Галактики классифицируются в соответствии с их визуальной морфологией как эллиптические , [5] спиральные или неправильные . [6] Млечный Путь является примером спиральной галактики. По оценкам, их существует от 200 миллиардов [7] (2 × 10 11 ) до 2 триллионов [8] галактик в наблюдаемой Вселенной . Большинство галактик имеют диаметр от 1000 до 100 000 парсеков (приблизительно от 3000 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) [9] [a] и отделен от Галактики Андромеды , своего ближайшего большого соседа, чуть более 750 000 парсеков (2,5 миллиона световых лет). [12]
Слово галактика было заимствовано через французский и средневековую латынь из греческого термина для Млечного Пути, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) [15] [16] «молочный (круг)», названный так из-за его внешнего вида в виде молочной полосы света на небе. В греческой мифологии Зевс кладет своего сына, рожденного смертной женщиной, 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 это создает полосу света, известную как Млечный Путь. [17] [18]
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» можно проследить до рассказа Джеффри Чосера около 1380 года :
Взгляни вон туда, на Галактику , которую люди называют Млечным Путем , ибо вот почему.
Галактики были первоначально обнаружены телескопически и были известны как спиральные туманности . Большинство астрономов 18-го и 19-го веков считали их либо неразрешенными звездными скоплениями , либо анагалактическими туманностями , и просто считали их 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 слабости и чистой популяции звезд, истинные расстояния этих объектов помещали их далеко за пределы Млечного Пути. По этой причине их обычно называли островными вселенными , но этот термин быстро вышел из употребления, поскольку слово вселенная подразумевало полноту существования. Вместо этого они стали известны просто как галактики. [19]
Греческий философ Демокрит (450–370 до н. э.) предположил, что яркая полоса на ночном небе, известная как Млечный Путь, может состоять из далеких звезд. [22] Аристотель (384–322 до н. э.), однако, считал, что Млечный Путь был вызван «воспламенением огненного испарения некоторых звезд, которые были большими, многочисленными и близко расположенными друг к другу», и что «воспламенение происходит в верхней части атмосферы , в области Мира, которая является непрерывной с небесными движениями ». [23] Философ -неоплатоник Олимпиодор Младший ( ок. 495–570 н. э.) критиковал эту точку зрения, утверждая, что если Млечный Путь был подлунным (расположенным между Землей и Луной), он должен выглядеть по-разному в разное время и в разных местах на Земле, и что он должен иметь параллакс , чего не было. По его мнению, Млечный Путь был небесным. [24]
По словам Мохани Мохамеда, арабский астроном Ибн аль-Хайсам (965–1037) предпринял первую попытку наблюдения и измерения параллакса Млечного Пути [25] и таким образом «определил, что поскольку Млечный Путь не имеет параллакса, он должен быть удален от Земли, а не принадлежать атмосфере». [26] Персидский астроном аль-Бируни (973–1048) предположил, что галактика Млечный Путь представляет собой «собрание бесчисленных фрагментов природы туманных звезд». [27] Андалузский астроном Авемпас ( ум. 1138) предположил, что она состоит из множества звезд, которые почти касаются друг друга, и кажутся непрерывным изображением из-за эффекта рефракции от подлунного вещества, [23] [28] ссылаясь на свое наблюдение за соединением Юпитера и Марса как на доказательство того, что это происходит, когда два объекта находятся рядом. [23] В XIV веке уроженец Сирии Ибн Кайим аль-Джаузия предположил, что галактика Млечный Путь представляет собой «мириады крошечных звезд, упакованных вместе в сфере неподвижных звезд». [29]
Фактическое доказательство того, что Млечный Путь состоит из множества звезд, появилось в 1610 году, когда итальянский астроном Галилео Галилей использовал телескоп для его изучения и обнаружил, что он состоит из огромного количества слабых звезд. [30] [31] В 1750 году английский астроном Томас Райт в своей работе «Оригинальная теория или новая гипотеза Вселенной» справедливо предположил, что это может быть вращающееся тело из огромного количества звезд, удерживаемых вместе гравитационными силами, похожее на Солнечную систему , но в гораздо большем масштабе, и что полученный диск звезд можно увидеть как полосу на небе с точки зрения изнутри него. [b] [33] [34] В своем трактате 1755 года Иммануил Кант развил идею Райта о структуре Млечного Пути. [35]
Форма Млечного Пути, оцененная на основе подсчета звезд Уильямом Гершелем в 1785 году; предполагалось, что Солнечная система находится вблизи центра.
Первый проект по описанию формы Млечного Пути и положения Солнца был предпринят Уильямом Гершелем в 1785 году путем подсчета числа звезд в различных областях неба. Он создал диаграмму формы галактики с Солнечной системой близко к центру . [36] [37] Используя усовершенствованный подход, Каптейн в 1920 году пришел к картине небольшой (диаметром около 15 килопарсек) эллипсоидной галактики с Солнцем близко к центру. Другой метод Харлоу Шепли , основанный на каталогизации шаровых скоплений, привел к радикально иной картине: плоский диск диаметром около 70 килопарсек и Солнце далеко от центра. [34] Оба анализа не учитывали поглощение света межзвездной пылью, присутствующей в галактической плоскости ; Но после того, как в 1930 году Роберт Юлиус Трамплер количественно оценил этот эффект, изучая открытые скопления , возникла современная картина галактики Млечный Путь. [38]
Отличие от других туманностей
Несколько галактик за пределами Млечного Пути видны темной ночью невооруженным глазом , включая галактику Андромеды , Большое Магелланово Облако , Малое Магелланово Облако и галактику Треугольника . В 10 веке персидский астроном Абд аль-Рахман аль-Суфи сделал самую раннюю зарегистрированную идентификацию галактики Андромеды, описав ее как «маленькое облако». [39] В 964 году он, вероятно, упомянул Большое Магелланово Облако в своей Книге неподвижных звезд , ссылаясь на «Аль Бакр южных арабов», [40] поскольку при склонении около 70° к югу оно не было видно там, где он жил. Оно не было хорошо известно европейцам до путешествия Магеллана в 16 веке. [41] [40] Галактика Андромеды была позже независимо отмечена Симоном Мариусом в 1612 году. [39]
В 1734 году философ Эммануэль Сведенборг в своих «Началах» предположил, что за пределами галактики могут быть другие галактики, которые были сформированы в галактические скопления, которые были крошечными частями вселенной, простирающимися далеко за пределы того, что можно было увидеть. Эти взгляды «удивительно близки к современным взглядам на космос». [42]
В 1745 году Пьер Луи Мопертюи предположил, что некоторые туманноподобные объекты были скоплениями звезд с уникальными свойствами, включая свечение, превосходящее свет, который ее звезды производили сами по себе, и повторил точку зрения Иоганна Гевелия о том, что яркие пятна были массивными и сплющенными из-за своего вращения. [35]
В 1750 году Томас Райт правильно предположил, что Млечный Путь был сплющенным диском звезд, и что некоторые туманности, видимые на ночном небе, могли быть отдельными Млечным Путями. [34] [43]
К концу XVIII века Шарль Мессье составил каталог , содержащий 109 самых ярких небесных объектов, имеющих туманный вид. Впоследствии Уильям Гершель собрал каталог из 5000 туманностей. [34] В 1845 году лорд Росс исследовал туманности, каталогизированные Гершелем, и наблюдал спиральную структуру объекта Мессье M51 , теперь известного как Галактика Водоворот. [44] [45]
В 1912 году Весто М. Слайфер провел спектрографические исследования самых ярких спиральных туманностей, чтобы определить их состав. Слайфер обнаружил, что спиральные туманности имеют высокие доплеровские смещения , указывающие на то, что они движутся со скоростью, превышающей скорость измеренных им звезд. Он обнаружил, что большинство этих туманностей удаляются от нас. [46] [47]
В 1917 году Гебер Дуст Кертис наблюдал новую S Андромеды в пределах «Большой туманности Андромеды », как тогда называлась галактика Андромеды, объект Мессье M31 . Просматривая фотографические записи, он нашел еще 11 новых . Кертис заметил, что эти новые были в среднем на 10 величин слабее тех, которые произошли в этой галактике. В результате он смог получить оценку расстояния в 150 000 парсеков . Он стал сторонником так называемой гипотезы «островных вселенных», которая утверждает, что спиральные туманности на самом деле являются независимыми галактиками. [48]
В 1920 году состоялся спор между Харлоу Шепли и Хебером Кертисом , Великий спор , относительно природы Млечного Пути, спиральных туманностей и размеров Вселенной. Чтобы подтвердить свое утверждение о том, что Большая туманность Андромеды является внешней галактикой, Кертис отметил появление темных полос, напоминающих пылевые облака в Млечном Пути, а также значительное доплеровское смещение. [49]
В 1922 году эстонский астроном Эрнст Эпик дал определение расстояния, которое подтвердило теорию о том, что туманность Андромеды действительно является далеким внегалактическим объектом. [50] Используя новый 100-дюймовый телескоп Маунт-Вильсон , Эдвин Хаббл смог разрешить внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звезд и идентифицировал некоторые переменные цефеиды , что позволило ему оценить расстояние до туманностей: они были слишком далеки, чтобы быть частью Млечного Пути. [51] В 1926 году Хаббл создал классификацию морфологии галактик , которая используется и по сей день. [52] [53]
Многоволновое наблюдение
Достижения в астрономии всегда были обусловлены технологией. После столетий успеха в оптической астрономии , последние десятилетия стали свидетелями значительного прогресса в других областях электромагнитного спектра . [54]
Первое невизуальное исследование галактик, особенно активных галактик, было проведено с использованием радиочастот . Атмосфера Земли практически прозрачна для радиосигналов в диапазоне от 5 МГц до 30 ГГц. Ионосфера блокирует сигналы ниже этого диапазона. [57] Большие радиоинтерферометры использовались для картирования активных струй, испускаемых активными ядрами.
Ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы могут наблюдать высокоэнергетические галактические явления. Ультрафиолетовые вспышки иногда наблюдаются, когда звезда в далекой галактике разрывается приливными силами близлежащей черной дыры. [58] Распределение горячего газа в галактических скоплениях может быть отображено с помощью рентгеновских лучей. Существование сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик было подтверждено с помощью рентгеновской астрономии. [59]
Современные исследования
Кривая вращения спиральной галактики Мессье 33 (желтые и синие точки с погрешностями) и предсказанная из распределения видимой материи (серая линия). Расхождение между двумя кривыми можно объяснить добавлением гало темной материи, окружающего галактику. [60]
В 1944 году Хендрик ван де Хюльст предсказал, что микроволновое излучение с длиной волны 21 см будет обнаруживаться из межзвездного атомарного водородного газа; [61] и в 1951 году оно было обнаружено. Это излучение не подвержено поглощению пылью, и поэтому его доплеровский сдвиг может быть использован для картирования движения газа в этой галактике. Эти наблюдения привели к гипотезе о вращающейся перемычке в центре этой галактики. [62] С улучшением радиотелескопов водородный газ также можно было проследить в других галактиках. В 1970-х годах Вера Рубин обнаружила несоответствие между наблюдаемой скоростью вращения галактики и предсказанной видимой массой звезд и газа. Сегодня считается, что проблема вращения галактики объясняется наличием больших количеств невидимой темной материи . [63] [64]
Начиная с 1990-х годов космический телескоп Хаббл предоставил улучшенные наблюдения. Среди прочего, его данные помогли установить, что недостающая темная материя в этой галактике не может состоять исключительно из изначально слабых и маленьких звезд. [65] Hubble Deep Field , чрезвычайно длительная экспозиция относительно пустой части неба, предоставила доказательства того, что существует около 125 миллиардов (1,25 × 10 11 ) галактик в наблюдаемой Вселенной. [66] Улучшенная технология обнаружения спектров , невидимых для людей (радиотелескопы, инфракрасные камеры и рентгеновские телескопы ) позволяет обнаруживать другие галактики, которые не обнаружены Хабблом. В частности, обзоры в Зоне Избегания (область неба, заблокированная в видимом свете Млечным Путем) выявили ряд новых галактик. [67]
Исследование 2016 года , опубликованное в The Astrophysical Journal и проведенное под руководством Кристофера Конселиса из Ноттингемского университета , использовало 20-летние снимки Хаббла, чтобы оценить, что наблюдаемая Вселенная содержит не менее двух триллионов (2 × 10 12 ) галактик. [68] [69] Однако более поздние наблюдения с помощью космического зонда New Horizons из-за пределов зодиакального света уменьшили это число примерно до 200 миллиардов (2 × 10 11 ). [70] [71]
Галактики бывают трех основных типов: эллиптические, спиральные и неправильные. Немного более подробное описание типов галактик на основе их внешнего вида дается последовательностью 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 вспышкой звездообразования и активность в ядрах активных галактик . [6]
Многие галактики, как полагают, содержат в своем центре сверхмассивную черную дыру. Это касается и Млечного Пути, центральная область которого называется Галактическим центром . [72]
Эллиптические тренажеры
Система классификации Хаббла оценивает эллиптические галактики на основе их эллиптичности, начиная от E0, которая является почти сферической, до E7, которая является сильно вытянутой. Эти галактики имеют эллипсоидальный профиль, что придает им эллиптический вид независимо от угла обзора. Их внешний вид показывает небольшую структуру, и они, как правило, имеют относительно мало межзвездной материи . Следовательно, эти галактики также имеют низкую долю открытых 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 низкое содержание тяжелых элементов, поскольку звездообразование прекращается после первоначального взрыва. В этом смысле они имеют некоторое сходство с гораздо меньшими шаровыми скоплениями . [73]
Галактики типа cD
В скоплении галактик Abell 1413 доминирует эта эллиптическая галактика cD, обозначенная как Abell 1413 BCG. Она имеет изофотный диаметр более 800 000 световых лет в поперечнике. Обратите внимание на гравитационное линзирование .
Крупнейшие галактики — это галактики типа cD . Впервые описанные в 1964 году в статье Томаса А. Мэтьюза и других, [74] они являются подтипом более общего класса галактик D, которые являются гигантскими эллиптическими галактиками, за исключением того, что они намного больше. Они широко известны как сверхгигантские эллиптические галактики и представляют собой самые большие и самые яркие из известных галактик. Эти галактики имеют центральное эллиптическое ядро с обширным, слабым гало звезд, простирающимся до масштабов мегапарсек. [75] Профиль их поверхностной яркости как функции их радиуса (или расстояния от их ядер) падает медленнее, чем у их меньших аналогов. [76]
Формирование этих cD галактик остается активной областью исследований, но ведущая модель заключается в том, что они являются результатом слияний более мелких галактик в окружении плотных скоплений или даже за пределами скоплений со случайной повышенной плотностью. [77] Эти процессы являются механизмами, которые управляют образованием ископаемых групп или ископаемых скоплений, где большой, относительно изолированный, сверхгигантский эллиптический находится в середине скопления и окружен обширным облаком рентгеновских лучей как остатка этих галактических столкновений. Другая старая модель постулирует явление охлаждающего потока , когда нагретые газы в скоплениях коллапсируют к своим центрам по мере охлаждения, образуя в этом процессе звезды, [78] явление, наблюдаемое в таких скоплениях, как Персей , [79] и совсем недавно в скоплении Феникс . [80]
Оболочковая галактика — это тип эллиптической галактики, где звезды в ее гало расположены в концентрических оболочках. Около одной десятой эллиптических галактик имеют оболочкообразную структуру, которая никогда не наблюдалась в спиральных галактиках. Считается, что эти структуры развиваются, когда большая галактика поглощает меньшую галактику-компаньона — когда два центра галактики сближаются, они начинают колебаться вокруг центральной точки, и колебания создают гравитационные ряби, формирующие оболочки звезд, похожие на рябь, распространяющуюся по воде. Например, галактика NGC 3923 имеет более 20 оболочек. [81]
Спиральные галактики напоминают спиральные вертушки . Хотя звезды и другой видимый материал, содержащийся в такой галактике, в основном лежат на плоскости, большая часть массы в спиральных галактиках существует в приблизительно сферическом гало темной материи , которое простирается за пределы видимого компонента, как демонстрирует концепция универсальной кривой вращения. [82]
Спиральные галактики состоят из вращающегося диска звезд и межзвездной среды, а также центрального утолщения, состоящего, как правило, из более старых звезд. От утолщения отходят относительно яркие рукава. В схеме классификации Хаббла спиральные галактики классифицируются как тип S , за которым следует буква ( a , b или c ), которая указывает на степень плотности спиральных рукавов и размер центрального утолщения. Галактика Sa имеет плотно закрученные, плохо определенные рукава и обладает относительно большой областью ядра. С другой стороны, галактика Sc имеет открытые, хорошо определенные рукава и небольшую область ядра. [83] Галактику с плохо определенными рукавами иногда называют флоккулентной спиральной галактикой ; в отличие от спиральной галактики большого дизайна , которая имеет заметные и хорошо определенные спиральные рукава. [84] Скорость, с которой вращается галактика, как полагают, коррелирует с плоскостностью диска, поскольку некоторые спиральные галактики имеют толстые утолщения, в то время как другие тонкие и плотные. [85] [86]
В спиральных галактиках спиральные рукава имеют форму приближенных логарифмических спиралей , узор, который, как можно теоретически показать, является результатом возмущения в равномерно вращающейся массе звезд. Как и звезды, спиральные рукава вращаются вокруг центра, но они делают это с постоянной угловой скоростью . Считается, что спиральные рукава являются областями материи высокой плотности, или « волнами плотности ». [87] Когда звезды движутся через рукав, пространственная скорость каждой звездной системы изменяется гравитационной силой более высокой плотности. (Скорость возвращается к норме после того, как звезды покидают рукав.) Этот эффект сродни «волне» замедлений, движущейся по шоссе, заполненному движущимися автомобилями. Рукава видны, потому что высокая плотность способствует звездообразованию, и поэтому они содержат много ярких и молодых звезд. [88]
Большинство спиральных галактик, включая галактику Млечный Путь , имеют линейную полосу звезд в форме перемычки, которая простирается наружу по обе стороны от ядра, а затем сливается в структуру спиральных рукавов. [89] В схеме классификации Хаббла они обозначены буквой SB , за которой следует строчная буква ( a , b или c ), которая указывает на форму спиральных рукавов (таким же образом, как и категоризация обычных спиральных галактик). Считается, что перемычки являются временными структурами, которые могут возникать в результате волны плотности, исходящей из ядра, или из-за приливного взаимодействия с другой галактикой. [90] Многие спиральные галактики с перемычками активны, возможно, в результате того, что газ направляется в ядро вдоль рукавов. [91]
Наша собственная галактика, Млечный Путь , представляет собой большую дисковую перемычкообразную спиральную галактику [92] диаметром около 30 килопарсеков и толщиной в килопарсек. Она содержит около двухсот миллиардов (2×10 11 ) [93] звезд и имеет общую массу около шестисот миллиардов (6×10 11 ) раз больше массы Солнца. [94]
Сверхяркая спираль
Недавно исследователи описали галактики, называемые сверхяркими спиралями. Они очень большие, с диаметром вверх 437 000 световых лет (по сравнению с диаметром Млечного Пути 87 400 световых лет). С массой в 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. [95] [96]
Другие морфологии
Необычные галактики — это галактические образования, которые приобретают необычные свойства из-за приливных взаимодействий с другими галактиками.
Кольцевая галактика имеет кольцевую структуру из звезд и межзвездной среды, окружающей голое ядро. Считается, что кольцевая галактика возникает, когда меньшая галактика проходит через ядро спиральной галактики. [97] Такое событие могло повлиять на галактику Андромеды , поскольку она демонстрирует многокольцевую структуру при наблюдении в инфракрасном излучении. [98]
Линзовидная галактика — это промежуточная форма, которая имеет свойства как эллиптических, так и спиральных галактик. Они классифицируются как тип Хаббла S0, и они обладают плохо определенными спиральными рукавами с эллиптическим гало звезд [99] ( линзовидные галактики с перемычкой получают классификацию Хаббла SB0).
Неправильные галактики — это галактики, которые нельзя однозначно отнести к эллиптической или спиральной форме.
Галактика Irr-I имеет некоторую структуру, но не полностью соответствует схеме классификации Хаббла.
Галактики Irr-II не обладают какой-либо структурой, которая напоминает классификацию Хаббла, и могли быть нарушены. [100] Ближайшие примеры (карликовых) неправильных галактик включают Магеллановы Облака . [101]
Темная или «ультрадиффузная» галактика — это галактика с чрезвычайно низкой светимостью. Она может быть такого же размера, как Млечный Путь, но иметь видимые звезды, составляющие всего один процент от Млечного Пути. Было предложено несколько механизмов создания этого типа галактик, и возможно, что разные темные галактики образовались разными способами. [ 102] Одним из возможных объяснений низкой светимости является то, что галактика потеряла свой звездообразующий газ на ранней стадии, что привело к появлению старых звездных популяций. [103] [104]
Гномы
Несмотря на известность крупных эллиптических и спиральных галактик, большинство галактик являются карликовыми галактиками. [105] Они относительно малы по сравнению с другими галактическими образованиями, составляя примерно одну сотую размера Млечного Пути, и содержат всего несколько миллиардов звезд. Синие компактные карликовые галактики содержат большие скопления молодых, горячих, массивных звезд . Были обнаружены сверхкомпактные карликовые галактики, которые имеют всего 100 парсеков в поперечнике. [106]
Многие карликовые галактики могут вращаться вокруг одной более крупной галактики; у Млечного Пути есть по крайней мере дюжина таких спутников, и, по оценкам, еще 300–500 из них еще не открыты. [107]
Большая часть информации, которой мы располагаем о карликовых галактиках, получена из наблюдений за местной группой , содержащей две спиральные галактики, Млечный Путь и Андромеду, и множество карликовых галактик. Эти карликовые галактики классифицируются как неправильные или карликовые эллиптические / карликовые сфероидальные галактики . [105]
Исследование 27 соседей Млечного Пути показало, что во всех карликовых галактиках центральная масса составляет приблизительно 10 миллионов солнечных масс , независимо от того, есть ли в ней тысячи или миллионы звезд. Это говорит о том, что галактики в значительной степени образованы темной материей , и что минимальный размер может указывать на форму теплой темной материи , неспособной к гравитационному слиянию в меньших масштабах. [108]
Варианты
Взаимодействующий
Галактики Антенны переживают столкновение, которое в конечном итоге приведет к их слиянию.
Взаимодействия между галактиками происходят относительно часто, и они могут играть важную роль в эволюции галактик . Близкие промахи между галактиками приводят к искажениям из-за приливных взаимодействий и могут вызвать некоторый обмен газом и пылью. [109] [110]
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 сильно исказить формы галактик, образуя перемычки, кольца или хвостоподобные структуры. [109] [110]
Крайним проявлением взаимодействий являются галактические слияния, когда относительные импульсы галактик недостаточны, чтобы позволить им пройти друг сквозь друга. Вместо этого они постепенно сливаются, образуя одну большую галактику. Слияния могут привести к значительным изменениям в исходной морфологии галактик. Если одна из галактик намного массивнее другой, результат известен как каннибализм , когда более массивная большая галактика остается относительно нетронутой, а меньшая разрывается на части. Галактика Млечный Путь в настоящее время находится в процессе пожирания карликовой эллиптической галактики Стрельца и карликовой галактики Большого Пса . [109] [110]
Звездопад
M82 — галактика со вспышкой звездообразования, в которой в десять раз больше звездообразования, чем в «нормальной» галактике [111]
Звезды создаются внутри галактик из запаса холодного газа, который образует гигантские молекулярные облака . Было замечено, что некоторые галактики формируют звезды с исключительной скоростью, которая известна как звездообразование . Если они продолжат это делать, они израсходуют свой запас газа за промежуток времени, меньший, чем продолжительность жизни галактики. Следовательно, активность звездообразования обычно длится всего около десяти миллионов лет, относительно короткий период в истории галактики. Галактики со звездообразованием были более распространены в ранней истории Вселенной, [112] но все еще вносят предполагаемый вклад в 15% от общего производства звезд. [113]
Галактики со вспышкой звездообразования характеризуются пылевыми концентрациями газа и появлением недавно образованных звезд, включая массивные звезды, которые ионизируют окружающие облака, создавая области H II . [114] 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, активность заканчивается. [112]
Звездные вспышки часто связаны со слиянием или взаимодействием галактик. Прототипом такого взаимодействия, приводящего к звездообразованию, является M82 , которая испытала близкое столкновение с более крупной M81 . Неправильные галактики часто демонстрируют разнесенные узлы звездной активности. [115]
Радиогалактика
Геркулес А , сверхгигантская эллиптическая радиогалактика
Радиогалактика — это галактика с гигантскими областями радиоизлучения, простирающимися далеко за пределы ее видимой структуры. Эти энергичные радиолепестки питаются струями из ее активного галактического ядра . [116] Радиогалактики классифицируются в соответствии с их классификацией Фанарова-Райли . Класс FR I имеет более низкую радиосветимость и демонстрирует более вытянутые структуры; класс FR II имеет более высокую радиосветимость. Корреляция радиосветимости и структуры предполагает, что источники в этих двух типах галактик могут различаться. [117]
Радиогалактики также можно классифицировать как гигантские радиогалактики (ГРГ), радиоизлучение которых может достигать масштабов мегапарсеков (3,26 миллионов световых лет). Альционеус — это радиогалактика класса FR II с низким возбуждением, которая имеет самое большое наблюдаемое радиоизлучение с дольчатыми структурами, охватывающими 5 мегапарсеков (16×10 6 световых лет ). Для сравнения, еще одна гигантская радиогалактика схожего размера — 3C 236 с дольками диаметром 15 миллионов световых лет. Однако следует отметить, что радиоизлучение не всегда считается частью самой главной галактики. [118]
Гигантская радиогалактика — это особый класс объектов, характеризующихся наличием радиолепестков, генерируемых релятивистскими струями , питаемыми сверхмассивной черной дырой центральной галактики . Гигантские радиогалактики отличаются от обычных радиогалактик тем, что они могут простираться до гораздо больших масштабов, достигая в поперечнике нескольких мегапарсеков, что намного больше диаметров их родительских галактик. [119]
«Обычная» радиогалактика не имеет источника, который является сверхмассивной черной дырой или гигантской нейтронной звездой; вместо этого источником является синхротронное излучение от релятивистских электронов, ускоренных сверхновой. Эти источники сравнительно недолговечны, что делает радиоспектр от обычных радиогалактик особенно хорошим способом изучения звездообразования. [120]
Некоторые наблюдаемые галактики классифицируются как «активные», если они содержат активное галактическое ядро (AGN). [121] Значительная часть общего выхода энергии галактики испускается активным ядром, а не его звездами, пылью и межзвездной средой . Существует несколько схем классификации и наименования AGN, но те, которые находятся в нижних диапазонах светимости, называются сейфертовскими галактиками , в то время как те, у которых светимость намного больше, чем у родительской галактики, известны как квазизвездные объекты или квазары . Модели AGN предполагают, что значительная часть их света смещена в дальние инфракрасные частоты, поскольку оптическое и ультрафиолетовое излучение в ядре поглощается и излучается пылью и газом, окружающими его. [122]
Стандартная модель активного галактического ядра основана на аккреционном диске , который формируется вокруг сверхмассивной черной дыры (СМЧД) в области ядра галактики. Излучение активного галактического ядра возникает из-за гравитационной энергии материи, падающей с диска на черную дыру. [123] [124] Светимость АЯГ зависит от массы СМЧД и скорости, с которой на нее падает материя. Примерно в 10% этих галактик диаметрально противоположная пара энергичных струй выбрасывает частицы из ядра галактики со скоростями, близкими к скорости света . Механизм образования этих струй не совсем понятен. [125]
Сейфертовская галактика
Сейфертовские галактики являются одной из двух крупнейших групп активных галактик, наряду с квазарами. Они имеют квазароподобные ядра (очень яркие, далекие и яркие источники электромагнитного излучения) с очень высокой поверхностной яркостью; но в отличие от квазаров, их родительские галактики четко обнаружимы. [126] При наблюдении в телескоп сейфертовская галактика выглядит как обычная галактика с яркой звездой, наложенной на ядро. Сейфертовские галактики делятся на два основных подтипа на основе частот, наблюдаемых в их спектрах. [127]
Квазар
Квазары являются наиболее энергичными и далекими членами активных галактических ядер. Чрезвычайно яркие, они были впервые идентифицированы как источники электромагнитной энергии с высоким красным смещением, включая радиоволны и видимый свет, которые казались больше похожими на звезды, чем на протяженные источники, похожие на галактики. Их светимость может быть в 100 раз больше, чем у Млечного Пути. [128] Ближайший известный квазар, Маркарян 231 , находится примерно в 581 миллионе световых лет от Земли, [129] в то время как другие были обнаружены на таком расстоянии, как UHZ1 , примерно в 13,2 миллиардах световых лет. [130] [131] Квазары примечательны тем, что впервые продемонстрировали явление, что гравитация может действовать как линза для света . [132]
Другие AGN
Блазары считаются активными галактиками с релятивистским джетом , направленным в сторону Земли. Радиогалактика излучает радиочастоты из релятивистских джетов. Единая модель этих типов активных галактик объясняет их различия на основе положения наблюдателя. [125]
Возможно, с активными ядрами галактик (а также с областями звездообразования ) связаны области ядерных эмиссионных линий с низкой ионизацией (LINER). В излучении галактик типа LINER доминируют слабоионизированные элементы . Источниками возбуждения для слабоионизированных линий являются звезды после AGB , AGN и ударные волны. [133] Примерно треть близлежащих галактик классифицируются как содержащие ядра LINER. [124] [133] [134]
Яркая инфракрасная галактика
Яркие инфракрасные галактики (LIRG) — это галактики со светимостями — измерением выходной электромагнитной мощности — выше 10 11 L☉ (солнечные светимости). В большинстве случаев большая часть их энергии исходит от большого количества молодых звезд, которые нагревают окружающую пыль, которая переизлучает энергию в инфракрасном диапазоне. Достаточно высокая светимость, чтобы быть LIRG, требует скорости звездообразования не менее 18 M☉ год −1 . Ультраяркие инфракрасные галактики (ULIRG) по крайней мере в десять раз более яркие и образуют звезды со скоростью >180 M☉ год −1 . Многие LIRG также испускают излучение из AGN. [135] [136] Инфракрасные галактики излучают больше энергии в инфракрасном диапазоне, чем все другие длины волн вместе взятые, с пиковым излучением, как правило, на длинах волн от 60 до 100 микрон. Считается, что LIRGs возникают в результате сильного взаимодействия и слияния спиральных галактик. [137] Хотя LIRGs и ULIRGS нечасто встречаются в локальной вселенной, они были более распространены, когда вселенная была моложе. [136]
Физические диаметры
Галактики по своей природе не имеют определенной границы и характеризуются постепенно уменьшающейся звездной плотностью в зависимости от увеличения расстояния от их центра, что затрудняет измерение их истинных размеров. Тем не менее, астрономы за последние несколько десятилетий разработали несколько критериев для определения размеров галактик.
Угловой диаметр
Еще во времена Эдвина Хаббла в 1936 году были предприняты попытки охарактеризовать диаметры галактик. Самые ранние попытки основывались на наблюдаемом угле, образуемом галактикой, и ее предполагаемом расстоянии, что приводило к угловому диаметру (также называемому «метрическим диаметром»). [138] Этот тип измерений подвержен двум существенным проблемам, а именно, что предполагаемое расстояние до галактики должно быть скорректировано с учетом расширения пространства, связанного с красным смещением, и что наборы данных об угловом диаметре подвержены смещению отбора, поскольку более далекие наблюдения предпочтительно выбирают наиболее яркие объекты. [139]
Изофотный диаметр
Изофотный диаметр вводится как общепринятый способ измерения размера галактики на основе ее видимой поверхностной яркости. [140] Изофоты — это кривые на диаграмме, например, на рисунке галактики, которые примыкают к точкам одинаковой яркости и полезны для определения размеров галактики. Видимый поток яркости галактики измеряется в единицах величин на квадратную угловую секунду (mag/arcsec 2 ; иногда выражается как mag arcsec −2 ), что определяет глубину яркости изофоты. Чтобы проиллюстрировать, как работает эта единица, типичная галактика имеет поток яркости 18 mag/arcsec 2 в своей центральной области. Эта яркость эквивалентна свету гипотетического точечного объекта 18-й величины (например, звезды), равномерно распределенному в области неба размером в одну квадратную угловую секунду. [141] Изофотный диаметр обычно определяется как область, охватывающая весь свет до 25 зв.в./угл.сек2 в синем диапазоне B , [142] который затем называется стандартом D 25. [143]
Эффективный радиус (полусвет) и его вариации
Радиус полусвета ( также известный как эффективный радиус ; R e ) — это мера, основанная на общем потоке яркости галактики. Это радиус, на котором испускается половина, или 50%, общего потока яркости галактики. Впервые это было предложено Жераром де Вокулером в 1948 году. [147] Выбор использования 50% был произвольным, но оказался полезным в дальнейших работах RA Fish в 1963 году, [148] где он установил закон концентрации светимости, который связывает яркости эллиптических галактик и их соответствующие R e , и Хосе Луиса Серсика в 1968 году [149] , который определил соотношение массы и радиуса в галактиках. [140]
При определении R e необходимо, чтобы был зафиксирован общий поток яркости галактики, с помощью метода, использованного Бершади в 2000 году, который предлагает измерять двойной размер, где поток яркости произвольно выбранного радиуса, определяемый как локальный поток, деленный на общий средний поток, равен 0,2. [150] Использование радиуса половинной яркости позволяет грубо оценить размер галактики, но не особенно полезно для определения ее морфологии. [151]
Существуют вариации этого метода. В частности, в Каталоге галактик ESO-Uppsala значения 50%, 70% и 90% от общего синего света (свет, обнаруженный через фильтр B-диапазона) использовались для расчета диаметра галактики. [152]
Петросянский масштаб
Впервые описанный Ваге Петросяном в 1976 году [153], модифицированная версия этого метода была использована в Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Этот метод использует математическую модель галактики, радиус которой определяется азимутально (горизонтально) усредненным профилем ее потока яркости. В частности, SDSS использовал величину Петросяна в R-диапазоне (658 нм, в красной части видимого спектра), чтобы гарантировать, что поток яркости галактики будет захвачен как можно больше, противодействуя при этом эффекту фонового шума. Для галактики, профиль яркости которой является экспоненциальным, ожидается, что она захватит весь свой поток яркости и 80% для галактик, которые следуют профилю, который следует закону де Вокулера . [154]
Преимущество величин Петросяна заключается в том, что они не зависят от красного смещения и расстояния, что позволяет измерять видимый размер галактики, поскольку радиус Петросяна определяется в терминах общего светового потока галактики. [155]
Критика более ранней версии этого метода была выпущена Центром обработки и анализа инфракрасных данных [156] , поскольку метод вызывал величину ошибки (до 10%) значений, чем использование изофотного диаметра. Использование величин Петросяна также имеет недостаток, заключающийся в потере большей части света за пределами апертуры Петросяна, которая определяется относительно общего профиля яркости галактики, особенно для эллиптических галактик, с более высокими отношениями сигнал/шум на больших расстояниях и красных смещениях. [157] Поправка для этого метода была выпущена Грэмом и др. в 2005 году, основанная на предположении, что галактики следуют закону Серсика [155] .
Метод ближнего инфракрасного диапазона
Этот метод был использован 2MASS в качестве адаптации ранее используемых методов изофотального измерения. Поскольку 2MASS работает в ближнем инфракрасном диапазоне, что дает преимущество в возможности распознавать более тусклые, более холодные и старые звезды, он имеет другую форму подхода по сравнению с другими методами, которые обычно используют B-фильтр. Детали метода, используемого 2MASS, были подробно описаны в документе Джарретта и др. , с измерением нескольких параметров. [158]
Стандартный эллипс апертуры (область обнаружения) определяется инфракрасной изофотой в полосе K s (длина волны примерно 2,2 мкм) 20 вел./угл. сек. 2. Сбор общего светового потока галактики использовался по крайней мере четырьмя методами: первый из них представляет собой круговую апертуру, простирающуюся на 7 угловых секунд от центра, изофоту при 20 вел./угл. сек. 2 , «общую» апертуру, определяемую радиальным распределением света, которое охватывает предполагаемую протяженность галактики, и апертуру Крона (определяемую как 2,5-кратный радиус первого момента, интегрирование потока «общей» апертуры). [158]
Крупномасштабные структуры
Обзоры дальнего космоса показывают, что галактики часто встречаются в группах и скоплениях . Одиночные галактики, которые не взаимодействовали существенно с другими галактиками сопоставимой массы за последние несколько миллиардов лет, относительно редки. [159] Только около 5% исследованных галактик изолированы в этом смысле. [160] [161] Однако они могли взаимодействовать и даже сливаться с другими галактиками в прошлом, [162] и все еще могут вращаться вокруг более мелких галактик-спутников. [163]
В самом большом масштабе Вселенная непрерывно расширяется, что приводит к среднему увеличению расстояния между отдельными галактиками (см. закон Хаббла ). Ассоциации галактик могут преодолеть это расширение в локальном масштабе посредством их взаимного гравитационного притяжения. Эти ассоциации образовались рано, когда сгустки темной материи притянули свои галактики вместе. Соседние группы позже объединились, образовав более масштабные скопления. Этот продолжающийся процесс слияния, а также приток падающего газа нагревают межгалактический газ в скоплении до очень высоких температур 30–100 мегакельвинов . [164] Около 70–80% массы скопления находится в форме темной материи, причем 10–30% состоят из этого нагретого газа, а оставшиеся несколько процентов — в форме галактик. [165]
Большинство галактик гравитационно связаны с рядом других галактик. Они образуют фракталоподобное иерархическое распределение кластерных структур, причем самые маленькие такие объединения называются группами. Группа галактик является наиболее распространенным типом галактического скопления; эти образования содержат большинство галактик (а также большую часть барионной массы ) во Вселенной. [166] [167] Чтобы оставаться гравитационно связанными с такой группой, каждая галактика-член должна иметь достаточно низкую скорость, чтобы не допустить ее побега (см. теорему вириала ). Однако, если кинетической энергии недостаточно , группа может эволюционировать в меньшее количество галактик посредством слияний. [168]
Скопления галактик состоят из сотен или тысяч галактик, связанных вместе гравитацией. [169] Скопления галактик часто доминируют над одной гигантской эллиптической галактикой, известной как самая яркая галактика скопления , которая со временем приливно уничтожает свои галактики-спутники и добавляет их массу к своей собственной. [170]
Южная плоскость Млечного Пути в субмиллиметровом диапазоне длин волн [171]
Сверхскопления содержат десятки тысяч галактик, которые находятся в кластерах, группах, а иногда и по отдельности. В масштабе сверхскопления галактики организованы в листы и нити, окружающие огромные пустые пустоты. [172] Выше этого масштаба Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях ( изотропной и однородной), [173] хотя это представление было оспорено в последние годы многочисленными открытиями крупномасштабных структур, которые, по-видимому, превышают этот масштаб. Великая стена Геркулеса–Северной Короны , в настоящее время самая большая структура во Вселенной, обнаруженная до сих пор, имеет длину 10 миллиардов световых лет (три гигапарсека). [174] [175] [176]
Галактика Млечный Путь является членом ассоциации, называемой Местной группой , относительно небольшой группы галактик, диаметр которой составляет приблизительно один мегапарсек. Млечный Путь и галактика Андромеды являются двумя самыми яркими галактиками в группе; многие из других галактик-членов являются карликовыми компаньонами этих двух. [177] Сама Местная группа является частью облачной структуры в Сверхскоплении Девы , большой, протяженной структуры групп и скоплений галактик с центром в Скоплении Девы . [178] В свою очередь, Сверхскопление Девы является частью Сверхскопления Ланиакея . [179]
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 ). Радиослабые галактики, такие как M 31 и M33 , соседи Млечного Пути , имеют более слабые поля (около 5 мкГс), в то время как богатые газом галактики с высокими темпами звездообразования, такие как M 51, M 83 и NGC 6946, имеют в среднем 15 мкГс. В заметных спиральных рукавах сила поля может достигать 25 мкГс в областях, где также сконцентрированы холодный газ и пыль. Самые сильные общие равнораспределенные поля (50–100 мкГс) были обнаружены в галактиках со вспышкой звездообразования , например, в M 82 и Antennae , а также в ядерных областях звездообразования, таких как центры NGC 1097 и других галактик с перемычкой . [180]
Формирование и эволюция
Формирование
Художественное представление протокластеров, образующихся в ранней Вселенной [181]
Современные модели формирования галактик в ранней Вселенной основаны на модели ΛCDM . Примерно через 300 000 лет после Большого взрыва начали формироваться атомы водорода и гелия в ходе события, называемого рекомбинацией . Почти весь водород был нейтральным (неионизированным) и легко поглощал свет, а звезды еще не образовались. В результате этот период был назван « темными веками ». Именно из-за флуктуаций плотности (или анизотропных неоднородностей) в этой первичной материи начали появляться более крупные структуры . В результате массы барионной материи начали конденсироваться в гало холодной темной материи . [182] [183] Эти первичные структуры позволили газам конденсироваться в протогалактики , крупномасштабные газовые облака, которые были предшественниками первых галактик. [184] : 6
Когда газ попадает под гравитацию гало темной материи, его давление и температура растут. Чтобы конденсироваться дальше, газ должен излучать энергию. Этот процесс был медленным в ранней Вселенной, где доминировали атомы и молекулы водорода, которые являются неэффективными излучателями по сравнению с более тяжелыми элементами. По мере того, как сгустки газа образуют вращающиеся диски, температура и давление продолжают расти. Некоторые места внутри диска достигают достаточно высокой плотности для образования звезд.
Художественное представление молодой галактики, аккрецирующей материал
Как только протогалактики начали формироваться и сжиматься, внутри них появились первые звезды гало , называемые звездами населения III . [185] Они состояли из первичного газа, почти полностью из водорода и гелия. Излучение первых звезд нагревает оставшийся газ, помогая инициировать дополнительное звездообразование; ультрафиолетовое излучение от первого поколения звезд повторно ионизировало окружающий нейтральный водород в расширяющихся сферах, в конечном итоге достигая всей вселенной, событие, называемое реионизацией . [186] Самые массивные звезды разрушаются в результате мощных взрывов сверхновых , высвобождая тяжелые элементы («металлы») в межзвездную среду . [187] [184] : 14 Это содержание металлов включено в звезды населения II .
Теоретические модели раннего формирования галактик были проверены и обоснованы большим количеством и разнообразием сложных астрономических наблюдений. [184] : 43 Фотометрические наблюдения обычно нуждаются в спектроскопическом подтверждении из-за большого количества механизмов, которые могут вносить систематические ошибки. Например, фотометрическое наблюдение с высоким красным смещением (z ~ 16) космическим телескопом Джеймса Уэбба (JWST) было позже скорректировано, чтобы быть ближе к z ~ 5. [188]
Тем не менее, подтвержденные наблюдения от JWST и других обсерваторий накапливаются, что позволяет систематически сравнивать ранние галактики с предсказаниями теории. [189]
Доказательства наличия отдельных звезд населения III в ранних галактиках еще более сложны. Даже, казалось бы, подтвержденные спектроскопические доказательства могут оказаться имеющими другое происхождение. Например, астрономы сообщили об свидетельстве эмиссии He II для звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 со значением красного смещения 6,60. [190] Последующие наблюдения [191] обнаружили металлические эмиссионные линии, O III , не соответствующие звездам ранней галактики. [185] : 108
Различные компоненты ближнего инфракрасного фонового света, обнаруженные космическим телескопом Хаббл в обзорах дальнего космоса [192]
Эволюция
Как только звезды начинают формироваться, испускать излучение и в некоторых случаях взрываться, процесс формирования галактик становится очень сложным, включая взаимодействие между силами гравитации, излучения и тепловой энергии. Многие детали все еще плохо изучены. [193]
В течение миллиарда лет с момента формирования галактики начинают появляться ключевые структуры. [194] Образуются шаровые скопления , центральная сверхмассивная черная дыра и галактический балдж 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. [195] В течение этой ранней эпохи галактики претерпевают крупный всплеск звездообразования. [196]
В течение следующих двух миллиардов лет накопленная материя оседает в галактический диск . [197] Галактика будет продолжать поглощать падающий материал из высокоскоростных облаков и карликовых галактик на протяжении всей своей жизни. [198] Эта материя в основном состоит из водорода и гелия. Цикл звездного рождения и смерти медленно увеличивает обилие тяжелых элементов, в конечном итоге позволяя формироваться планетам . [ 199]
Скорость звездообразования в галактиках зависит от их локальной среды. Изолированные «пустые» галактики имеют самую высокую скорость на звездную массу, «полевые» галактики, связанные со спиральными галактиками, имеют более низкие скорости, а галактики в плотном скоплении имеют самые низкие скорости. [201]
Эволюция галактик может быть существенно затронута взаимодействиями и столкновениями. Слияния галактик были обычным явлением в раннюю эпоху, и большинство галактик имели своеобразную морфологию. [202] Учитывая расстояния между звездами, подавляющее большинство звездных систем в сталкивающихся галактиках не будут затронуты. Однако гравитационное удаление межзвездного газа и пыли, которые составляют спиральные рукава, создает длинный ряд звезд, известный как приливные хвосты. Примеры этих образований можно увидеть в NGC 4676 [203] или галактиках Антенны . [204]
Галактика Млечный Путь и близлежащая галактика Андромеда движутся навстречу друг другу со скоростью около 130 км/с , и — в зависимости от боковых движений — они могут столкнуться примерно через пять-шесть миллиардов лет. Хотя Млечный Путь никогда раньше не сталкивался с галактикой такого размера, как Андромеда, в прошлом он сталкивался и сливался с другими галактиками. [205] Космологическое моделирование показывает, что 11 миллиардов лет назад он слился с особенно большой галактикой, которая была названа Кракеном . [ 206] [207]
Такие крупномасштабные взаимодействия редки. Со временем слияния двух систем одинакового размера становятся менее распространенными. Большинство ярких галактик остаются принципиально неизменными в течение последних нескольких миллиардов лет, и чистая скорость звездообразования, вероятно, также достигла пика около десяти миллиардов лет назад. [208]
Будущие тенденции
Спиральные галактики, такие как Млечный Путь , производят новые поколения звезд, пока в их спиральных рукавах есть плотные молекулярные облака межзвездного водорода. [209] Эллиптические галактики в значительной степени лишены этого газа, и поэтому образуют мало новых звезд. [210] Запас звездообразующего материала конечен; как только звезды преобразуют имеющийся запас водорода в более тяжелые элементы, новое звездообразование прекращается. [211] [212]
Ожидается, что нынешняя эра звездообразования продлится до ста миллиардов лет, а затем «звездный век» закончится примерно через десять триллионов — сто триллионов лет (10 13 —10 14 лет), поскольку самые маленькие и долгоживущие звезды в видимой Вселенной, крошечные красные карлики , начнут угасать. В конце звездного века галактики будут состоять из компактных объектов : коричневых карликов , белых карликов , которые остывают или холодные (« 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. [211] [213]
19 спиральных галактик, видимых лицом к нам с космического телескопа Джеймса Уэбба в ближнем и среднем инфракрасном свете. Более старые звезды здесь выглядят синими и сгруппированы в ядрах галактик. Светящаяся пыль, показывающая, где она существует вокруг и между звездами, — отображается оттенками красного и оранжевого. Звезды, которые еще не полностью сформировались и заключены в газ и пыль, выглядят ярко-красными. [214]
^ Это диаметр, измеренный с использованием стандарта D25. Исследование 2018 года показало, что за пределами этого диаметра присутствуют дисковые звезды, хотя неясно, насколько это влияет на профиль поверхностной яркости. [10] [11]
↑ Райт назвал Млечный Путь Vortex Magnus (Великий Водоворот) и оценил его диаметр в 8,64×10 12 миль (13,9×10 12 км). [32]
Ссылки
^ Спарк и Галлахер 2000, с. я
↑ Хапп, Эрика; Рой, Стив; Вацке, Меган (12 августа 2006 г.). «NASA находит прямое доказательство существования темной материи». NASA . Архивировано из оригинала 28 марта 2020 г. Получено 17 апреля 2007 г.
^ Хауэлл, Элизабет; Харви, Эйлса (11 февраля 2022 г.). «Сколько звезд во Вселенной? — Можем ли мы оценить общее количество звезд?». Space.com . Получено 16 июля 2022 г. .
^ Strigari, Louis E.; Bullock, James S.; Kaplinghat, Manoj; Simon, Joshua D.; Geha, Marla ; Willman, Beth; Walker, Matthew G. (2008). «Общая шкала масс для спутниковых галактик Млечного Пути». Nature . 454 (7208): 1096–1097. arXiv : 0808.3772 . Bibcode : 2008Natur.454.1096S. doi : 10.1038/nature07222. ISSN 0028-0836. PMID 18756252.
↑ Hoover, Aaron (16 июня 2003 г.). «UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected» (пресс-релиз). Университет Флориды . Архивировано из оригинала 20 июля 2011 г. Получено 4 марта 2011 г.
На основе: Graham, Alister W.; Guzmán, Rafael (2003). "HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Noteged Structural Dchotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies". The Astronomical Journal . 125 (6): 2936–2950. arXiv : astro-ph/0303391 . Bibcode : 2003AJ....125.2936G. doi : 10.1086/374992. S2CID 13284968.
^ Chemla, Sarah (14 января 2021 г.). «Астрономы ошибались относительно числа галактик во Вселенной». The Jerusalem Post . Архивировано из оригинала 14 января 2021 г. Получено 14 января 2021 г.
↑ Сондерс, Тоби (25 июля 2023 г.). «Сколько галактик во Вселенной? Гораздо больше, чем вы думаете». BBC Science Focus . Получено 9 января 2024 г.
^ ab Гудвин, Саймон П.; Гриббин, Джон ; Хендри, Мартин А. (1998). «Относительный размер Млечного Пути» (PDF) . Обсерватория . 118 : 201–208. Bibcode : 1998Obs...118..201G.
^ Лопес-Корредойра, М.; Альенде Прието, К.; Гарсон, Ф.; Ван, Х.; Лю, К.; Дэн, Л. (9 апреля 2018 г.). «Дисковые звезды в Млечном Пути обнаружены за пределами 25 кпк от его центра». Астрономия и астрофизика . 612 : L8. arXiv : 1804.03064 . Bibcode :2018A&A...612L...8L. doi :10.1051/0004-6361/201832880. S2CID 59933365.
^ Фримен, Дэвид (25 мая 2018 г.). «Галактика Млечный Путь может быть намного больше, чем мы думали» (пресс-релиз). CNBC . Архивировано из оригинала 13 августа 2018 г. . Получено 13 августа 2018 г. .
^ Рисс, Адам Г.; Флир, Юрген; Вальс-Габо, Дэвид (2012). «Соотношения периода и светимости цефеид в ближнем инфракрасном диапазоне и расстояние до M31 по данным широкоугольной камеры 3 космического телескопа Хаббл». The Astrophysical Journal . 745 (2): 156. arXiv : 1110.3769 . Bibcode : 2012ApJ...745..156R. doi : 10.1088/0004-637X/745/2/156. S2CID 119113794.
^ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure". Кембриджский университет . Архивировано из оригинала 26 апреля 2012 г. Получено 15 января 2007 г.
^ Гибни, Элизабет (2014). «Новый адрес Земли: «Солнечная система, Млечный Путь, Ланиакея»". Природа . doi :10.1038/nature.2014.15819. S2CID 124323774.
^ ab Harper, Douglas. "galaxy". Онлайн-словарь этимологии . Архивировано из оригинала 17 ноября 2011 г. Получено 11 ноября 2011 г.
^ Уоллер и Ходж 2003, стр. 91
^ Конечный, Любомир. "Эмблематика, сельское хозяйство и мифография в происхождении Млечного Пути" (PDF) . Академия наук Чешской Республики . Архивировано из оригинала (PDF) 20 июля 2006 г. . Получено 5 января 2007 г. .
↑ Рао, Джо (2 сентября 2005 г.). «Исследуйте Царство Лучника». Space.com . Архивировано из оригинала 31 октября 2010 г. Получено 3 января 2007 г.
^ "Что такое Sloan Digital Sky Survey?". Sloan Digital Sky Survey . Архивировано из оригинала 12 января 2024 г. Получено 3 марта 2024 г.
^ Плутарх (2006). Полное собрание сочинений, том 3: Эссе и сборники. Библиотека Echo. стр. 66. ISBN978-1-4068-3224-2. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
^ abc Montada, Josep Puig (28 сентября 2007 г.). "Ибн Баджа". Стэнфордская энциклопедия философии . Архивировано из оригинала 16 марта 2020 г. Получено 11 июля 2008 г.
^ Гейдарзаде, 2008, стр. 23–25.
↑ Мохамед 2000, стр. 49–50.
^ Bouali, Hamid-Eddine; Zghal, Mourad; Lakhdar, Zohra B. (2005). "Популяризация оптических явлений: Создание первого семинара Ибн аль-Хайтама по фотографии" (PDF) . В Flory, François (ред.). Девятая международная тематическая встреча по образованию и обучению в области оптики и фотоники . Труды SPIE . Том 9664, Девятая международная тематическая встреча по образованию и обучению в области оптики и фотоники. Bibcode :2005SPIE.9664E..22B. doi : 10.1117/12.2207764 .
^ Ливингстон, Джон В. (1971). «Ибн Кайим аль-Джаузийя: защита четырнадцатого века от астрологического гадания и алхимической трансмутации». Журнал Американского восточного общества . 91 (1): 96–103. doi :10.2307/600445. JSTOR 600445.
^ Галилей, Галилео (1610). Sidereus Nuncius. Венеция : Thomas Baglioni. стр. 15–16 . Получено 10 января 2024 г.
Перевод на английский язык: Галилей, Галилео ; Кеплер, Иоганнес (1880). Звездный посланник Галилео Галилея: и часть предисловия к «Диоптрике» Кеплера, содержащая оригинальный отчет об астрономических открытиях Галилея. Перевод Карлоса, Эдварда Стаффорда. Лондон: Rivingtons. стр. 42–43 . Получено 10 января 2024 г.
^ abcd Evans, JC (24 ноября 1998 г.). «Наша Галактика». Университет Джорджа Мейсона . Архивировано из оригинала 24 сентября 2003 г. Получено 4 января 2007 г.
^ аб Кант, Иммануил (20 ноября 2016 г.) [1755]. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels [ Всеобщая естественная история и теория небес ]. Кенигсберг и Лейпциг : Иоганн Фридрих Петерсен. ISBN978-3-89131-002-1. Архивировано из оригинала 20 ноября 2016 года.Перевод на английский язык Яна Джонстона доступен на Wayback Machine (архив 29 августа 2014 г.)
^ Гершель, Уильям (1785). "XII. О построении небес". Давая некоторые отчеты о нынешних начинаниях, исследованиях и трудах гениальных людей во многих значительных частях мира. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Vol. 75. London. pp. 213–266. doi :10.1098/rstl.1785.0012. ISSN 0261-0523. S2CID 186213203. Архивировано из оригинала 20 ноября 2016 г. Получено 27 января 2016 г.Диаграмма галактики Гершеля приводится сразу после стр. 266.
^ ab Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (11 марта 2004 г.). "Большое Магелланово Облако, LMC". Observatoire de Paris . Архивировано из оригинала 22 июня 2017 г.
↑ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина. «Абд-аль-Рахман Аль Суфи (7 декабря 903 г. – 25 мая 986 г. н. э.)». Observatoire de Paris . Архивировано из оригинала 16 апреля 2007 г. Получено 19 апреля 2007 г.
^ Гордон, Куртисс Дж. (1969). «История нашего понимания спиральной галактики: Мессье 33» (PDF) . Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 10 : 293–307. Архивировано (PDF) из оригинала 26 апреля 2021 г.
^ См. текст, цитируемый из книги Райта « Оригинальная теория или новая гипотеза Вселенной» в книге Дайсона, Фримена Дж. (1979). «Нарушение Вселенной». Pan Books . стр. 245. ISBN 978-0-330-26324-5. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
^ Steinicke, Wolfgang (2012). «Загадка M51: лорд Росс, Робинсон, Саут и открытие спиральной структуры в 1845 году». Журнал астрономической истории и наследия . 15 (1): 19–29. Bibcode : 2012JAHH...15...19S. doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2012.01.03.
^ Slipher, Vesto. M. (1913). «Лучевая скорость туманности Андромеды». Lowell Observatory Bulletin . 1 (8): 56–57. Bibcode : 1913LowOB...2...56S.
↑ Weaver, Harold. F. "Robert Julius Trumpler". Национальная академия наук США . Архивировано из оригинала 24 декабря 2013 года . Получено 5 января 2007 года .
^ "Влияние верхних слоев атмосферы Земли на радиосигналы". NASA . Архивировано из оригинала 7 мая 2012 г. Получено 10 августа 2006 г.
^ "Телескоп NASA видит, как черная дыра поглощает звезду". Galaxy Evolution Explorer . NASA . 5 декабря 2006 г. Архивировано из оригинала 25 апреля 2010 г. Получено 2 января 2007 г.
^ Corbelli, E.; Salucci, P. (2000). «Расширенная кривая вращения и гало темной материи M33». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 311 (2): 441–447. arXiv : astro-ph/9909252 . Bibcode : 2000MNRAS.311..441C . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x .
^ Тенн, Джо. "Хендрик Кристоффель ван де Хюльст". The Bruce Medalists . Sonoma State University . Архивировано из оригинала 14 января 2012 года . Получено 5 января 2007 года .
^ Лопес-Корредойра, М.; и др. (2001). «Поиск плоскостного галактического бара и кольца в DENIS». Астрономия и астрофизика . 373 (1): 139–152. arXiv : astro-ph/0104307 . Bibcode : 2001A&A...373..139L. doi : 10.1051/0004-6361:20010560. S2CID 18399375.
^ Рубин, Вера С. (1983). «Темная материя в спиральных галактиках». Scientific American . Т. 248, № 6. С. 96–106. Bibcode : 1983SciAm.248f..96R. doi : 10.1038/scientificamerican0683-96.
^ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk (пресс-релиз). NASA . 17 октября 1994 г. Архивировано из оригинала 27 ноября 2012 г. Получено 8 января 2007 г.
^ Мэттсон, Барбара (27 ноября 2002 г.). Гибб, Мередит (ред.). «Сколько там галактик?». Представьте себе Вселенную! . NASA . Архивировано из оригинала 28 июля 2012 г. . Получено 8 января 2007 г. .
^ Kraan-Korteweg, RC; Juraszek, S. (2000). «Картографирование скрытой Вселенной: распределение галактик в зоне избегания». Публикации Астрономического общества Австралии . 17 (1): 6–12. arXiv : astro-ph/9910572 . Bibcode :2000PASA...17....6K. doi :10.1071/AS00006. S2CID 17900483.
^ Conselice, Christopher J.; et al. (2016). «Эволюция плотности числа галактик при z < 8 и ее последствия». The Astrophysical Journal . 830 (2): 83. arXiv : 1607.03909 . Bibcode :2016ApJ...830...83C. doi : 10.3847/0004-637X/830/2/83 . S2CID 17424588.
^ Фонтан, Генри (17 октября 2016 г.). «Два триллиона галактик, как минимум» . The New York Times . Архивировано из оригинала 31 декабря 2019 г. . Получено 17 октября 2016 г. .
^ Лауэр, Тод Р.; и др. (11 января 2021 г.). «Наблюдения космического оптического фона New Horizons». The Astrophysical Journal . 906 (2): 77. arXiv : 2011.03052 . Bibcode :2021ApJ...906...77L. doi : 10.3847/1538-4357/abc881 . hdl :1721.1/133770. ISSN 1538-4357. S2CID 226277978.
^ "Космический аппарат New Horizons отвечает на вопрос: насколько темен космос?". Phys.org . Архивировано из оригинала 15 января 2021 г. Получено 15 января 2021 г.
^ Фракной и др. 2023, стр. 851–856, 907–915.
^ Barstow, MA (2005). «Эллиптические галактики». Физический факультет Университета Лестера . Архивировано из оригинала 29 июля 2012 г. Получено 8 июня 2006 г.
^ Мэтьюз, Томас А.; Морган, Уильям У.; Шмидт, Маартен (1964). «Обсуждение галактик, отождествленных [sic] с радиоисточниками». The Astrophysical Journal . 140 : 35. Bibcode : 1964ApJ...140...35M. doi : 10.1086/147890.
^ «Отслеживание роста галактик». NASA . 6 февраля 2017 г. Получено 20 апреля 2024 г.
^ Тонри, Джон Л. (1987). "Свойства cD галактик". Структура и динамика эллиптических галактик . Т. 127. стр. 89. Bibcode :1987IAUS..127...89T. doi :10.1007/978-94-009-3971-4_7. ISBN978-90-277-2586-8. S2CID 117980521.
^ Товмасян, Грант М.; Андернах, Хайнц (11 декабря 2012 г.). «О формировании cD галактик и их родительских скоплений: Формирование cD галактик и родительских скоплений». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 427 (3): 2047–2056. arXiv : 1212.0238 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.22044.x .
^ Бендер, Ральф; Корменди, Джон; Корнелл, Марк Э.; Фишер, Дэвид Б. (30 июня 2015 г.). «Структура и формирование галактик cD: NGC 6166 в Abell 2199». The Astrophysical Journal . 807 (1): 56. arXiv : 1411.2598 . Bibcode :2015ApJ...807...56B. doi :10.1088/0004-637X/807/1/56. ISSN 1538-4357. Эта идея рассматривалась в расцвете проблемы остывающего потока, когда мы наблюдали большие количества излучающего рентгеновское излучение горячего газа в скоплениях, но не могли измерить температурные профили. [...] Эта возможность теперь считается бесперспективной.
^ Фабиан, AC; Нульсен, PEJ (1977). "Дозвуковая аккреция остывающего газа в скоплениях галактик". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 180 (3): 479. Bibcode : 1977MNRAS.180..479F. doi : 10.1093/mnras/180.3.479 .
^ Макдональд, М.; Макнамара, BR; Войт, GM; Бейлисс, М.; Бенсон, BA; Бродвин, М.; Каннинг, REA; Флориан, MK; Гармир, GP; Гаспари, М.; Глэддерс, MD; Главачек-Ларрондо, J.; Кара, E.; Рейхардт, CL; Рассел, HR (1 ноября 2019 г.). "Анатомия охлаждающего потока: обратная связь на чистое охлаждение в ядре скопления Феникс". The Astrophysical Journal . 885 (1): 63. arXiv : 1904.08942 . Bibcode :2019ApJ...885...63M. doi : 10.3847/1538-4357/ab464c . ISSN 0004-637X.
^ Уильямс, М. Дж.; Бюро, М.; Каппеллари, М. (2010). «Кинематические ограничения на содержание звездной и темной материи в спиральных и S0 галактиках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (4): 1665–1689. arXiv : 0909.0680 . Bibcode : 2009MNRAS.400.1665W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x . S2CID 17940107.
↑ Смит, Джин (6 марта 2000 г.). «Галактики — спиральные туманности». Калифорнийский университет, Центр астрофизики и космических наук в Сан-Диего. Архивировано из оригинала 27 марта 2023 г. Получено 30 ноября 2006 г.
^ Ван ден Берг 1998, стр. 17
^ Obreschkow, D.; Glazebrook, K. (28 февраля 2014 г.). "Fundamental Mass-Spin-Morphology Relation of Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal . 784 (1): 26. arXiv : 1312.4543 . Bibcode :2014ApJ...784...26O. doi :10.1088/0004-637X/784/1/26. ISSN 0004-637X.
^ "Толстые или плоские: придание галактикам формы". Phys.org . 27 февраля 2014 г. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г.4
^ Бертин и Лин 1996, стр. 65–85
^ Белкора 2003, стр. 355
^ Эскридж, ПБ; Фрогель, ДЖА (1999). «Какова истинная доля спиральных галактик с перемычкой?». Астрофизика и космическая наука . 269/270: 427–430. Bibcode : 1999Ap&SS.269..427E. doi : 10.1023/A:1017025820201. S2CID 189840251.
^ Бурно, Ф.; Комбс, Ф. (2002). «Аккреция газа в спиральных галактиках: образование и обновление баров». Астрономия и астрофизика . 392 (1): 83–102. arXiv : astro-ph/0206273 . Bibcode : 2002A&A...392...83B. doi : 10.1051/0004-6361:20020920. S2CID 17562844.
^ Knapen, Johan H.; Perez-Ramirez, Daniel; Laine, Seppo (2002). «Окружные ядерные области в спиральных галактиках с перемычкой — II. Отношения к галактикам-хозяевам». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 337 (3): 808–828. arXiv : astro-ph/0207258 . Bibcode : 2002MNRAS.337..808K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x . S2CID 10845683.
^ Алар, Кристоф (2001). «Еще один бар в Балдже». Письма в Астрономию и Астрофизику . 379 (2): L44–L47. arXiv : astro-ph/0110491 . Bibcode : 2001A&A...379L..44A. doi : 10.1051/0004-6361:20011487. S2CID 18018228.
↑ Сандерс, Роберт (9 января 2006 г.). «Галактика Млечный Путь деформирована и вибрирует как барабан» (пресс-релиз). Калифорнийский университет в Беркли . Архивировано из оригинала 18 января 2014 г. Получено 24 мая 2006 г.
^ Сантос, Мигель (21 марта 2016 г.). «Мы только что открыли новый тип колоссальной галактики». Футуризм . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. Получено 21 марта 2016 г.
^ Огл, Патрик М.; Ланц, Лорен; Надер, Сирил; Хелу, Джордж (1 января 2016 г.). «Сверхъяркие спиральные галактики». The Astrophysical Journal . 817 (2): 109. arXiv : 1511.00659 . Bibcode :2016ApJ...817..109O. doi : 10.3847/0004-637X/817/2/109 . ISSN 0004-637X. S2CID 35287348.
^ "ISO раскрывает скрытые кольца Андромеды" (пресс-релиз). Европейское космическое агентство . 14 октября 1998 г. Архивировано из оригинала 5 мая 2006 г. Получено 24 мая 2006 г.
^ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed" (пресс-релиз). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 31 мая 2004 г. Архивировано из оригинала 7 сентября 2006 г. Получено 6 декабря 2006 г.
^ Barstow, MA (2005). "Неправильные галактики". Университет Лестера . Архивировано из оригинала 27 февраля 2012 года . Получено 5 декабря 2006 года .
^ Фракной и др. 2023, стр. 879.
^ Пандья, Вирадж; Романовский, Аарон Дж.; Лейн, Сеппо; Броди, Жан П.; Джонсон, Бенджамин Д.; Глаккум, Уильям; Вийом, Алекса; Кюйландре, Жан-Шарль; Гвин, Стивен; Крик, Джессика; Ласкер, Рональд; Мартин-Наварро, Игнасио; Мартинес-Дельгадо, Дэвид; ван Доккум, Питер (1 мая 2018 г.). «Звездное население двух ультрадиффузных галактик по данным оптической и ближней инфракрасной фотометрии». The Astrophysical Journal . 858 (1): 29. arXiv : 1711.05272 . Bibcode :2018ApJ...858...29P. дои : 10.3847/1538-4357/aab498 . ISSN 0004-637X.
^ van Dokkum, Pieter G.; Abraham, Roberto ; Merritt, Allison; Zhang, Jielai; Geha, Marla ; Conroy, Charlie (январь 2015 г.). "Сорок семь чрезвычайно рассеянных галактик размером с Млечный Путь в скоплении Кома". The Astrophysical Journal Letters . 798 (2): L45. arXiv : 1410.8141 . Bibcode : 2015ApJ...798L..45V. doi : 10.1088/2041-8205/798/2/L45. ISSN 2041-8205.
^ ab Mateo, Mario (1998). «Карликовые галактики местной группы». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 36 (1): 435–506. arXiv : astro-ph/9810070 . Bibcode :1998ARA&A..36..435M. doi :10.1146/annurev.astro.36.1.435. ISSN 0066-4146. S2CID 119333888.
^ Groshong, Kimm (24 апреля 2006 г.). «Странные галактики-спутники обнаружены вокруг Млечного Пути». New Scientist . Архивировано из оригинала 2 июля 2015 г. Получено 10 января 2007 г.
^ Schirber, M. (27 августа 2008 г.). «Никакого похудения для карликовых галактик». ScienceNOW . Архивировано из оригинала 30 мая 2020 г. Получено 27 августа 2008 г.
^ abc "Galaxy Interactions". Университет Мэриленда, кафедра астрономии. Архивировано из оригинала 9 мая 2006 года . Получено 19 декабря 2006 года .
^ abc "Взаимодействующие галактики". Университет Суинберна . Архивировано из оригинала 18 апреля 2023 г. Получено 19 декабря 2006 г.
^ «Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!». Hubble News Desk (пресс-релиз). NASA . 24 апреля 2006 г. Архивировано из оригинала 27 августа 2016 г. Получено 10 августа 2006 г.
^ ab "Starburst Galaxies". Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 29 августа 2006 г. Архивировано из оригинала 16 марта 2019 г. Получено 10 августа 2006 г.
^ Kennicutt, Robert C. Jr.; et al. (2005). «Демография и галактики-хозяева звездных вспышек». В De Grijs, Richard; González Delgado, Rosa M. (ред.). Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 329. Дордрехт: Springer . С. 187–194. Bibcode : 2005ASSL..329..187K. doi : 10.1007/1-4020-3539-X_33. ISBN978-1-4020-3538-8.
↑ Смит, Джин (13 июля 2006 г.). «Starbursts & Colliding Galaxies». Калифорнийский университет, Центр астрофизики и космических наук в Сан-Диего. Архивировано из оригинала 17 декабря 2023 г. Получено 10 августа 2006 г.
^ Keel, William C. (сентябрь 2006 г.). "Starburst Galaxies". University of Alabama . Архивировано из оригинала 31 августа 2023 г. Получено 11 декабря 2006 г.
^ Адамс, Дэвид Дж.; и др. (2004). Джонс, Марк Х.; Ламбурн, Роберт Дж. А. (ред.). Введение в галактики и космологию. Cambridge University Press . стр. 142–144. ISBN978-0-521-54623-2.
^ "Введение в астрономию: двухдольчатые радиогалактики". Кафедра астрономии, Мэрилендский университет . Архивировано из оригинала 1 сентября 2022 г. Получено 1 сентября 2022 г.
^ Oei, Martijn SSL; van Weeren, Reinout J.; Hardcastle, Martin J.; Botteon, Andrea; Shimwell, Tim W.; Dabhade, Pratik; Gast, Aivin RDJGIB; Röttgering, Huub JA; Brüggen, Marcus; Tasse, Cyril; Williams, Wendy L.; Shulevski, Aleksandar (1 апреля 2022 г.). "Открытие радиогалактики размером не менее 5 Мпк". Astronomy & Astrophysics . 660 : A2. arXiv : 2202.05427 . Bibcode :2022A&A...660A...2O. doi :10.1051/0004-6361/202142778. ISSN 0004-6361.
^ Кондон, Дж. Дж. (сентябрь 1992 г.). «Радиоизлучение нормальных галактик». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 30 (1): 575–611. Bibcode : 1992ARA&A..30..575C. doi : 10.1146/annurev.aa.30.090192.003043. ISSN 0066-4146.
^ Фракной и др. 2023, с. 906.
^ Zakamska, Nadia L.; Strauss, Michael A.; Krolik, Julian H.; Collinge, Matthew J.; Hall, Patrick B.; Hao, Lei; Heckman, Timothy M.; Ivezi, eljko; Richards, Gordon T.; Schlegel, David J.; Schneider, Donald P.; Strateva, Iskra; Vanden Berk, Daniel E.; Anderson, Scott F.; Brinkmann, Jon (ноябрь 2003 г.). "Кандидаты на квазары II типа из цифрового обзора неба Слоуна. I. Выборка и оптические свойства выборки на расстоянии 0,3 < Z". The Astronomical Journal . 126 (5): 2125–2144. arXiv : astro-ph/0309551 . doi :10.1086/378610. ISSN 0004-6256.
^ Фракной и др. 2023, стр. 907–915.
^ ab Keel, William C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama . Архивировано из оригинала 27 апреля 2012 г. Получено 6 декабря 2006 г.
^ ab Lochner, Jim. Gibb, Meredith (ред.). "Монстр посередине". Представьте себе Вселенную! . NASA . Архивировано из оригинала 26 марта 2009 г. . Получено 20 декабря 2006 г. .
^ Петерсон, Брэдли М. (1 августа 2008 г.). «Центральная черная дыра и ее связь с галактикой-хозяином» (PDF) . New Astronomy Reviews . Активные ядра галактик при самом высоком угловом разрешении: теория и наблюдения. 52 (6): 240–252. Bibcode : 2008NewAR..52..240P. doi : 10.1016/j.newar.2008.06.005. ISSN 1387-6473. S2CID 121460317.
^ Фракной и др. 2023, стр. 899–906.
^ Ковачевич, Анджелка Б; Йи, Тигнфэн; Дай, Синьюй; Ян, Син; Чворович-Хайдиняк, Ива; Попович, Лука Ч (21 мая 2020 г.). «Подтвержденная короткая периодическая переменность субпарсекового кандидата в сверхмассивные двойные черные дыры Mrk 231». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 494 (3): 4069–4076. arXiv : 2003.06359 . doi : 10.1093/mnras/staa737 . ISSN 0035-8711.
^ Богдан, Акос; Гулдинг, Энди Д.; Натараджан, Приямвада; Ковач, Орсоля Э.; Трембле, Грант Р.; Чадаяммури, Урмила; Волонтери, Марта; Крафт, Ральф П.; Форман, Уильям Р.; Джонс, Кристина; Чуразов Евгений; Журавлева, Ирина (январь 2024 г.). «Доказательства тяжелого происхождения ранних сверхмассивных черных дыр из рентгеновского квазара az ≈ 10». Природная астрономия . 8 (1): 126–133. arXiv : 2305.15458 . Бибкод : 2024NatAs...8..126B. doi : 10.1038/s41550-023-02111-9. ISSN 2397-3366. S2CID 258887541.
^ Блэндфорд, РД; Нараян, Р. (сентябрь 1992 г.). «Космологические применения гравитационного линзирования». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 30 (1): 311–358. doi :10.1146/annurev.aa.30.090192.001523. ISSN 0066-4146.
^ ab Heckman, Timothy M. (1980). "Оптическое и радиообследование ядер ярких галактик" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 87 (1–2): 152–164. Bibcode :1980A&A....87..152H.
^ Хо, Луис К.; Филиппенко, Алексей В.; Сарджент, Уоллес Л. В. (1997). «Поиск «карликовых» сейфертовских ядер. V. Демография ядерной активности в соседних галактиках». The Astrophysical Journal . 487 (2): 568–578. arXiv : astro-ph/9704108 . Bibcode : 1997ApJ...487..568H. doi : 10.1086/304638. S2CID 16742031.
^ Перес-Торрес, Мигель; Маттила, Сеппо; Алонсо-Эрреро, Альмудена; Аалто, Сусанна; Эфстатиу, Андреас (декабрь 2021 г.). «Звездообразование и ядерная активность в светящихся инфракрасных галактиках: обзор инфракрасного излучения через радио». Обзор астрономии и астрофизики . 29 (1): 2. arXiv : 2010.05072 . Bibcode : 2021A&ARv..29....2P. doi : 10.1007/s00159-020-00128-x. ISSN 0935-4956. S2CID 253687419.
^ аб Беллокки, Э.; Перейра-Сантаэлла, М.; Колина, Л.; Лабиано, А.; Санчес-Гарсия, М.; Алонсо-Эрреро, А.; Аррибас, С.; Гарсиа-Бурильо, С.; Вильяр-Мартин, М.; Ригопулу, Д.; Валентино, Ф.; Пуглиси, А.; Диас-Сантос, Т.; Каццоли, С.; Усеро, А. (август 2022 г.). «Выбросы компактного молекулярного газа в локальных LIRG среди галактик с низким и высоким z». Астрономия и астрофизика . 664 : А60. arXiv : 2204.02055 . Бибкод : 2022A&A...664A..60B. doi : 10.1051/0004-6361/202142802. ISSN 0004-6361.
^ Сандерс, Дэвид Б.; Мирабель, ИФ (сентябрь 1996 г.). «Светящиеся инфракрасные галактики» (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 34 (1): 749–792 [772–773]. Bibcode : 1996ARA&A..34..749S. doi : 10.1146/annurev.astro.34.1.749. ISSN 0066-4146.
^ Сэндедж, Крон и Лонгэр 1995, стр. 43.
^ Сэндедж, Крон и Лонгэйр 1995, стр. 73.
^ ab Chamba, Nushkia (2020). «Историческая перспектива концепции размера галактики». Research Notes of the American Astronomical Society . 4 (7): 117. arXiv : 2010.07946 . Bibcode : 2020RNAAS...4..117C. doi : 10.3847/2515-5172/aba951 . S2CID 223953458.
^ Mushotzky, Richard. "Измерение светимости галактик" (PDF) . ASTR620: Галактики . Кафедра астрономии Мэрилендского университета . Получено 14 февраля 2024 г. .
^ Спарк и Галлахер 2000, 1.3.1
^ Fouque, P.; Paturel, G. (сентябрь 1985 г.). «Стандартные фотометрические диаметры галактик. II — Редукция каталога ESO, UGC, MCG». Astronomy & Astrophysics . 150 (2): 192–204. Bibcode :1985A&A...150..192F.
^ Фиш, Роберт А. (1963). "Значение закона концентрации светимости в эллиптических галактиках". The Astronomical Journal . 68 : 72. Bibcode :1963AJ.....68R..72F. doi : 10.1086/109075 .
^ Sérsic, José Luis (1968). "О формировании галактик путем фрагментации". Бюллетень Астрономических институтов Чехословакии . 19 : 105. Bibcode :1968BAICz..19..105S.
^ Conselice, Christopher J.; Bershady, Matthew A.; Jangren, Anna (2000). «Асимметрия галактик: физическая морфология для близких и сильно смещенных галактик». The Astrophysical Journal . 529 (2): 886–910. arXiv : astro-ph/9907399 . Bibcode : 2000ApJ...529..886C. doi : 10.1086/308300. S2CID 118962524.
^ Burgarella, D.; Buat, V.; Donas, J.; Milliard, B.; Chapelon, S. (2001). «Ультрафиолетовая видимость и количественная морфология галактических дисков при низком и высоком красном смещении». Astronomy & Astrophysics . 369 (2): 421–431. arXiv : astro-ph/0101344 . Bibcode :2001A&A...369..421B. doi :10.1051/0004-6361:20010107. S2CID 858029.
^ Петросян, Ваге (1976). "Поверхностная яркость и эволюция галактик". The Astrophysical Journal . 210 : L53. Bibcode : 1976ApJ...209L...1P. doi : 10.1086/182301 .
^ "The Petrosian magnetic" (Петросианская величина). Sloan Digital Sky Survey . Архивировано из оригинала 2 августа 2023 г. Получено 20 апреля 2024 г.
^ ab Graham, Alister W.; Driver, Simon P.; Petrosian, Vahe; Conselice, Christopher J.; Bershady, Matthew A.; Crawford, Steven M.; Goto, Tomotsugu (2005). "Общие величины галактик и эффективные радиусы из величин и радиусов Петросяна". The Astronomical Journal . 130 (4): 1535–1544. arXiv : astro-ph/0504287 . Bibcode : 2005AJ....130.1535G. doi : 10.1086/444475. S2CID 11517686.
^ Джаррет, Том; Розенберг, Джессика (6 февраля 1997 г.). «Круговые и фиксированные эллиптические апертуры: Петросианская и изофотальная фотометрия». Сравнение фотометрии GALWORKS и IRAF STSDAS в полярном поле, Центр научных данных WISE . Калифорнийский технологический институт . Получено 20 апреля 2024 г.
^ Мельник, О.; Караченцева, В.; Караченцев, И. (1 августа 2015 г.). «Скорости звездообразования в изолированных галактиках, выбранных из обзора всего неба в два микрона». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 451 (2): 1482–1495. arXiv : 1504.07990 . doi : 10.1093/mnras/stv950 . ISSN 1365-2966.
^ Хиршманн, Микаэла; Де Люсия, Габриэлла; Иовино, Анджела; Куччиати, Ольга (1 августа 2013 г.). «Изолированные галактики в иерархических моделях формирования галактик – современные свойства и история окружающей среды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (2): 1479–1491. arXiv : 1302.3616 . Bibcode : 2013MNRAS.433.1479H. doi : 10.1093/mnras/stt827 . ISSN 1365-2966.
^ Wang, Wenting; White, Simon DM (21 августа 2012 г.). «Спутниковое изобилие вокруг ярких изолированных галактик: Спутниковое изобилие». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 424 (4): 2574–2598. arXiv : 1203.0009 . Bibcode :2012MNRAS.424.2574W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21256.x .
^ Pompei, Emanuela; Dahlem, Michael; Iovino, Angela (24 ноября 2006 г.). Dahlem, Michael (ред.). "Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Архивировано из оригинала 13 июня 2007 г. . Получено 15 января 2007 г. .
^ Ponman, Trevor (25 февраля 2005 г.). "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Архивировано из оригинала 15 февраля 2009 г. Получено 15 января 2007 г.
^ Жирарди, Мариса; Джуричин, Г. (2000). «Наблюдаемая функция масс свободных групп галактик». The Astrophysical Journal . 540 (1): 45–56. arXiv : astro-ph/0004149 . Bibcode : 2000ApJ...540...45G. doi : 10.1086/309314. S2CID 14059401.
^ "Hubble Pinpoints Farthest Protocluster of Galaxies Ever Seen" (пресс-релиз). NASA , Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 12 июня 2018 года . Получено 22 января 2015 года .
^ Дубински, Джон (1998). «Происхождение самых ярких скоплений галактик». The Astrophysical Journal . 502 (2): 141–149. arXiv : astro-ph/9709102 . Bibcode : 1998ApJ...502..141D. doi : 10.1086/305901. S2CID 3137328. Архивировано из оригинала 14 мая 2011 г.
^ "ATLASGAL Survey of Milky Way Completed". Европейская южная обсерватория . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. Получено 7 марта 2016 г.
^ Бахколл, Нета А. (1988). «Крупномасштабная структура во Вселенной, обозначенная скоплениями галактик». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 26 (1): 631–686. Bibcode : 1988ARA&A..26..631B. doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.
^ Мандолези, Наццарено и др. (1986). «Крупномасштабная однородность Вселенной, измеренная по микроволновому фону». Письма в Nature . 319 (6056): 751–753. Bibcode : 1986Natur.319..751M. doi : 10.1038/319751a0. S2CID 4349689.
^ Хорват, Иштван; Баголы, Жолт; Хаккила, Джон; Тот, Л. Виктор (2015). «Новые данные подтверждают существование Великой стены Геркулеса – Северной Короны». Астрономия и астрофизика . 584 : А48. arXiv : 1510.01933 . Бибкод : 2015A&A...584A..48H. дои : 10.1051/0004-6361/201424829. S2CID 56073380.
^ Хорват, Иштван; Баголы, Жолт; Хаккила, Джон; Тот, Л. Виктор (2014). «Аномалии в пространственном распределении гамма-всплесков». Proceedings of Science : 78. arXiv : 1507.05528 . Бибкод : 2014styd.confE..78H. дои : 10.22323/1.233.0078 .
^ Балаж, LG; Баголы, Жолт; Хаккила, Джон Э.; Хорват, И.; Кобори, Дж.; Рац, И.; Тот, Ласло В. (2015). «Гигантская кольцевая структура с 0,78<z<0,86, отображаемая гамма-всплесками». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 452 (3): 2236. arXiv : 1507.00675 . Бибкод : 2015MNRAS.452.2236B. дои : 10.1093/mnras/stv1421 . S2CID 109936564.
^ Темпель, Элмо (1 сентября 2014 г.). «Космология: встречайте сверхскопление Ланиакея». Nature . 513 (7516): 41–42. Bibcode :2014Natur.513...41T. doi : 10.1038/513041a . PMID 25186896.
^ ab Beck, Rainer (2007). "Галактические магнитные поля". Scholarpedia . 2 (8): 2411. Bibcode :2007SchpJ...2.2411B. doi : 10.4249/scholarpedia.2411 .
^ "Construction Secrets of a Galactic Metropolis" (пресс-релиз). Европейская южная обсерватория . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. Получено 15 октября 2014 г.
^ Фирмани, К.; Авила-Риз, Владимир (2003). «Физические процессы, лежащие в основе морфологической последовательности Хаббла». Мексиканская версия астрономии и астрофизики . 17 : 107–120. arXiv : astro-ph/0303543 . Бибкод : 2003RMxAC..17..107F.
^ abc Dayal, Pratika; Ferrara, Andrea (декабрь 2018 г.). «Раннее формирование галактик и его крупномасштабные эффекты». Physics Reports . 780–782: 1–64. arXiv : 1809.09136 . Bibcode :2018PhR...780....1D. doi :10.1016/j.physrep.2018.10.002.
^ ab Klessen, Ralf S.; Glover, Simon CO (18 августа 2023 г.). «Первые звезды: формирование, свойства и воздействие». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 61 (1): 65–130. arXiv : 2303.12500 . Bibcode : 2023ARA&A..61...65K. doi : 10.1146/annurev-astro-071221-053453. ISSN 0066-4146.
^ Barkana, Rennan; Loeb, Abraham (2001). «In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe» (PDF) . Physics Reports . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode :2001PhR...349..125B. doi :10.1016/S0370-1573(01)00019-9. S2CID 119094218. Архивировано из оригинала (PDF) 14 марта 2021 г.
^ Overbye, Dennis (17 июня 2015 г.). «Обнаружены следы самых ранних звезд, обогативших космос» . The New York Times . Архивировано из оригинала 29 июня 2019 г. Получено 17 июня 2015 г.
^ Arrabal Haro, Pablo; Dickinson, Mark; Finkelstein, Steven L.; Kartaltepe, Jayhan S.; Donnan, Callum T.; Burgarella, Denis; Carnall, Adam C.; Cullen, Fergus; Dunlop, James S.; Fernández, Vital; Fujimoto, Seiji; Jung, Intae; Krips, Melanie; Larson, Rebecca L.; Papovich, Casey (26 октября 2023 г.). «Подтверждение и опровержение очень светящихся галактик в ранней Вселенной». Nature . 622 (7984): 707–711. arXiv : 2303.15431 . Bibcode :2023Natur.622..707A. doi : 10.1038/s41586-023-06521-7. ISSN 0028-0836. PMID 37579792.
^ Boylan-Kolchin, Michael (13 апреля 2023 г.). «Стресс-тестирование ΛCDM с кандидатами на галактики с высоким красным смещением». Nature Astronomy . 7 (6): 731–735. arXiv : 2208.01611 . Bibcode :2023NatAs...7..731B. doi :10.1038/s41550-023-01937-7. ISSN 2397-3366. PMC 10281863 . PMID 37351007.
^ Sobral, David; et al. (4 июня 2015 г.). "Доказательства наличия звездных популяций, подобных POPIII, в самых ярких излучателях LYMAN-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение". The Astrophysical Journal . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode :2015ApJ...808..139S. doi :10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID 18471887.
^ Bowler, RAA; McLure, RJ; Dunlop, JS; McLeod, DJ; Stanway, ER; Eldridge, JJ; Jarvis, MJ (5 апреля 2017 г.). «Нет доказательств наличия звезд населения III или прямого коллапса черной дыры в излучателе Lyman α z = 6,6 „CR7“». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 469 (1): 448–458. arXiv : 1609.00727 . doi : 10.1093/mnras/stx839 . ISSN 0035-8711.
^ "Signatures of the Earlyest Galaxies". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 6 августа 2020 г. Получено 15 сентября 2015 г.
^ Лонгэр 2008, стр. 583.
^ О'Каллаган, Джонатан (6 декабря 2022 г.). «Астрономы борются с открытием ранних галактик с помощью JWST» . Scientific American . Получено 6 декабря 2022 г.
^ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation" (пресс-релиз). Университет Карнеги-Меллона . 9 февраля 2005 г. Архивировано из оригинала 31 марта 2012 г. Получено 7 января 2007 г.
↑ Massey, Robert; Heward, Anita (21 апреля 2007 г.). «Пойманные на месте преступления; формирующиеся галактики, захваченные в молодой Вселенной». Королевское астрономическое общество . Архивировано из оригинала 15 ноября 2013 г. Получено 20 апреля 2007 г.
^ Ногучи, Масафуми (1999). «Ранняя эволюция дисковых галактик: формирование балджей в комковатых молодых галактических дисках». The Astrophysical Journal . 514 (1): 77–95. arXiv : astro-ph/9806355 . Bibcode : 1999ApJ...514...77N. doi : 10.1086/306932. S2CID 17963236.
^ Baugh, Carlton; Frenk, Carlos (май 1999). "Как созданы галактики?". Institute of Physics . Архивировано из оригинала 26 апреля 2007 г. Получено 16 января 2007 г.
^ Гонсалес, Гильермо (1998). Реболо, Рафаэль; Мартин, Эдуардо Л.; Осорио, Мария Роза Сапатеро (ред.). Звездная металличность — связь планет (PDF) . Коричневые карлики и внесолнечные планеты . Серия конференций ASP. Том 134. С. 431–437. Bibcode : 1998ASPC..134..431G.
^ Московиц, Клара (25 сентября 2012 г.). «Телескоп Хаббл открывает самый дальний обзор Вселенной». Space.com . Архивировано из оригинала 5 мая 2020 г. Получено 26 сентября 2012 г.
^ Рохас, Рэндалл Р.; Фогели, Майкл С.; Хойл, Фиона; Бринкманн, Джон (10 мая 2005 г.). «Спектроскопические свойства пустых галактик в цифровом обзоре неба Слоуна». The Astrophysical Journal . 624 (2): 571–585. arXiv : astro-ph/0409074 . Bibcode :2005ApJ...624..571R. doi :10.1086/428476. ISSN 0004-637X.
^ Conselice, Christopher J. (февраль 2007 г.). «Невидимая рука Вселенной» . Scientific American . Т. 296, № 2. С. 35–41. Bibcode : 2007SciAm.296b..34C. doi : 10.1038/scientificamerican0207-34.
^ Ford, H.; et al. (30 апреля 2002 г.). «Мыши (NGC 4676): сталкивающиеся галактики с хвостами звезд и газа». Hubble News Desk (пресс-релиз). NASA . Архивировано из оригинала 7 сентября 2016 г. Получено 8 мая 2007 г.
^ Kruijssen, JM Diederik; Pfeffer, Joel L; Chevance, Mélanie; Bonaca, Ana; Trujillo-Gomez, Sebastian; Bastian, Nate; Reina-Campos, Marta; Crain, Robert A; Hughes, Meghan E (октябрь 2020 г.). «Kraken reveals yourself – the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 498 (2): 2472–2491. arXiv : 2003.01119 . doi : 10.1093/mnras/staa2452 .
^ Янг, Моника (13 ноября 2020 г.). «Звездные скопления раскрывают «Кракена» в прошлом Млечного Пути». Sky & Telescope . Архивировано из оригинала 15 ноября 2020 г. . Получено 15 ноября 2020 г. .
^ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, AF; Charlot, S. (2007). «Истории звездообразования галактик в цифровом обзоре неба Слоуна». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 378 (4): 1550–1564. arXiv : astro-ph/0608531 . Bibcode : 2007MNRAS.378.1550P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x . S2CID 15174718.
^ Кенникатт, Роберт С. младший; Тэмблин, Питер; Конгдон, Чарльз Э. (1994). «Прошлое и будущее звездообразование в дисковых галактиках». The Astrophysical Journal . 435 (1): 22–36. Bibcode : 1994ApJ...435...22K. doi : 10.1086/174790.
^ ab Адамс, Фред; Лафлин, Грег (13 июля 2006 г.). «Великая космическая битва». Астрономическое общество Тихого океана . Архивировано из оригинала 13 мая 2012 г. Получено 16 января 2007 г.
^ Чой, Чарльз К. (13 мая 2015 г.). «Космическая тайна убийства раскрыта: галактики «задушены до смерти». Space.com . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 14 мая 2015 г. .
↑ Pobojewski, Sally (21 января 1997 г.). «Физика предлагает заглянуть в темную сторону Вселенной». Мичиганский университет . Архивировано из оригинала 21 января 2005 г. Получено 13 января 2007 г.
^ "Webb reveals structure in 19 spiral galaxies". ESA . 29 января 2024 г. . Получено 30 января 2024 г. .
Библиография
Белкора, Лейла (2003). Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way. CRC Press . ISBN 978-0-7503-0730-7. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Бинни, Джеймс ; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00402-0. OCLC 39108765. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Дикинсон, Теренс (2004). Вселенная и за ее пределами (4-е изд.). Firefly Books. ISBN 978-1-55297-901-3. OCLC 55596414.
Heidarzadeh, Tofigh (2008). История физических теорий комет от Аристотеля до Уиппла. Springer. ISBN 978-1-4020-8322-8. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Кеппл, Джордж Р.; Саннер, Глен В. (1998). Путеводитель наблюдателя ночного неба, Том 1. Уиллманн-Белл. ISBN 978-0-943396-58-3. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Мохамед, Мохайни (2000). Великие мусульманские математики. Пенербит UTM. ISBN 978-983-52-0157-8. OCLC 48759017. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Пол, Эрих Р. (1993). Галактика Млечный Путь и статистическая космология, 1890–1924. Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-35363-2. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Ван ден Берг, Сидней (1998). Морфология и классификация галактик. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-62335-3. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
Райт, Томас (1750). Оригинальная теория или новая гипотеза Вселенной. Лондон: Chapelle. Архивировано из оригинала 30 апреля 2021 г. . Получено 21 апреля 2024 г. . ... звезды не бесконечно рассеяны и не распределены беспорядочным образом по всему мирскому пространству, без порядка или замысла, ... это явление [есть] не что иное, как определенный эффект, возникающий из положения наблюдателя, ... Для зрителя, помещенного в неопределенное пространство, ... он [т. е. Млечный Путь ( Via Lactea )] [является] огромным кольцом звезд ...
.png/1280px-Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_(Triangulum).png)
Определения из Викисловаря
Медиа из Commons
Новости из Викиновостей
Цитаты из Викицитатника
Учебники из Wikibooks
Ресурсы из Викиверситета
![19 спиральных галактик, видимых лицом к нам с космического телескопа Джеймса Уэбба в ближнем и среднем инфракрасном свете. Более старые звезды здесь выглядят синими и сгруппированы в ядрах галактик. Светящаяся пыль, показывающая, где она существует вокруг и между звездами, выглядит оттенками красного и оранжевого. Звезды, которые еще не полностью сформировались и заключены в газ и пыль, выглядят ярко-красными.[214]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/df/PHANGS_image_mosaic.jpg/1280px-PHANGS_image_mosaic.jpg)
