Ten artykuł jest jednym z ulubionych

Galaktyka

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
NGC 4414 , galaktyka spiralna z konstelacji Coma Veronica , o średnicy około 17 kiloparseków , położona około 20 megaparseków od Ziemi

Galactica ( starogrecki γᾰλαξίας "Droga Mleczna" [1] od starogreckiego γάλα , γάλακτος " mleko ") to grawitacyjnie związany układ gwiazd , gromad gwiazd , międzygwiazdowego gazu i pyłu , ciemnej materii , planet . Wszystkie obiekty w galaktyce uczestniczą w ruchu względem wspólnego środka masy [2][3] [4] .

Wszystkie galaktyki (z wyjątkiem naszej ) to niezwykle odległe obiekty astronomiczne . Odległość do najbliższego z nich mierzy się w megaparsekach , a do odległych w jednostkach przesunięcia ku czerwieni z . Najbardziej odległą galaktyką znaną z 2021 roku jest UDFj-39546284 . Na niebie gołym okiem widać tylko cztery galaktyki: galaktykę Andromedy (widoczną na półkuli północnej), Wielki i Mały Obłok Magellana (widoczne na południu; są satelitami naszej Galaktyki) oraz galaktykę M33 na konstelacja Trójkąta (z półkuli północnej, na nieoświetlonym niebie) [5] .

Całkowita liczba galaktyk w obserwowalnej części Wszechświata nie jest jeszcze dokładnie znana. W 1990, na podstawie obserwacji Hubble'a Space Telescope, wierzono, że istnieje około 100 miliardów galaktyk w sumie [6] . W 2016 r. szacunki te zostały zrewidowane i liczba galaktyk została zwiększona do dwóch bilionów [7] . W 2021 r., według nowych danych uzyskanych przez sondę New Horizons, szacunkowa liczba galaktyk została ponownie zmniejszona i obecnie wynosi tylko kilkaset miliardów [8] .

W kosmosie galaktyki są rozmieszczone nierównomiernie: w jednym regionie można znaleźć całą grupę pobliskich galaktyk Przejdź do sekcji „# Fuzje galaktyk na dużą skalę” , ale możesz nie znaleźć ani jednego (tzw. voids ).

Do początku XX wieku nie było możliwe rozdzielenie obrazu galaktyk na poszczególne gwiazdy. Na początku lat 90. istniało nie więcej niż 30 galaktyk, w których można było zobaczyć pojedyncze gwiazdy i wszystkie należały do Grupy Lokalnej . Po uruchomieniu z Hubble Space Telescope oraz uruchomienia teleskopów naziemnych 10-metrowych, liczba dozwolonych galaktyk dramatycznie wzrosła.

Galaktyki są bardzo zróżnicowane: wśród nich można wyróżnić galaktyki sferyczne eliptyczne , dyskowe galaktyki spiralne , galaktyki z poprzeczką , soczewkowate , karłowate , nieregularne , itp. Przejdź do sekcji „#Morfologia” ... Jeśli chodzi o wartości liczbowe, to, na przykład, ich waga waha się od 0,5 10 6 mas Słońca w galaktykach karłowatych (takich jak Segue 2 ) do 15 masowych 2,5? 10 Słońca w nadolbrzymach (takich jak IC 1101 ), dla porównania - masa naszej Drogi Mlecznej wynosi 2⋅10 11 mas Słońca.

Galaktyki średnica - od 5 do 250 kilo parsekach[9] (16-800 tysięcy lat świetlnych ) dla porównania - średnica od Galaktyki około 30 kiloparseków (100 tysięcy lat świetlnych). Największa znana (na rok 2021) galaktyka IC 1101 ma średnicę ponad 600 kiloparseków [10] Przejdź do sekcji „# Waga i rozmiar” ...

Jednym z nierozwiązanych problemów budowy galaktyk jest ciemna materia , która przejawia się jedynie w oddziaływaniu grawitacyjnym. Może wynosić do 90% całkowitej masy galaktyki lub może być całkowicie nieobecny, jak w niektórych galaktykach karłowatych [11]Przejdź do sekcji "# Szukaj ciemnej materii w gromadach galaktyk" ...

Etymologia

Słowo „galactica” ( starogreckie γαλαξίας ) pochodzi od greckiej nazwy naszej Galaktyki ( κύκλος γαλαξίας oznacza „mleczny pierścień” – jako opis zjawiska obserwowanego na nocnym niebie) [12] . Kiedy astronomowie zasugerowali, że różne obiekty niebieskie uważane za mgławice spiralne mogą być ogromnymi gromadami gwiazd, obiekty te zaczęto nazywać „wszechświatami wyspowymi” lub „wyspami gwiezdnymi”. Ale później, kiedy stało się jasne, że obiekty te są podobne do naszej Galaktyki, oba terminy przestały być używane i zostały zastąpione terminem „galaktyka”.

Obserwacje

Najważniejsze cechy integralne galaktyk[9] (pominięto wartości skrajne):

Parametr Podstawowa metoda pomiaru Zakres wartości Szacunkowa wartość Drogi Mlecznej
Średnica D 25 Fotometria 5-50 tys. szt. 30 tys. szt.
Skala tarczy promieniowej R 0 Fotometria 1-7 tys. szt. 3 tys. szt.
Grubość dysku gwiazdy Fotometria dysków krawędziowych 0,3-1 kpc 0,7 tys. szt.
Jasność Fotometria 10 7 -10 11 L 5⋅10 10 l
Masa M 25 w obrębie D 25 Pomiar prędkości gazu i/lub gwiazd za pomocą efektu Dopplera 10 7 -10 12 M 2⋅10 11 m
Względna masa gazu M gaz / M 25 w D 25 Pomiar natężeń linii dla wodoru obojętnego i cząsteczkowego 0,1-30% 2%
Prędkość obrotowa V zewnętrznych obszarów galaktyk Pomiar prędkości gazu i/lub gwiazd za pomocą efektu Dopplera 50-300 km/s 220 km/s (dla okolic Słońca)
Okres orbitalny zewnętrznych obszarów galaktyk Pomiar prędkości gazu i/lub gwiazd za pomocą efektu Dopplera 10 8 do 10 9 lat 2-10 8 lat (dla okolic Słońca)
Masa centralnej czarnej dziury Pomiar prędkości gwiazd i gazu w pobliżu jądra; empiryczna zależność od centralnego rozproszenia gwiazd 3⋅10 5 -3⋅10 9 M 4⋅10 6M

Dystans

Odległość od obserwatora do galaktyki jako cecha fizyczna nie jest uwzględniona w żadnym procesie zachodzącym w galaktyce. Potrzeba informacji o odległości do galaktyki pojawia się, gdy: identyfikujemy mało zbadane zdarzenia, na przykład rozbłyski gamma ; badanie Wszechświata jako całości, badanie ewolucji samych galaktyk, określanie masy galaktyk i ich rozmiarów itp.

Wszystkie mniej lub bardziej niezależne od modelu metody określania odległości do galaktyki można podzielić na dwa typy: pomiar przez obiekt wewnątrz galaktyki, od którego odległość różni się nieznacznie od odległości do samej galaktyki, oraz przesunięcie ku czerwieni .

Pierwsza metoda to metoda fotometryczna, wykorzystująca tzw. świece standardowe , których jasność uważa się za znaną. Następnie odległość można obliczyć za pomocą następującego wzoru:

,

gdzie m jest pozorną jasnością gwiazdy , M jest absolutną jasnością gwiazdy , a R jest odległością w parsekach. Na obecnym etapie stosuje się takie świece standardowe [13] :

  • Cefeidy , znając okres pulsacji, można poznać ich jasność. Pierwszy obiekt do pomiaru odległości do innych galaktyk.
  • Supernowe typu Ia. To za ich pomocą odkryto w latach 90. XX wieku przyspieszoną ekspansję Wszechświata.
  • Czerwone olbrzymy .
  • Nadolbrzymy .

Druga metoda opiera się na empirycznym prawie Hubble'a i jest bardziej zależna od wybranego modelu niż poprzednia.

,

gdzie H 0 jest stałą Hubble'a . Jeśli weźmiemy obecnie rozpowszechniony model ΛCDM (z tą samą stałą Hubble'a), to przy z ~ 10 wystąpi pewna znacząca rozbieżność, co pozwoli nam zaklasyfikować go jako względnie niezależny od modelu.

Istnieje również szereg metod silnie zależnych od modelu [13] :

Główne obserwowalne składniki galaktyk

Do głównych obserwowalnych składników galaktyk należą [14] :

  1. Normalne gwiazdy o różnych masach iw różnym wieku, niektóre z nich zawarte są w gromadach .
  2. Zwarte pozostałości po wyewoluowanych gwiazdach.
  3. Środowisko zimnego gazu i pyłu.
  4. Najbardziej rozrzedzony gorący gaz o temperaturze 10 5 - 10 6 K.

Gwiazdy binarne nie są obserwowane w sąsiednich galaktykach, ale sądząc po sąsiedztwie Słońca, gwiazd wielokrotnych powinno być całkiem sporo. Ośrodek gazowo-pyłowy oraz gwiazdy składają się z atomów , a ich połączenie nazywa się materią barionową galaktyki. Masa niebarionowa obejmuje masę ciemnej materii i masęczarnych dziur [14] .

Prędkość obrotowa galaktyk

Prędkość rotacji galaktyki rozumiana jest jako prędkość rotacji różnych składników galaktyki wokół jej środka. Ta prędkość to całkowita prędkość uzyskana w trakcie różnych procesów. Prędkość rotacji galaktyki należy odróżnić od prędkości kołowej V c , która wynika jedynie z siły grawitacji i jest z definicji równa wymaganej prędkości ciała poruszającego się po okręgu pod działaniem siły przyciągania do centrum. Prędkość rotacji w ogólnym przypadku jest również określona przez promieniowy gradient ciśnienia P gazu międzygwiazdowego.

Tutaj Φ to potencjał grawitacyjny, a ρ g to gęstość gazu.

Szybkość rotacji jest różnie szacowana dla różnych składników galaktyki. Dla gazu - zgodnie z przesunięciem Dopplera linii emisyjnych. Dla gwiazd - zgodnie z przesunięciem Dopplera linii absorpcji gwiazd. Schemat uzyskiwania prędkości obrotowej jest następujący.

Prędkość uzyskana bezpośrednio z obserwacji jest sumą prędkości galaktyki jako całości i prędkości ruchu wewnętrznego. Zwykle prędkość galaktyki jako całości (V 0 ) utożsamiana jest z prędkością ruchu regionu centralnego. W przypadku odległych galaktyk prędkość ta wynika z ekspansji Wszechświata przez Hubble'a, jej własna prędkość jest znikoma.

Prędkość uzyskana po uwzględnieniu prędkości galaktyki jako całości to prędkość wzdłuż linii wzroku (V r ), a aby obliczyć prędkość rotacji galaktyki na danej odległości, należy wziąć uwzględniać efekty projekcji. W tym celu należy znać kąt nachylenia osi galaktyki do linii widzenia i oraz kąt φ między główną osią galaktyki a linią prostą przechodzącą przez środek galaktyki oraz obserwowany punkt. Tak więc, aby przejść od V r do V φ , trzeba znać pięć parametrów: prędkość galaktyki V 0 , kąty i oraz φ , dwie współrzędne środka galaktyki (względem dowolnego punktu na obrazie ).

Jeśli galaktyka wygląda osiowo, to zadanie jest uproszczone, ponieważ kąty orientacji i położenie środka można obliczyć z rozkładu jasności dysku. A jeśli szczelina spektrografu jest ustawiona wzdłuż głównej osi, można uzyskać:

,

gdzie l jest odległością od centrum galaktyki wzdłuż szczeliny. Jednak najpełniejszych informacji o ruchu w galaktyce dostarcza analiza pola prędkości - zestaw pomiarów prędkości w linii wzroku dla dużej liczby punktów wzdłuż dysku galaktyki. Do uzyskania pola prędkości wykorzystuje się spektroskopię dwuwymiarową. Zwykle stosuje się odbiornik wielokanałowy lub interferometr Fabry-Perot . Obserwacje radiowe gazu w liniach HI pozwalają również uzyskać dwuwymiarowy obraz rozkładu prędkości w galaktyce [15] .

W marcu 2018 roku astronomowie z Międzynarodowego Centrum Badań Radioastronomicznych (ICRAR) odkryli, że wszystkie galaktyki, niezależnie od ich wielkości czy typu, obracają się z tą samą prędkością i wykonują obrót wokół własnej osi w ciągu 1 miliarda lat ziemskich. [16] [17]

Waga i wymiary

Galaktyki nie mają wyraźnych granic. Nie da się dokładnie powiedzieć, gdzie kończy się galaktyka, a zaczyna przestrzeń międzygalaktyczna . Na przykład, jeśli galaktyka ma ten sam rozmiar w zakresie optycznym, to wyznaczony na podstawie radiowych obserwacji gazu międzygwiazdowego promień galaktyki może okazać się dziesiątki razy większy. Zmierzona masa galaktyki również zależy od wielkości. Zazwyczaj wielkość galaktyki jest rozumiana jako wielkości fotometrycznych w 25-ci wielkości isophote z kwadratowym sekundy łuku w filtrze B . Standardowe oznaczenie dla tego rozmiaru to D 25 [18] .

Masę galaktyk dyskowych szacuje się na podstawie krzywej rotacji w ramach pewnego modelu. Wybór optymalnego modelu galaktyki opiera się zarówno na kształcie krzywej rotacji, jak i na ogólnych wyobrażeniach o budowie galaktyki. Do przybliżonych szacunków masy galaktyk eliptycznych konieczna jest znajomość dyspersji prędkości gwiazd w zależności od odległości od centrum i rozkładu gęstości radialnej [19] .

Masę zimnego gazu w galaktyce określa intensywność linii HI. Jeżeli zarejestrowany strumień promieniowania z galaktyki lub którejkolwiek z jej części jest równy F ν , to odpowiadająca mu masa jest równa:

,

gdzie D jest odległością w megaparsekach, strumień jest wyrażony w yang .

Ocena masy cząsteczkowej gazu jest bardzo skomplikowana, ponieważ widmo najczęstszych molekuł linie H 2 nie są wzbudzane w zimnym gazie. Dlatego początkowymi danymi są natężenia linii widmowych cząsteczki CO ( I CO ). Współczynnik proporcjonalności między natężeniem promieniowania CO a jego masą zależy od metalizmu gazu. Jednak największa niepewność związana jest z niską przezroczystością chmury, z tego powodu większość światła emitowanego przez obszary wewnętrzne jest pochłaniana przez samą chmurę, a więc światło dociera do obserwatora tylko z powierzchni chmur [ 20] .

Widmo galaktyki

Widmo galaktyk składa się z promieniowania wszystkich jego obiektów składowych. Widmo przeciętnej galaktyki ma dwa lokalne maksima. Głównym źródłem promieniowania są gwiazdy, maksymalne natężenie promieniowania większości z nich znajduje się w zakresie optycznym (pierwsze maksimum). Zwykle w galaktyce jest dużo pyłu, który pochłania promieniowanie w zakresie optycznym i ponownie wypromieniowuje je w zakresie podczerwieni . Stąd drugie maksimum znajduje się w obszarze podczerwieni. Jeżeli jasność w zakresie optycznym przyjąć jako jedność, to obserwuje się następującą zależność między źródłami i rodzajami promieniowania [21] :

Zasięg Względna jasność Główne źródła promieniowania
Gamma 10-4 Aktywne jądra niektórych galaktyk; źródła dające pojedyncze krótkie wybuchy promieniowania (gwiazdy neutronowe, czarne dziury)
RTG 10 -3 -10 -4 Dyski akrecyjne zamkniętych systemów podwójnych; gorący gaz; aktywne jądra
Optyczny 1 Gwiazdy o różnych temperaturach; wokółgwiazdowe dyski pyłowe w bliskiej podczerwieni; promieniowanie gazów emisyjnych w obszarach H II od UV do IR.
Daleka IR 0,5-2 Pył międzygwiazdowy rozgrzany światłem gwiazd; w niektórych galaktykach aktywne jądra i pył w dyskach okołojądrowych pochłonięte formowaniem się gwiazd
Radio 10 -2 -10 -4 Promieniowanie synchrotronowe relatywistycznych elektronów z dysku galaktycznego lub aktywnego jądra galaktycznego; остатки сверхновых, тепловое излучение областей H II , эмиссионные радиолинии HI и различных молекул межзвёздного газа

Проблема тёмного гало

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

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

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

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

Морфология

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

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

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

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

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звёзд.

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

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

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

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

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

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

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

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

Крупномасштабные объединения галактик

Секстет Сейферта как пример группы галактик

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

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

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

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

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

Процессы

Столкновение

Антенны — пара взаимодействующих галактик

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

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

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

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

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

Процессы в активных ядрах

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

Галактические ядра имеют признаки активности, если [38] :

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

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

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

Движение газа и звёзд

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

,

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

.

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

,
.

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

.

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

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

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

Явление гравитационного линзирования

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

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

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

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

Определение расстояния по гравитационным линзам

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

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

Поиск тёмной материи в скоплениях галактик

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

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

Поиск далёких галактик

Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:

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

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

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

Звездообразование

M82 , галактика с активным звездообразованием

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

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

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

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

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

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

Чаще всего области звездообразования можно найти [53] :

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

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

Эволюционные процессы

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

Process in)galaxy.png

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

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

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

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

Млечный Путь

Панорамный вид Млечного Пути в направлении созвездия Лебедя

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

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

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

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

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

История изучения галактик

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

Объект M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессье

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

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

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

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

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

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

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

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

Фотография M31 , 1899 г.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

См. также

Примечания

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

Литература

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

Ссылки