меньших галактик в среде плотных скоплений или даже галактик за пределами скоплений со случайной сверхплотностью. Эти процессы являются механизмами, которые приводят к образованию групп ископаемых или скоплений ископаемых, где большой, относительно изолированный, сверхгигантский эллиптический объект находится в середине скопления и окружен обширным облаком рентгеновских лучей как остаток этих галактических столкновений. . Другая старая модель постулирует явление охлаждающего потока , когда нагретые газы в скоплениях сжимаются к их центрам по мере охлаждения, образуя при этом звезды, явление, наблюдаемое в таких скоплениях, как Персей , [65] и совсем недавно в скоплении Феникс .
Галактика-оболочка — это тип эллиптической галактики, в которой звезды в ее гало расположены в концентрических оболочках. Около одной десятой эллиптических галактик имеют оболочечную структуру, никогда не наблюдавшуюся в спиральных галактиках. Считается, что эти структуры развиваются, когда более крупная галактика поглощает меньшую галактику-спутницу: по мере сближения центров двух галактик они начинают колебаться вокруг центральной точки, и это колебание создает гравитационную рябь, образующую оболочки звезд, подобную ряби, распространяющейся по вода. Например, галактика NGC 3923 имеет более 20 оболочек. [66]
Спиральные галактики напоминают спиралевидные вертушки . Хотя звезды и другой видимый материал, содержащийся в такой галактике, лежат в основном на плоскости, большая часть массы спиральных галактик находится в примерно сферическом гало темной материи, которое выходит за пределы видимого компонента, как демонстрирует концепция универсальной кривой вращения. [67]
Спиральные галактики состоят из вращающегося диска звезд и межзвездной среды, а также центральной выпуклости, состоящей, как правило, из более старых звезд. От выпуклости наружу простираются относительно яркие рукава. В схеме классификации Хаббла спиральные галактики обозначаются как тип S , за которым следует буква ( a , b или c ), которая указывает на степень герметичности спиральных рукавов и размер центрального балджа. Галактика Sa имеет плотно извитые, плохо выраженные рукава и относительно большую область ядра. С другой стороны, галактика Sc имеет открытые, четко выраженные рукава и небольшую область ядра. [68] Галактику с плохо выраженными рукавами иногда называют хлопьевидной спиральной галактикой ; в отличие от спиральной галактики грандиозного дизайна , которая имеет заметные и четко выраженные спиральные рукава. [69] Считается, что скорость вращения галактики коррелирует с плоскостностью диска, поскольку некоторые спиральные галактики имеют толстые выпуклости, а другие тонкие и плотные. [70]
В спиральных галактиках спиральные рукава имеют форму приблизительно логарифмических спиралей , и теоретически можно показать, что такая закономерность возникает в результате нарушения равномерно вращающейся массы звезд. Подобно звездам, спиральные рукава вращаются вокруг центра, но делают это с постоянной угловой скоростью . Спиральные рукава считаются областями материи высокой плотности или « волнами плотности ». [71] Когда звезды движутся через рукав, космическая скорость каждой звездной системы изменяется под действием гравитационной силы более высокой плотности. (Скорость возвращается к нормальной после того, как звезды отходят на другую сторону рукава.) Этот эффект сродни «волне» замедления, движущейся по шоссе, полному движущихся автомобилей. Рукава видны, потому что высокая плотность способствует звездообразованию, и поэтому они содержат много ярких и молодых звезд. [72]
Большинство спиральных галактик, включая галактику Млечный Путь , имеют линейную полосу звезд в форме бруска, которая простирается наружу по обе стороны от ядра, а затем сливается в структуру спирального рукава. [73] В схеме классификации Хаббла они обозначаются буквой SB , за которой следует строчная буква ( a , b или c ), обозначающая форму спиральных рукавов (так же, как классифицируются нормальные спиральные галактики). ). Считается, что бары — это временные структуры, которые могут возникнуть в результате волны плотности, исходящей наружу от ядра, или же из-за приливного взаимодействия с другой галактикой. [74] Многие спиральные галактики с перемычкой активны, возможно, в результате поступления газа в ядро по рукавам. [75]
Наша собственная галактика, Млечный Путь , представляет собой большую дискообразную спиральную галактику с перемычкой [76] диаметром около 30 килопарсек и толщиной килопарсек. Оно содержит около двухсот миллиардов (2×10 11 ) [77] звезд и имеет общую массу примерно в шестьсот миллиардов (6×10 11 ) раз больше массы Солнца. [78]
Недавно исследователи описали галактики, называемые сверхсветящимися спиралями. Они очень большие, их диаметр составляет 437 000 световых лет (по сравнению с диаметром Млечного Пути 87 400 световых лет). Имея массу 340 миллиардов солнечных масс, они генерируют значительное количество ультрафиолетового и среднего инфракрасного света. Считается, что у них повышенная скорость звездообразования примерно в 30 раз быстрее, чем у Млечного Пути. [79] [80]
Несмотря на известность крупных эллиптических и спиральных галактик, большинство галактик являются карликовыми. Они относительно малы по сравнению с другими галактическими образованиями: их размер составляет около одной сотой размера Млечного Пути и насчитывает всего несколько миллиардов звезд. Недавно были обнаружены сверхкомпактные карликовые галактики размером всего 100 парсеков в поперечнике. [85]
Многие карликовые галактики могут вращаться вокруг одной более крупной галактики; У Млечного Пути есть как минимум дюжина таких спутников, из которых, по оценкам, еще предстоит открыть 300–500. [86] Карликовые галактики также можно разделить на эллиптические , спиральные и неправильные . Поскольку маленькие карликовые эллиптические галактики мало похожи на большие эллиптические галактики, их часто называют карликовыми сфероидальными галактиками .
Исследование 27 соседей Млечного Пути показало, что во всех карликовых галактиках центральная масса составляет примерно 10 миллионов солнечных масс , независимо от того, имеет ли она тысячи или миллионы звезд. Это говорит о том, что галактики в основном состоят из темной материи , и что минимальный размер может указывать на форму теплой темной материи , неспособной к гравитационному слиянию в меньшем масштабе. [87]
Взаимодействия между галактиками относительно часты и могут играть важную роль в галактической эволюции . Близкие расстояния между галактиками приводят к искажениям из-за приливных взаимодействий и могут вызвать некоторый обмен газом и пылью. [88] [89] Столкновения происходят, когда две галактики проходят непосредственно друг через друга и имеют достаточный относительный импульс, чтобы не слиться. Звезды взаимодействующих галактик обычно не сталкиваются, но газ и пыль внутри двух форм взаимодействуют, иногда вызывая звездообразование. Столкновение может серьезно исказить форму галактик, образуя перемычки, кольца или хвостообразные структуры. [88] [89]
Крайним проявлением взаимодействия являются слияния галактик, при которых относительные импульсы галактик недостаточны, чтобы позволить им пройти друг через друга. Вместо этого они постепенно сливаются, образуя одну, более крупную галактику. Слияния могут привести к значительным изменениям исходной морфологии галактик. Если одна из галактик намного массивнее другой, результат известен как каннибализм , когда более массивная и большая галактика остается относительно нетронутой, а меньшая разрывается на части. Галактика Млечный Путь в настоящее время находится в процессе поглощения Карликовой эллиптической галактики Стрельца и Карликовой галактики Большого Пса . [88] [89]
Звезды создаются внутри галактик из запасов холодного газа, образующего гигантские молекулярные облака . Было замечено, что в некоторых галактиках звезды формируются с исключительной скоростью, известной как звездообразование . Если они продолжат это делать, они израсходуют свой запас газа за время, меньшее, чем продолжительность жизни галактики. Следовательно, вспышка звезд обычно длится всего около десяти миллионов лет, относительно короткого периода в истории галактики. Галактики со звездообразованием были более распространены в ранней истории Вселенной [91] , но их вклад в общее звездообразование по-прежнему составляет примерно 15%. [92]
Для галактик звездообразования характерны пылевые концентрации газа и появление вновь образовавшихся звезд, в том числе массивных звезд, которые ионизируют окружающие облака, создавая области H II . [93] Эти звезды производят взрывы сверхновых , создавая расширяющиеся остатки , которые мощно взаимодействуют с окружающим газом. Эти вспышки запускают цепную реакцию звездообразования, которая распространяется по всей газовой области. Только когда доступный газ почти израсходован или рассеян, деятельность прекращается. [91]
Звездообразования часто связаны со слиянием или взаимодействием галактик. Прототипом такого взаимодействия, образующего звездообразование, является M82 , которая пережила близкое столкновение с более крупной M81 . Неправильные галактики часто демонстрируют разнесенные узлы звездообразования. [94]
Радиогалактика — это галактика с гигантскими областями радиоизлучения, выходящими далеко за пределы ее видимой структуры . Эти энергичные радиолепестки питаются от струй активного галактического ядра . [95] Радиогалактики классифицируются в соответствии с классификациями Фанарова–Райли (FR). Класс FR I представляет собой класс меньшинства - источники низкой светимости, демонстрирующие гораздо более вытянутые структуры, обычно известные как шлейфы . Класс FR II , безусловно, является наиболее распространенным и имеет крупномасштабные структуры, называемые долями : это двойные, часто довольно симметричные, примерно эллипсоидные структуры, расположенные по обе стороны от активного ядра.
Радиогалактики также можно отнести к гигантским радиогалактикам (ГРГ), радиоизлучение которых может достигать масштабов мегапарсеков (3,26 миллиона световых лет). Альционей — радиогалактика с низким возбуждением класса FR II, имеющая самое большое наблюдаемое радиоизлучение, с лопастными структурами, охватывающими 5 мегапарсеков (16×10 6 св. лет ). Для сравнения, другая гигантская радиогалактика такого же размера — 3C 236 , с диаметром долей 15 миллионов световых лет. Однако следует отметить, что радиоизлучение не всегда считается частью самой главной галактики [96] и обычно не используется в качестве стандарта при измерении физического диаметра галактики. Подробнее о том, как измеряются физические диаметры галактик, см. в разделе «Физические диаметры» ниже.
Гигантская радиогалактика — это особый класс объектов, характеризующийся наличием радиодолей, генерируемых релятивистскими джетами , питаемыми сверхмассивной черной дырой центральной галактики . Гигантские радиогалактики отличаются от обычных радиогалактик тем, что они могут достигать гораздо больших размеров, достигая нескольких мегапарсеков в поперечнике, что намного превышает диаметры родительских галактик.
Некоторые наблюдаемые галактики классифицируются как «активные», если они содержат активное галактическое ядро (АЯГ). [97] Значительная часть общей энергии галактики излучается активным ядром, а не звездами, пылью и межзвездной средой . Существует множество схем классификации и наименования АЯГ, но те, что находятся в более низких диапазонах светимости, называются сейфертовскими галактиками , а те, у которых светимость намного превышает светимость родительской галактики, известны как квазизвездные объекты или квазары . АЯГ излучают излучение во всем электромагнитном спектре, от радиоволн до рентгеновских лучей, хотя часть его может поглощаться пылью или газом, связанными с самим АЯГ или с родительской галактикой.
Стандартная модель активного ядра галактики основана на аккреционном диске , который формируется вокруг сверхмассивной черной дыры (СМЧД) в ядре галактики. Излучение активного галактического ядра является результатом гравитационной энергии материи, падающей на черную дыру с диска. [98] [99] Светимость АЯГ зависит от массы СМЧД и скорости падения на нее вещества. Примерно в 10% этих галактик пара диаметрально противоположных энергичных струй выбрасывает частицы из ядра галактики со скоростями, близкими к скорости света . Механизм образования этих струй недостаточно изучен. [100]
Считается, что Блазары — это активные галактики с релятивистской струей , направленной в сторону Земли. Радиогалактика излучает радиочастоты релятивистских джетов. Единая модель этих типов активных галактик объясняет их различия в зависимости от положения наблюдателя. [100]
Возможно, с активными ядрами галактик (а также с областями звездообразования ) связаны области ядерных эмиссионных линий с низкой ионизацией (LINER). В излучении галактик типа ЛАЙНЕР преобладают слабоионизованные элементы . Источниками возбуждения слабоионизованных линий являются пост- AGB- звезды, АЯГ и ударные волны. [101] Примерно треть близлежащих галактик классифицируются как содержащие ядра LINER. [99] [101] [102]
Сейфертовские галактики — одна из двух крупнейших групп активных галактик наряду с квазарами. У них есть квазароподобные ядра (очень светящиеся, далекие и яркие источники электромагнитного излучения) с очень высокой поверхностной яркостью; но в отличие от квазаров, их родительские галактики четко различимы. [103] Сейфертовские галактики составляют около 10% всех галактик. В видимом свете большинство из них выглядят как обычные спиральные галактики; но при изучении на других длинах волн светимость их ядер эквивалентна светимости целых галактик размером с Млечный Путь.
Квазары — самые энергичные и отдаленные члены активных галактических ядер. Чрезвычайно яркие, они были впервые идентифицированы как источники электромагнитной энергии с высоким красным смещением, включая радиоволны и видимый свет, которые больше похожи на звезды, чем на протяженные источники, подобные галактикам. Их светимость может быть в 100 раз больше, чем у Млечного Пути. [104]
Светящиеся инфракрасные галактики (LIRG) — это галактики со светимостью (измерение выходной электромагнитной мощности) выше 10 11 L☉ (солнечной светимости). [105] В большинстве случаев большая часть их энергии исходит от большого количества молодых звезд, которые нагревают окружающую пыль, которая переизлучает энергию в инфракрасном диапазоне. Светимость, достаточно высокая, чтобы быть LIRG, требует скорости звездообразования не менее 18 M☉ год -1 . Сверхяркие инфракрасные галактики (ULIRG) по крайней мере в десять раз ярче и образуют звезды со скоростью > 180 M☉ год -1 . Многие LIRG также излучают излучение АЯГ. Инфракрасные галактики излучают больше энергии в инфракрасном диапазоне, чем все остальные длины волн вместе взятые, с пиковым излучением обычно на длинах волн от 60 до 100 микрон. LIRG редки в локальной Вселенной, но были гораздо более распространены, когда Вселенная была моложе.
Галактики по своей природе не имеют четкой границы и характеризуются постепенным уменьшением звездной плотности в зависимости от расстояния от их центра, что затрудняет измерение их истинных размеров. Тем не менее, астрономы за последние несколько десятилетий выработали несколько критериев определения размеров галактик. Еще во времена Эдвина Хаббла в 1936 году предпринимались попытки охарактеризовать диаметры галактик. С появлением крупных обзоров неба во второй половине 20-го века потребность в стандарте для точного определения размеров галактик стала более востребованной из-за его огромного значения в астрофизике, такого как точное определение постоянной Хаббла . На протяжении десятилетий были адаптированы различные стандарты, некоторые из которых более предпочтительны, чем другие. Ниже приведены некоторые из этих примеров.
Изофотальный диаметр представлен как традиционный способ измерения размера галактики на основе ее видимой поверхностной яркости. [106] Изофоты — это кривые на диаграмме (например, на изображении галактики), которые соединяют точки одинаковой яркости и полезны для определения размеров галактики. Поток видимой яркости галактики измеряется в единицах звездной величины на квадратную угловую секунду (mag/угловая секунда 2 ; иногда выражается как магнитная угловая секунда -2 ), что определяет глубину яркости изофоты. Чтобы проиллюстрировать работу этого устройства, отметим, что типичная галактика имеет поток яркости 18 магн./угл. сек 2 в своей центральной области. Эта яркость эквивалентна свету гипотетического точечного объекта 18-й звездной величины (например, звезды), равномерно распределенного в области неба площадью в одну квадратную угловую секунду. [107] В целях объективности спектр используемого света иногда также дается на рисунках. Например, Млечный Путь имеет среднюю поверхностную яркость 22,1 B-mag/угл.сек -2 , [108] [109] [110] , где B-mag относится к яркости в B-диапазоне (длина волны света 445 нм). , в синей части видимого спектра).
Р. О. Редман в 1936 году предположил, что диаметры галактик (тогда называвшихся «эллиптическими туманностями») следует определять по изофоте 25,0 магн./угл. 2 в B-диапазоне , которая, как ожидается, покроет большую часть светового профиля галактики. [111] Затем эта изофота стала известна просто как D 25 (сокращение от «диаметр 25») и соответствует как минимум 10% нормальной яркости ночного неба, что очень близко к ограничениям синих фильтров того времени. Этот метод особенно использовался при создании Общего каталога Упсалы с использованием синих фильтров из Обзора неба Паломарской обсерватории в 1972 году.
Однако этот общепринятый стандарт не является общепринятым. Эрик Холмберг в 1958 году измерил диаметры по меньшей мере 300 галактик на изофоте около 26,5 магн./угл. сек 2 (первоначально определяемой как плотность фотографической яркости по отношению к фону пластины 0,5%). [112] В других исследованиях, таких как ESO в 1989 году, использовались изофоты со слабой магнитной энергией 27,0 магн./угл. сек 2 . [113] Тем не менее, поправки к этим диаметрам были введены как Вторым, так и Третьим Справочным каталогом галактик (RC2 и RC3), по крайней мере, для тех галактик, которые включены в эти два каталога.
Примеры измерений диаметра изофот:
Радиус полусвечения (также известный как эффективный радиус ; R e ) — это мера, основанная на общем потоке яркости галактики. Это радиус, на котором излучалась половина, или 50%, общего потока яркости галактики. Впервые это было предложено Жераром де Вокулером в 1948 году. [114] Выбор использования 50% был произвольным, но оказался полезным в дальнейших работах Р.А. Фиша в 1963 году [115] , где он установил закон концентрации светимости, связывающий яркости эллиптических галактик и их соответствующего R e , а также Дж. Л. Серсика в 1968 году [116] , который определил соотношение массы и радиуса в галактиках.
При определении Re необходимо улавливать общий поток яркости галактики, используя метод, использованный Бершади в 2000 году, предлагающий измерять вдвое больший размер, где поток яркости произвольно выбранного радиуса, определяемый как локальный поток, разделенный на общий средний поток равен 0,2. [117] Использование радиуса полусвета позволяет приблизительно оценить размер галактики, но не особенно помогает в определении ее морфологии. [118]
Существуют варианты этого метода. В частности, в Каталоге галактик ESO-Упсала для расчета диаметра галактики использовались значения 50%, 70% и 90% от общего синего света (света, обнаруженного через специальный фильтр B-диапазона). [119]
Модифицированная версия этого метода , впервые описанная В. Петросяном в 1976 году [120], использовалась в Слоанском цифровом обзоре неба (SDSS). [121] В этом методе используется математическая модель галактики, радиус которой определяется усредненным по азимуту (горизонтали) профилем ее потока яркости. В частности, SDSS использовал звездную величину Петросиана в R-диапазоне (658 нм, в красной части видимого спектра), чтобы гарантировать, что поток яркости галактики будет уловлен в максимально возможной степени, одновременно противодействуя эффектам фонового шума. . Ожидается, что для галактики, профиль яркости которой является экспоненциальным, она захватит весь поток ее яркости, а для галактик, которые следуют профилю по закону де Вокулёра, — 80% .
Величины Петросиана имеют то преимущество, что они не зависят от красного смещения и расстояния, что позволяет измерить видимый размер галактики, поскольку радиус Петросиана определяется через общий световой поток галактики.
IPAC подверг критике более раннюю версию этого метода [122] , поскольку этот метод вызывает большую ошибку (вплоть до 10%) значений, чем использование изофотального диаметра. Использование величин Петросяна также имеет тот недостаток, что пропускает большую часть света за пределами апертуры Петросиана, которая определяется относительно общего профиля яркости галактики, особенно для эллиптических галактик, с более высоким соотношением сигнал/шум на больших расстояниях и красных смещениях. [123] Исправление для этого метода было опубликовано Graham et al. в 2005 г. [124] основано на предположении, что галактики подчиняются закону Серсича.
Этот метод использовался 2MASS как адаптация ранее использовавшихся методов измерения изофот. Поскольку 2MASS работает в ближнем инфракрасном диапазоне, что дает возможность распознавать более тусклые, холодные и старые звезды, у него другой подход по сравнению с другими методами, которые обычно используют B-фильтр. Детали метода, используемого 2MASS, подробно описаны в документе Джарретта и др. , при этом опрос измеряет несколько параметров. [125]
Стандартный эллипс апертуры (область обнаружения) определяется инфракрасной изофотой в диапазоне K s (длина волны примерно 2,2 мкм) с силой 20 магн./угл. сек 2 . Для сбора общего светового потока галактики использовались по крайней мере четыре метода: первый — круглая апертура, простирающаяся на 7 угловых секунд от центра, изофота с магнитной силой 20 магн/угловых секунд 2 , «общая» апертура, определяемая радиальным распределением света. который охватывает предполагаемую протяженность галактики и апертуру Крона (определяемую как 2,5-кратный радиус первого момента, интеграцию потока «общей» апертуры). [125]
У галактик есть собственные магнитные поля . [126] Они достаточно сильны, чтобы быть динамически важными, поскольку:
Типичная средняя сила равнораспределения для спиральных галактик составляет около 10 мкГс ( микрогаусс ) или 1 нТл ( нанотесла ). Для сравнения, магнитное поле Земли имеет среднюю силу около 0,3 Гс (Гаусс) или 30 мкТл ( микротесла ). Радиотусклые галактики, такие как M 31 и M33 , соседи Млечного Пути , имеют более слабые поля (около 5 мкГс), тогда как богатые газом галактики с высокими темпами звездообразования, такие как M 51, M 83 и NGC 6946, имеют 15 мкГс. мкг в среднем. В выступающих спиральных рукавах напряженность поля может достигать 25 мкГс, в районах концентрации холодного газа и пыли. Наиболее сильные поля полного равнораспределения (50–100 мкГс) были обнаружены в галактиках со звездообразованием — например, в М 82 и Антеннах ; и в регионах ядерных звездообразования, таких как центры NGC 1097 и других галактик с перемычкой . [126]
Формирование и эволюция галактик — активная область исследований в астрофизике .
Современные модели формирования галактик в ранней Вселенной основаны на модели ΛCDM . Примерно через 300 000 лет после Большого взрыва начали образовываться атомы водорода и гелия в ходе процесса, называемого рекомбинацией . Почти весь водород был нейтральным (неионизированным) и легко поглощал свет, а звезды еще не образовались. В результате этот период получил название « темные века ». Именно из-за флуктуаций плотности (или анизотропных неоднородностей) в этой первичной материи стали появляться более крупные структуры . В результате массы барионной материи начали конденсироваться в холодных гало темной материи . [128] [129] Эти первичные структуры в конечном итоге стали галактиками, которые мы видим сегодня. [130]
Доказательства появления галактик на очень ранних этапах истории Вселенной были найдены в 2006 году, когда было обнаружено, что галактика IOK-1 имеет необычно высокое красное смещение 6,96, что соответствует всего 750 миллионам лет после Большого взрыва и делает его самым далекая и самая ранняя галактика, наблюдавшаяся в то время. [131] Хотя некоторые ученые утверждают, что другие объекты (такие как Abell 1835 IR1916 ) имеют более высокие красные смещения (и, следовательно, наблюдаются на более ранней стадии эволюции Вселенной), возраст и состав IOK-1 были установлены более надежно. В декабре 2012 года астрономы сообщили, что UDFj-39546284 является самым далеким известным объектом и имеет значение красного смещения 11,9. Объект, который, по оценкам, существовал примерно через 380 миллионов лет [132] после Большого взрыва (который произошел около 13,8 миллиардов лет назад), [133] находится на расстоянии около 13,42 миллиардов световых лет от нас. Существование галактик вскоре после Большого взрыва предполагает, что протогалактики должны были вырасти в так называемые «темные века». [128] По состоянию на 5 мая 2015 года галактика EGS-zs8-1 является самой далекой и самой ранней из измеренных галактик, образовавшейся через 670 миллионов лет после Большого взрыва . Свету от EGS-zs8-1 потребовалось 13 миллиардов лет, чтобы достичь Земли, и сейчас он находится на расстоянии 30 миллиардов световых лет из-за расширения Вселенной в течение 13 миллиардов лет. [134] [135] [136] [137] [138] 17 августа 2022 года НАСА опубликовало большое мозаичное изображение из 690 отдельных кадров, снятых камерой ближнего инфракрасного диапазона (NIRCam) на космическом телескопе Джеймса Уэбба (JWST) многочисленных очень ранние галактики. [139] [140] [141]
В мае 2023 года исследование журнала Nature выявило ультраслабую галактику под названием JD1. [142] Галактика JD1 наблюдалась телескопом JWST с использованием спектрографа ближнего инфракрасного диапазона NIRSpec , и было обнаружено, что ее расстояние составляет красное смещение z=9,79. [142] Это означает, что JD1 наблюдался через 480 миллионов лет после Большого взрыва, когда возраст Вселенной составлял всего около 4% от ее нынешнего возраста. [142] [143] Наблюдениям за этой ультратусклой галактикой способствовал эффект гравитационной линзы в скоплении галактик Abell 2744 , который помог сделать изображение JD1 больше и в 13 раз ярче, чем оно могло бы быть в противном случае. [142] [143] Этот эффект и использование NIRCam JWST показали, что структура JD1 представляет собой три звездообразующих сгустка пыли и газа. [143]
Подробный процесс формирования самых ранних галактик остается открытым вопросом в астрофизике. Теории можно разделить на две категории: нисходящие и восходящие. В нисходящих корреляциях (таких как модель Эггена-Линдена-Белла-Сэндиджа [ELS]) протогалактики формируются в результате крупномасштабного одновременного коллапса, продолжающегося около ста миллионов лет. [145] В восходящих теориях (таких как модель Сирла-Зинна [SZ]) сначала образуются небольшие структуры, такие как шаровые скопления , а затем некоторое количество таких тел аккрецируется, образуя более крупную галактику. [146] Как только протогалактики начали формироваться и сжиматься, внутри них появились первые звезды с гало (называемые звездами населения III ). Они почти полностью состояли из водорода и гелия и, возможно, были более массивными, чем в 100 раз массивнее Солнца. Если бы это было так, эти огромные звезды быстро израсходовали бы свой запас топлива и превратились бы в сверхновые , выбрасывая тяжелые элементы в межзвездную среду . [147] Это первое поколение звезд повторно ионизовало окружающий нейтральный водород, создав расширяющиеся пузыри пространства, через которые мог легко распространяться свет. [148]
В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 с z = 6,60 . Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т.е. с большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего формирования планет и жизни, какой мы ее знаем. [149] [150]
В конце 2023 года ученые сообщили о результатах, предполагающих, что новорожденные галактики в самой ранней Вселенной имели форму «банана», к большому удивлению исследователей. [151] [152]
В течение миллиарда лет после формирования галактики начинают появляться ключевые структуры. [153] Образуются шаровые скопления , центральная сверхмассивная черная дыра и галактическая выпуклость из бедных металлами звезд населения II . Создание сверхмассивной черной дыры, по-видимому, играет ключевую роль в активном регулировании роста галактик путем ограничения общего количества добавляемой дополнительной материи. [154] В эту раннюю эпоху в галактиках происходит мощный всплеск звездообразования. [155]
В течение следующих двух миллиардов лет накопленная материя оседает на галактическом диске . [156] Галактика будет продолжать поглощать падающий материал из высокоскоростных облаков и карликовых галактик на протяжении всей своей жизни. [157] В основном это вещество состоит из водорода и гелия. Цикл рождения и смерти звезд медленно увеличивает содержание тяжелых элементов, что в конечном итоге способствует образованию планет . [158]
На эволюцию галактик могут существенно влиять взаимодействия и столкновения. Слияния галактик были обычным явлением в раннюю эпоху, и большинство галактик имели своеобразную морфологию. [160] Учитывая расстояния между звездами, подавляющее большинство звездных систем в сталкивающихся галактиках не будут затронуты. Однако гравитационный отрыв межзвездного газа и пыли, составляющих спиральные рукава, приводит к образованию длинной цепочки звезд, известной как приливные хвосты. Примеры таких образований можно увидеть в NGC 4676 [161] или Антеннах Галактик . [162]
Галактика Млечный Путь и близлежащая Галактика Андромеды движутся навстречу друг другу со скоростью около 130 км/с , и — в зависимости от бокового движения — они могут столкнуться примерно через пять-шесть миллиардов лет. Хотя Млечный Путь никогда раньше не сталкивался с такой большой галактикой, как Андромеда, количество свидетельств прошлых столкновений Млечного Пути с меньшими карликовыми галактиками увеличивается. [163]
Столь масштабные взаимодействия редки. С течением времени слияния двух систем одинакового размера становятся менее частыми. Большинство ярких галактик практически не изменились за последние несколько миллиардов лет, а чистая скорость звездообразования, вероятно, также достигла своего пика около десяти миллиардов лет назад. [164]
Спиральные галактики, такие как Млечный Путь , производят новые поколения звезд, пока в их спиральных рукавах есть плотные молекулярные облака межзвездного водорода. [165] Эллиптические галактики в основном лишены этого газа и поэтому образуют мало новых звезд. [166] Запасы звездообразующего материала конечны; как только звезды превратят имеющийся запас водорода в более тяжелые элементы, новое звездообразование прекратится. [167] [168]
Ожидается, что нынешняя эра звездообразования продлится до ста миллиардов лет, а затем «звездный век» сойдет на нет примерно через десять триллионов-сто триллионов лет (10 13 –10 14 лет), как наименьший, Самые долгоживущие звезды видимой Вселенной, крошечные красные карлики , начинают тускнеть. В конце звездной эпохи галактики будут состоять из компактных объектов : коричневых карликов , остывающих или холодных белых карликов (« черные карлики »), нейтронных звезд и черных дыр . В конце концов, в результате гравитационной релаксации все звезды либо упадут в центральные сверхмассивные черные дыры, либо будут выброшены в межгалактическое пространство в результате столкновений. [167] [169]
Исследования глубокого космоса показывают, что галактики часто встречаются группами и скоплениями . Одиночные галактики, которые существенно не взаимодействовали с другими галактиками сопоставимой массы за последние миллиарды лет, относительно редки. Только около 5% исследованных галактик действительно изолированы; однако они, возможно, взаимодействовали и даже сливались с другими галактиками в прошлом и все еще могут находиться на орбите меньших галактик-спутников. Изолированные галактики [примечание 2] могут производить звезды с большей скоростью, чем обычно, поскольку их газ не поглощается другими близлежащими галактиками. [170]
В самом большом масштабе Вселенная постоянно расширяется, что приводит к среднему увеличению расстояния между отдельными галактиками (см. закон Хаббла ). Объединения галактик могут преодолеть это расширение в локальном масштабе за счет взаимного гравитационного притяжения. Эти ассоциации сформировались рано, когда сгустки темной материи сплотили соответствующие галактики. Соседние группы позже объединились, чтобы сформировать более масштабные кластеры. Этот продолжающийся процесс слияния (а также приток падающего газа) нагревает межгалактический газ в скоплении до очень высоких температур 30–100 мегакельвинов . [171] Около 70–80% массы скопления находится в форме темной материи, 10–30% состоит из этого нагретого газа, а оставшиеся несколько процентов находятся в форме галактик. [172]
Большинство галактик гравитационно связаны с рядом других галактик. Они образуют фрактальное иерархическое распределение кластерных структур, причем наименьшие такие ассоциации называются группами. Группа галактик — наиболее распространенный тип галактического скопления; эти образования содержат большинство галактик (а также большую часть барионной массы) во Вселенной. [173] [174] Чтобы оставаться гравитационно связанными с такой группой, каждая галактика-член должна иметь достаточно низкую скорость, чтобы предотвратить ее побег (см. Теорему Вириала ). Однако если кинетической энергии недостаточно , группа может превратиться в меньшее количество галактик в результате слияний. [175]
Скопления галактик состоят из сотен и тысяч галактик, связанных между собой гравитацией. [176] В скоплениях галактик часто доминирует одна гигантская эллиптическая галактика, известная как самая яркая галактика в скоплении , которая со временем приливно разрушает свои галактики-спутники и добавляет их массу к своей собственной. [177]
Сверхскопления содержат десятки тысяч галактик, которые встречаются скоплениями, группами, а иногда и по отдельности. В масштабе сверхскопления галактики расположены в виде листов и нитей, окружающих огромные пустые пустоты. [179] Выше этого масштаба Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях ( изотропном и однородном). [180] хотя в последние годы это представление было поставлено под сомнение многочисленными открытиями крупномасштабных структур, которые, по-видимому, шкала. Великая стена Геркулеса -Северной Короны , на данный момент самая большая структура во Вселенной, обнаруженная на данный момент, имеет длину 10 миллиардов световых лет (три гигапарсека). [181] [182] [183]
Галактика Млечный Путь является членом ассоциации под названием Местная группа — относительно небольшой группы галактик диаметром примерно один мегапарсек. Млечный Путь и Галактика Андромеды — две самые яркие галактики в группе; многие другие галактики-члены являются карликовыми спутниками этих двух. [184] Сама Местная группа является частью облачной структуры внутри Сверхскопления Девы , большой, расширенной структуры групп и скоплений галактик с центром в Скоплении Девы . [185] А само сверхскопление Девы является частью сверхскопления Рыбы-Кита , гигантского галактического волокна .
Пик излучения большинства звезд приходится на видимый спектр , поэтому наблюдение звезд, образующих галактики, было основным компонентом оптической астрономии . Это также благоприятная часть спектра для наблюдения ионизированных областей H II и для изучения распределения пылевых рукавов.
Пыль , присутствующая в межзвездной среде, непрозрачна для визуального света. Он более прозрачен для дальнего инфракрасного диапазона , который можно использовать для детального наблюдения внутренних областей гигантских молекулярных облаков и галактических ядер . [186] Инфракрасное излучение также используется для наблюдения за далекими галактиками, смещенными в красную область , которые сформировались гораздо раньше. Водяной пар и углекислый газ поглощают ряд полезных частей инфракрасного спектра, поэтому для инфракрасной астрономии используются высотные или космические телескопы .
Первое невизуальное исследование галактик, особенно активных галактик, было проведено с использованием радиочастот . Атмосфера Земли почти прозрачна для радиосигналов в диапазоне от 5 МГц до 30 ГГц. ( Ионосфера блокирует сигналы ниже этого диапазона.) [187] Большие радиоинтерферометры использовались для картирования активных джетов, испускаемых активными ядрами. Радиотелескопы также можно использовать для наблюдения за нейтральным водородом (посредством излучения 21 см ), включая, потенциально, неионизированную материю в ранней Вселенной, которая позже схлопнулась с образованием галактик. [188]
Ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы могут наблюдать высокоэнергетические галактические явления. Ультрафиолетовые вспышки иногда наблюдаются, когда звезда в далекой галактике разрывается на части приливными силами близлежащей черной дыры. [189] Распределение горячего газа в скоплениях галактик можно отобразить с помощью рентгеновских лучей. Существование сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик было подтверждено методами рентгеновской астрономии. [190]
Определения из Викисловаря
СМИ из Commons
Новости из Викиновостей
Цитаты из Wikiquote
Учебники из Wikibooks
Ресурсы из Викиверситета
![19 спиральных галактик, обращенных лицом друг к другу, полученные космическим телескопом Джеймса Уэбба в ближнем и среднем инфракрасном диапазоне. Старые звезды здесь кажутся голубыми и скоплены в ядрах галактик. Светящаяся пыль, показывающая, где она находится вокруг звезд и между звездами, окрашенная в оттенки красного и оранжевого. Звезды, которые еще не полностью сформировались и окружены газом и пылью, кажутся ярко-красными.[191]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/df/PHANGS_image_mosaic.jpg/1280px-PHANGS_image_mosaic.jpg)
