Verschiedene Galaxien. Welche Arten von Galaxien gibt es? Großes Porträt von Galaxien

Eine Galaxie ist eine große Formation aus Sternen, Gas und Staub, die durch die Schwerkraft zusammengehalten wird. Diese größten Verbindungen im Universum können in Form und Größe variieren. Die meisten Weltraumobjekte sind Teil einer bestimmten Galaxie. Dies sind Sterne, Planeten, Satelliten, Nebel, Schwarze Löcher und Asteroiden. Einige der Galaxien haben Große anzahl unsichtbar dunkle Energie. Aufgrund der Tatsache, dass Galaxien durch leeren Raum getrennt sind, werden sie im übertragenen Sinne Oasen in der kosmischen Wüste genannt.

	Elliptische Galaxie	Spiralgalaxie	Falsche Galaxie
Kugelförmige Komponente	Die gesamte Galaxie	Essen	Sehr schwach
Sternscheibe	Keine oder nur schwach ausgeprägt	Hauptbestandteil	Hauptbestandteil
Gas- und Staubscheibe	Nein	Essen	Essen
Spiralzweige	Nein oder nur in der Nähe des Kerns	Essen	Nein
Aktive Kerne	Treffen	Treffen	Nein
	20%	55%	5%

Unsere Galaxie

Der uns am nächsten gelegene Stern, die Sonne, ist einer der Milliarden Sterne in der Milchstraße. Wenn man den Sternenhimmel betrachtet, fällt es schwer, einen breiten, mit Sternen übersäten Streifen zu übersehen. Die alten Griechen nannten den Haufen dieser Sterne die Galaxie.

Wenn wir die Möglichkeit hätten, dieses Sternensystem von außen zu betrachten, würden wir eine abgeplattete Kugel bemerken, in der sich über 150 Milliarden Sterne befinden. Unsere Galaxie hat Dimensionen, die man sich kaum vorstellen kann. Ein Lichtstrahl wandert Hunderttausende Erdenjahre lang von einer Seite zur anderen! Das Zentrum unserer Galaxie wird von einem riesigen Kern eingenommen spiralförmige Zweige voller Sterne. Die Entfernung von der Sonne zum Kern der Galaxie beträgt 30.000 Lichtjahre. Sonnensystem liegt am Rande der Milchstraße.

Sterne in der Galaxie trotz des riesigen Sternhaufens kosmische Körper sind selten. Beispielsweise ist der Abstand zwischen den nächsten Sternen mehrere zehn Millionen Mal größer als ihr Durchmesser. Man kann nicht sagen, dass Sterne im Universum zufällig verstreut sind. Ihr Standort hängt von den wirkenden Gravitationskräften ab göttlicher Körper in einer bestimmten Ebene. Sternsysteme mit eigenen Gravitationsfeldern werden Galaxien genannt. Neben Sternen umfasst die Galaxie auch Gas und interstellaren Staub.

Zusammensetzung von Galaxien.

Das Universum besteht auch aus vielen anderen Galaxien. Die uns am nächsten gelegenen sind 150.000 Lichtjahre entfernt. Sie sind am Himmel der Südhalbkugel in Form kleiner Nebelflecken zu sehen. Sie wurden erstmals von Pigafett, einem Mitglied der Magellanschen Expedition um die Welt, beschrieben. Sie gelangten unter dem Namen „Große und Kleine Magellansche Wolke“ in die Wissenschaft.

Die uns am nächsten gelegene Galaxie ist der Andromedanebel. Es ist sehr groß und daher von der Erde aus mit einem gewöhnlichen Fernglas und bei klarem Wetter sogar mit bloßem Auge sichtbar.

Die Struktur der Galaxie ähnelt einer riesigen konvexen Spirale im Weltraum. Auf einem der Spiralarme, ¾ der Entfernung vom Zentrum, befindet sich das Sonnensystem. Alles in der Galaxie dreht sich zentraler Kern und unterliegt der Kraft seiner Schwerkraft. Im Jahr 1962 klassifizierte der Astronom Edwin Hubble Galaxien nach ihrer Form. Der Wissenschaftler teilte alle Galaxien in elliptische, spiralförmige, unregelmäßige und Balkengalaxien ein.

In dem der astronomischen Forschung zugänglichen Teil des Universums gibt es Milliarden von Galaxien. Zusammenfassend bezeichnen Astronomen sie als Metagalaxie.

Galaxien des Universums

Galaxien vorgestellt große Gruppen Sterne, Gas, Staub, zusammengehalten durch die Schwerkraft. Sie können in Form und Größe erheblich variieren. Die meisten Weltraumobjekte gehören zu einer Galaxie. Dies sind Schwarze Löcher, Asteroiden, Sterne mit Satelliten und Planeten, Nebel, Neutronensatelliten.

Die meisten Galaxien im Universum umfassen große Menge unsichtbare dunkle Energie. Da der Raum zwischen verschiedenen Galaxien als leer gilt, werden sie oft als Oasen in der Leere des Weltraums bezeichnet. Beispielsweise ist ein Stern namens Sonne einer der Milliarden Sterne in der Milchstraße in unserem Universum. Das Sonnensystem befindet sich ¾ der Entfernung vom Zentrum dieser Spirale. In dieser Galaxie bewegt sich alles ständig um den zentralen Kern, der seiner Schwerkraft gehorcht. Allerdings bewegt sich auch der Kern mit der Galaxie. Gleichzeitig bewegen sich alle Galaxien mit Höchstgeschwindigkeit.
Der Astronom Edwin Hubble führte 1962 eine Studie durch logische Klassifizierung Galaxien des Universums unter Berücksichtigung ihrer Form. Nun werden Galaxien in 4 Hauptgruppen eingeteilt: elliptische, spiralförmige, Balkengalaxien und unregelmäßige Galaxien.
Was ist die größte Galaxie in unserem Universum?
Die größte Galaxie im Universum ist eine übergroße linsenförmige Galaxie im Abell-2029-Cluster.

Spiralgalaxien

Es handelt sich um Galaxien, deren Form einer flachen Spiralscheibe mit einem hellen Zentrum (Kern) ähnelt. Die Milchstraße ist eine typische Spiralgalaxie. Spiralgalaxien werden üblicherweise mit dem Buchstaben S bezeichnet; sie werden in 4 Untergruppen unterteilt: Sa, So, Sc und Sb. Galaxien der So-Gruppe zeichnen sich durch helle Kerne aus, die keine Spiralarme haben. Die Sa-Galaxien zeichnen sich durch dichte Spiralarme aus, die eng um den zentralen Kern gewunden sind. Die Arme von Sc- und Sb-Galaxien umgeben selten den Kern.

Spiralgalaxien des Messier-Katalogs

Gesperrte Galaxien

Balkengalaxien ähneln Spiralgalaxien, weisen jedoch einen Unterschied auf. In solchen Galaxien beginnen Spiralen nicht im Kern, sondern an den Brücken. Etwa ein Drittel aller Galaxien fallen in diese Kategorie. Sie werden üblicherweise mit den Buchstaben SB bezeichnet. Sie sind wiederum in 3 Untergruppen Sbc, SBb, SBa unterteilt. Der Unterschied zwischen diesen drei Gruppen wird durch die Form und Länge der Jumper bestimmt, wo tatsächlich die Arme der Spiralen beginnen.

Spiralgalaxien mit der Messier-Katalogleiste

Elliptische Galaxien

Die Form von Galaxien kann von perfekt rund bis länglich oval variieren. Ihr Unterscheidungsmerkmal ist das Fehlen eines zentralen hellen Kerns. Sie werden mit dem Buchstaben E bezeichnet und sind (je nach Form) in 6 Untergruppen unterteilt. Solche Formen werden von E0 bis E7 bezeichnet. Die ersten haben fast runde Form, während E7 durch eine extrem längliche Form gekennzeichnet sind.

Elliptische Galaxien des Messier-Katalogs

Unregelmäßige Galaxien

Sie haben keine ausgeprägte Struktur oder Form. Unregelmäßige Galaxien werden normalerweise in zwei Klassen eingeteilt: IO und Im. Am häufigsten kommt die Galaxienklasse Im vor (sie weist nur einen leichten Hinweis auf ihre Struktur auf). In einigen Fällen sind helikale Reste sichtbar. IO gehört zur Klasse der Galaxien mit chaotischer Form. Kleine und große Magellansche Wolken – leuchtendes Beispiel Ich bin Klasse.

Unregelmäßige Galaxien des Messier-Katalogs

Tabelle der Eigenschaften der wichtigsten Galaxientypen

	Elliptische Galaxie	Spiralgalaxie	Falsche Galaxie
Kugelförmige Komponente	Die gesamte Galaxie	Essen	Sehr schwach
Sternscheibe	Keine oder nur schwach ausgeprägt	Hauptbestandteil	Hauptbestandteil
Gas- und Staubscheibe	Nein	Essen	Essen
Spiralzweige	Nein oder nur in der Nähe des Kerns	Essen	Nein
Aktive Kerne	Treffen	Treffen	Nein
Prozentsatz der gesamten Galaxien	20%	55%	5%

Großes Porträt von Galaxien

Vor nicht allzu langer Zeit begannen Astronomen mit der Arbeit an einem gemeinsamen Projekt, um die Position von Galaxien im gesamten Universum zu bestimmen. Ihre Aufgabe ist es, sich ein detaillierteres Bild zu machen allgemeine Struktur und die Form des Universums im großen Maßstab. Leider ist das Ausmaß des Universums für viele Menschen schwer zu verstehen. Nehmen Sie unsere Galaxie, die aus mehr als hundert Milliarden Sternen besteht. Es gibt Milliarden weiterer Galaxien im Universum. Entfernte Galaxien wurden entdeckt, aber wir sehen ihr Licht so, wie es vor fast 9 Milliarden Jahren war (wir sind so weit voneinander entfernt).

Astronomen erfuhren, dass die meisten Galaxien zu einer bestimmten Gruppe gehören (sie wurde als „Cluster“ bekannt). Die Milchstraße ist Teil eines Clusters, der wiederum aus vierzig besteht berühmte Galaxien. Typischerweise sind die meisten dieser Cluster Teil einer noch größeren Gruppierung, die Supercluster genannt wird.

Unser Cluster ist Teil eines Superclusters, der allgemein als Virgo-Cluster bezeichnet wird. Ein solch massiver Haufen besteht aus mehr als zweitausend Galaxien. Zu der Zeit, als Astronomen eine Karte der Lage dieser Galaxien erstellten, begannen Superhaufen konkrete Formen anzunehmen. Große Superhaufen haben sich um scheinbar riesige Blasen oder Hohlräume versammelt. Was das für eine Struktur ist, weiß noch niemand. Wir verstehen nicht, was sich in diesen Hohlräumen befinden könnte. Der Annahme zufolge könnten sie mit einer bestimmten, den Wissenschaftlern unbekannten Art dunkler Materie gefüllt sein oder in ihrem Inneren Leerräume aufweisen. Es wird noch lange dauern, bis wir die Natur solcher Lücken kennen.

Galaktische Datenverarbeitung

Edwin Hubble ist der Begründer der galaktischen Erforschung. Er ist der erste, der herausgefunden hat, wie man die genaue Entfernung zu einer Galaxie berechnen kann. Bei seiner Forschung stützte er sich auf die Methode pulsierender Sterne, besser bekannt als Cepheiden. Der Wissenschaftler konnte einen Zusammenhang zwischen der Zeit, die benötigt wird, um einen Helligkeitspuls zu vollenden, und der Energie, die der Stern freisetzt, feststellen. Die Ergebnisse seiner Forschung stellten einen großen Durchbruch auf dem Gebiet der galaktischen Forschung dar. Darüber hinaus entdeckte er, dass es einen Zusammenhang zwischen dem von einer Galaxie emittierten roten Spektrum und ihrer Entfernung (der Hubble-Konstante) gibt.

Heutzutage können Astronomen die Entfernung und Geschwindigkeit einer Galaxie messen, indem sie den Grad der Rotverschiebung im Spektrum messen. Es ist bekannt, dass sich alle Galaxien im Universum voneinander entfernen. Je weiter eine Galaxie von der Erde entfernt ist, desto größer ist ihre Bewegungsgeschwindigkeit.

Um diese Theorie zu veranschaulichen, stellen Sie sich vor, Sie fahren ein Auto mit einer Geschwindigkeit von 50 km/h. Das Auto vor Ihnen fährt 50 km pro Stunde schneller, was bedeutet, dass seine Geschwindigkeit 100 km pro Stunde beträgt. Vor ihm steht ein weiteres Auto, das noch einmal 50 km/h schneller fährt. Obwohl sich die Geschwindigkeit aller drei Autos um 50 km/h unterscheidet, entfernt sich das erste Auto tatsächlich 100 km/h schneller von Ihnen. Da das rote Spektrum Auskunft über die Geschwindigkeit gibt, mit der sich die Galaxie von uns entfernt, ergibt sich Folgendes: Je größer die Rotverschiebung, desto schneller bewegt sich die Galaxie und desto größer ist ihre Entfernung von uns.

Wir verfügen jetzt über neue Werkzeuge, die Wissenschaftlern bei der Suche nach neuen Galaxien helfen. Dank des Hubble-Weltraumteleskops konnten Wissenschaftler sehen, wovon sie bisher nur träumen konnten. Die hohe Leistung dieses Teleskops ermöglicht eine gute Sichtbarkeit selbst kleiner Details in nahe gelegenen Galaxien und ermöglicht die Untersuchung weiter entfernter Galaxien, die noch niemandem bekannt sind. Derzeit werden neue Weltraumbeobachtungsinstrumente entwickelt, die in naher Zukunft zu einem tieferen Verständnis der Struktur des Universums beitragen werden.

Arten von Galaxien

• Spiralgalaxien. Die Form ähnelt einer flachen Spiralscheibe mit ausgeprägtem Zentrum, dem sogenannten Kern. Unsere Milchstraße fällt in diese Kategorie. In diesem Abschnitt der Portalseite finden Sie viele verschiedene Artikel, die Weltraumobjekte unserer Galaxie beschreiben.
• Gesperrte Galaxien. Sie ähneln Spiralen, unterscheiden sich jedoch in einem wesentlichen Unterschied von ihnen. Die Spiralen gehen nicht vom Kern aus, sondern von den sogenannten Jumpern. Ein Drittel aller Galaxien im Universum kann dieser Kategorie zugeordnet werden.
• Elliptische Galaxien haben verschiedene Formen: von perfekt rund bis länglich oval. Im Vergleich zu Spiralen fehlt ihnen ein zentraler, ausgeprägter Kern.
• Unregelmäßige Galaxien haben keine charakteristische Form oder Struktur. Sie können keinem der oben aufgeführten Typen zugeordnet werden. In den Weiten des Universums gibt es viel weniger unregelmäßige Galaxien.

Astronomen in In letzter Zeit startete ein gemeinsames Projekt zur Bestimmung der Position aller Galaxien im Universum. Wissenschaftler hoffen, im großen Maßstab ein klareres Bild seiner Struktur zu bekommen. Die Größe des Universums ist für das menschliche Denken und Verstehen schwer abzuschätzen. Allein unsere Galaxie ist eine Ansammlung von Hunderten Milliarden Sternen. Und es gibt Milliarden solcher Galaxien. Wir können Licht von entdeckten fernen Galaxien sehen, aber das bedeutet nicht einmal, dass wir in die Vergangenheit blicken, denn der Lichtstrahl erreicht uns über mehrere zehn Milliarden Jahre hinweg, eine so große Entfernung trennt uns.

Astronomen assoziieren die meisten Galaxien auch mit bestimmten Gruppen, die Cluster genannt werden. Unsere Milchstraße gehört zu einem Cluster, der aus 40 erforschten Galaxien besteht. Solche Cluster werden zu großen Gruppen zusammengefasst, die Supercluster genannt werden. Der Sternhaufen mit unserer Galaxie ist Teil des Virgo-Superhaufens. Dieser Riesenhaufen enthält mehr als zweitausend Galaxien. Nachdem Wissenschaftler begonnen hatten, eine Karte der Lage dieser Galaxien zu zeichnen, nahmen Superhaufen bestimmte Formen an. Die meisten galaktischen Superhaufen waren von riesigen Hohlräumen umgeben. Niemand weiß, was sich in diesen Hohlräumen befinden könnte: Weltraum wie der interplanetare Raum oder eine neue Form von Materie. Es wird lange dauern, dieses Rätsel zu lösen.

Interaktion von Galaxien

Nicht weniger interessant für Wissenschaftler ist die Frage nach der Wechselwirkung von Galaxien als Komponenten Raumfahrtsysteme. Das ist kein Geheimnis Weltraumobjekte liegen in ständige Bewegung. Galaxien sind keine Ausnahme von dieser Regel. Einige Arten von Galaxien könnten eine Kollision oder Verschmelzung zweier kosmischer Systeme verursachen. Wenn man versteht, wie diese Weltraumobjekte aussehen, werden großräumige Veränderungen aufgrund ihrer Interaktion verständlicher. Bei der Kollision zweier Raumfahrtsysteme spritzt eine gigantische Energiemenge heraus. Das Zusammentreffen zweier Galaxien in den Weiten des Universums ist ein noch wahrscheinlicheres Ereignis als die Kollision zweier Sterne. Kollisionen von Galaxien enden nicht immer mit einer Explosion. Ein kleines Raumsystem kann frei an seinem größeren Gegenstück vorbeigehen und verändert seine Struktur nur geringfügig.

Dadurch kommt es zur Bildung von Formationen, die im Aussehen langgestreckten Korridoren ähneln. Sie enthalten Sterne und Gaszonen, und oft entstehen neue Sterne. Es gibt Zeiten, in denen Galaxien nicht kollidieren, sondern sich nur leicht berühren. Aber auch eine solche Interaktion löst eine Kette irreversibler Prozesse aus, die dazu führen große Veränderungen in der Struktur beider Galaxien.

Welche Zukunft erwartet unsere Galaxie?

Wie Wissenschaftler vermuten, ist es möglich, dass die Milchstraße in ferner Zukunft ein winziges Satellitensystem kosmischer Größe aufnehmen kann, das sich in einer Entfernung von 50 Lichtjahren von uns befindet. Untersuchungen zeigen, dass dieser Satellit ein langes Leben hat, aber wenn er mit seinem riesigen Nachbarn kollidiert, wird er höchstwahrscheinlich seine separate Existenz beenden. Astronomen sagen außerdem eine Kollision zwischen der Milchstraße und dem Andromedanebel voraus. Galaxien bewegen sich mit Lichtgeschwindigkeit aufeinander zu. Die Wartezeit bis zu einer wahrscheinlichen Kollision beträgt etwa drei Milliarden Erdenjahre. Ob es jetzt tatsächlich dazu kommen wird, lässt sich jedoch aufgrund fehlender Daten zur Bewegung beider Raumsysteme nur schwer spekulieren.

Beschreibung der Galaxien aufKvant. Raum

Die Portalseite entführt Sie in die Welt des interessanten und faszinierenden Weltraums. Sie lernen die Natur der Struktur des Universums kennen und werden mit der Struktur berühmter großer Galaxien und ihrer Komponenten vertraut. Durch das Lesen von Artikeln über unsere Galaxie werden wir uns einiger Phänomene bewusster, die am Nachthimmel beobachtet werden können.

Alle Galaxien sind weit von der Erde entfernt. Mit bloßem Auge sind nur drei Galaxien zu erkennen: die Große und die Kleine Magellansche Wolke sowie der Andromedanebel. Es ist unmöglich, alle Galaxien zu zählen. Wissenschaftler schätzen ihre Zahl auf etwa 100 Milliarden. Die räumliche Verteilung der Galaxien ist ungleichmäßig – eine Region kann eine große Anzahl davon enthalten, während die zweite nicht einmal eine einzige kleine Galaxie enthält. Bis Anfang der 90er Jahre waren Astronomen nicht in der Lage, Bilder von Galaxien von einzelnen Sternen zu trennen. Zu diesem Zeitpunkt gab es etwa 30 Galaxien mit einzelnen Sternen. Alle wurden der lokalen Gruppe zugeordnet. Im Jahr 1990 ereignete sich ein majestätisches Ereignis in der Entwicklung der Astronomie als Wissenschaft – sie wurde in die Erdumlaufbahn gebracht Hubble Teleskop A. Diese Technik sowie neue bodengestützte 10-Meter-Teleskope ermöglichten es, eine deutlich größere Anzahl aufgelöster Galaxien zu sehen.

Heute rätseln die „astronomischen Köpfe“ der Welt über die Rolle der Dunklen Materie beim Aufbau von Galaxien, die sich nur in der Gravitationswechselwirkung manifestiert. Beispielsweise macht es in einigen großen Galaxien etwa 90 % der Gesamtmasse aus, während es in Zwerggalaxien möglicherweise überhaupt nicht enthalten ist.

Entwicklung von Galaxien

Wissenschaftler glauben, dass die Entstehung von Galaxien ein natürliches Stadium in der Entwicklung des Universums ist, das unter dem Einfluss von Gravitationskräften stattfand. Vor etwa 14 Milliarden Jahren begann die Bildung von Protoclustern in der Primärsubstanz. Darüber hinaus kam es unter dem Einfluss verschiedener dynamischer Prozesse zur Trennung galaktischer Gruppen. Die Fülle an Galaxienformen erklärt sich aus der Vielfalt der Anfangsbedingungen bei ihrer Entstehung.

Die Kontraktion der Galaxie dauert etwa 3 Milliarden Jahre. Im Laufe einer bestimmten Zeitspanne verwandelt sich die Gaswolke in ein Sternensystem. Die Sternentstehung erfolgt unter dem Einfluss der gravitativen Kompression von Gaswolken. Nach Erreichen der Mitte der Wolke bestimmte Temperatur und eine ausreichende Dichte, um thermonukleare Reaktionen auszulösen, entsteht ein neuer Stern. Massereiche Sterne entstehen aus thermonuklearen chemischen Elementen, die massereicher als Helium sind. Diese Elemente schaffen die primäre Helium-Wasserstoff-Umgebung. Bei gewaltigen Supernova-Explosionen entstehen Elemente, die schwerer als Eisen sind. Daraus folgt, dass die Galaxie aus zwei Generationen von Sternen besteht. Die erste Generation sind die ältesten Sterne, bestehend aus Helium, Wasserstoff und sehr geringen Mengen schwerer Elemente. Sterne der zweiten Generation weisen eine deutlichere Beimischung schwerer Elemente auf, da sie aus Urgas entstehen, das mit schweren Elementen angereichert ist.

IN moderne Astronomie Galaxien nehmen als kosmische Strukturen einen besonderen Platz ein. Die Arten von Galaxien, die Merkmale ihrer Wechselwirkung, Gemeinsamkeiten und Unterschiede werden im Detail untersucht und eine Prognose für ihre Zukunft erstellt. Dieser Bereich birgt noch viele Unbekannte, die einer weiteren Untersuchung bedürfen. Moderne Wissenschaft löste viele Fragen bezüglich der Art des Aufbaus von Galaxien, aber es gab auch viele weiße Flecken im Zusammenhang mit der Entstehung dieser kosmischen Systeme. Das derzeitige Tempo der Modernisierung der Forschungsausrüstung und der Entwicklung neuer Methoden zur Untersuchung kosmischer Körper lässt auf einen bedeutenden Durchbruch in der Zukunft hoffen. Auf die eine oder andere Weise werden Galaxien immer im Zentrum sein wissenschaftliche Forschung. Und das beruht nicht nur auf der menschlichen Neugier. Nachdem wir Daten über die Entwicklungsmuster kosmischer Systeme erhalten haben, können wir die Zukunft unserer Galaxie namens Milchstraße vorhersagen.

Am meisten interessante Neuigkeiten Auf der Website des Portals werden Ihnen wissenschaftliche Originalartikel zur Erforschung von Galaxien zur Verfügung gestellt. Hier finden Sie spannende Videos, hochwertige Bilder von Satelliten und Teleskopen, die Sie nicht gleichgültig lassen. Tauchen Sie mit uns in die Welt des unbekannten Weltraums ein!

In der modernen Astronomie ist die allererste Klassifizierung von Galaxien am weitesten verbreitet, die 1926 von Edwin Powell Hubble vorgeschlagen und anschließend von ihm und dann von Gerard de Vaucouleurs und Alan Sandage verfeinert wurde.

Diese Klassifizierung basiert auf der Form bekannter Galaxien. Demnach werden alle Galaxien in 5 Haupttypen unterteilt:

Elliptisch (E);

Spirale (S);

Balkenspiralgalaxien (SB);

Falsch (Irr);

Galaxien, die zu dunkel sind, um klassifiziert zu werden, werden von Hubble als Q bezeichnet.

Darüber hinaus verwenden die Galaxienbezeichnungen in dieser Klassifizierung Zahlen, um anzugeben, wie abgeflacht die elliptische Galaxie ist, und Buchstaben, um anzugeben, wie fest die Arme von Spiralgalaxien am Kern haften.

Grafisch wird diese Klassifizierung als eine Reihe dargestellt, die Hubble-Sequenz (oder Hubble-Stimmgabel aufgrund der Ähnlichkeit der Schaltung mit diesem Instrument) genannt wird.

Elliptische Galaxien (Typ E) machen 13 % der Gesamtzahl der Galaxien aus. Sie sehen aus wie ein Kreis oder eine Ellipse, deren Helligkeit vom Zentrum zur Peripherie hin schnell abnimmt. Elliptische Galaxien weisen eine sehr unterschiedliche Form auf: Sie können entweder kugelförmig oder sehr abgeflacht sein. Dabei werden sie in 8 Unterklassen eingeteilt – von E0 (Kugelform, keine Kompression) bis E7 (höchste Kompression).

Elliptische Galaxien haben die einfachste Struktur. Sie bestehen hauptsächlich aus alten roten und gelben Riesen, roten, gelben und weißen Zwergen. Es gibt keinen Staub in ihnen. In Galaxien dieses Typs hat es seit mehreren Milliarden Jahren keine Sternentstehung mehr gegeben. In ihnen gibt es fast kein kaltes Gas oder kosmischen Staub. Rotation wurde nur in den am stärksten komprimierten elliptischen Galaxien nachgewiesen.

Spiralgalaxien- der zahlreichste Typ: Sie machen etwa 50 % aller beobachteten Galaxien aus. Die meisten Sterne einer Spiralgalaxie befinden sich innerhalb der galaktischen Scheibe. Die galaktische Scheibe weist ein spiralförmiges Muster aus zwei oder mehr Zweigen oder Armen auf, die sich in eine Richtung drehen und vom Zentrum der Galaxie ausgehen.

Es gibt zwei Arten von Spiralen. Beim ersten Typ mit der Bezeichnung SA oder S erstrecken sich die Spiralarme direkt von der zentralen Dichtung. Im zweiten Fall beginnen sie an den Enden einer länglichen Formation, in deren Mitte sich ein ovales Siegel befindet. Es scheint, dass die beiden Spiralarme durch eine Brücke verbunden sind, weshalb solche Galaxien als gekreuzte Spiralen bezeichnet werden; Sie sind mit dem Symbol SB gekennzeichnet.

Spiralgalaxien unterscheiden sich im Entwicklungsgrad ihrer Spiralstruktur, der in der Klassifizierung durch das Hinzufügen der Buchstaben a, b, c zu den Symbolen S (oder SA) und SB gekennzeichnet wird.

Die Arme von Spiralgalaxien haben eine bläuliche Farbe, weil sie viele junge Galaxien enthalten riesige Sterne. Alle Spiralgalaxien rotieren mit erheblicher Geschwindigkeit, sodass Sterne, Staub und Gase in einer schmalen Scheibe konzentriert sind (Sterne der Population I). Die Drehung erfolgt in den allermeisten Fällen in Richtung der Verdrehung der Spiralzweige.

Jede Spiralgalaxie hat eine zentrale Kondensation. Die Farbe von Spiralgalaxienhaufen ist rötlich-gelb, was darauf hindeutet, dass sie hauptsächlich aus Sternen der Spektralklassen G, K und M (d. h. den kleinsten und kühlsten) bestehen.

Die Fülle an Gas- und Staubwolken und die Anwesenheit leuchtend blauer Riesen der Spektralklassen O und B deuten darauf hin aktive Prozesse Sternentstehung in den Spiralarmen dieser Galaxien.

Die Scheibe der Spiralgalaxien ist in eine verdünnte, schwach leuchtende Sternwolke eingetaucht – einen Halo. Der Halo besteht aus jungen Sternen der Population II, die zahlreiche Kugelsternhaufen bilden.

In einigen Galaxien ist der zentrale Teil kugelförmig und leuchtet hell. Dieser Teil wird Bulge genannt (vom englischen bulge – Verdickung, Schwellung). Der Bulge besteht aus alten Sternen der Population II und häufig einem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum. Andere Galaxien haben im zentralen Teil einen „Sternbalken“.

Die bekanntesten Spiralgalaxien sind unsere Milchstraße und der Andromedanebel.

Linsenförmige Galaxie(Typ S0) ist ein Zwischentyp zwischen Spiral- und elliptischen Galaxien. In Galaxien dieser Art ist die helle zentrale Kondensation (Bulge) stark komprimiert und sieht aus wie eine Linse, und die Zweige fehlen oder sind nur sehr schwach erkennbar.

Linsengalaxien bestehen aus alten Riesensternen, weshalb ihre Farbe rötlich ist. Zwei Drittel der linsenförmigen Galaxien enthalten wie Ellipsengalaxien kein Gas; ein Drittel hat den gleichen Gasgehalt wie Spiralgalaxien. Daher laufen Sternentstehungsprozesse sehr langsam ab. Staub in linsenförmigen Galaxien konzentriert sich in der Nähe des galaktischen Kerns. Etwa 10 % der bekannten Galaxien sind Lentikulargalaxien.

Für unregelmäßige oder unregelmäßige Galaxien (Ir) gekennzeichnet durch eine unregelmäßige, fleckige Form. Unregelmäßige Galaxien zeichnen sich durch das Fehlen zentraler Dichten und einer symmetrischen Struktur sowie einer geringen Leuchtkraft aus. Solche Galaxien enthalten viel Gas (hauptsächlich neutralen Wasserstoff) – bis zu 50 % ihrer Gesamtmasse. Etwa 25 % aller Sternensysteme gehören zu diesem Typ.

Unregelmäßige Galaxien werden in 2 unterteilt große Gruppen. Die erste davon, Irr I genannt, umfasst Galaxien mit einem Hinweis auf eine bestimmte Struktur. Die Einteilung von Irr I ist nicht endgültig: Wenn die untersuchte Galaxie beispielsweise den Anschein von Spiralarmen aufweist (charakteristisch für S-Typ-Galaxien), erhält die Galaxie die Bezeichnung Sm oder SBm (hat einen Balken in ihrer Struktur); Wenn ähnliches Phänomen nicht beobachtet - Bezeichnung Im.

Zur zweiten Gruppe irregulärer Galaxien (Irr II) gehören alle anderen Galaxien mit chaotischer Struktur.

Es gibt auch eine dritte Gruppe irregulärer Galaxien – Zwerggalaxien, die als dI oder dIrrs bezeichnet werden. Es wird angenommen, dass unregelmäßige Zwerggalaxien den frühesten galaktischen Formationen im Universum ähneln. Bei einigen handelt es sich um kleine Spiralgalaxien, die durch die Gezeitenkräfte massereicherer Begleiter zerstört wurden.

Charakteristische Vertreter Solche Galaxien sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke. In der Vergangenheit galt die Große und Kleine Magellansche Wolke als irreguläre Galaxien. Später stellte sich jedoch heraus, dass sie eine spiralförmige Struktur mit einem Balken hatten. Daher wurden diese Galaxien als SBm, der vierten Art von Balkenspiralgalaxien, neu klassifiziert.

Als Galaxien werden Galaxien bezeichnet, die bestimmte individuelle Eigenschaften aufweisen, die eine Einordnung in keine der oben aufgeführten Klassen zulassen eigenartig.

Ein Beispiel für eine besondere Galaxie ist die Radiogalaxie Centaurus A (NGC 5128).

Hubbles Klassifikation ist dieser Moment die häufigste, aber nicht die einzige. Insbesondere das de Vaucouleurs-System, das eine erweiterte und überarbeitete Version der Hubble-Klassifikation ist, und das Yerkes-System, in dem Galaxien nach ihren Spektren, ihrer Form und dem Konzentrationsgrad zum Zentrum hin gruppiert werden, sind weit verbreitet.

Wenn wir in den nächtlichen Sternenhimmel schauen, sehen wir einen breiten Streifen, der vollständig mit Sternen übersät ist: hell und kaum wahrnehmbar, weiß und blau, rötlich und grün. Die alten Griechen nannten diesen Sternhaufen Galaxis, was auf Russisch bedeutet .

Milchstraße am Nachthimmel

Wenn Sie dieses Sternensystem irgendwo von außen, aus dem Weltall, betrachten, werden Sie bemerken, dass es einer abgeflachten Kugel ähnelt, die mit 150 Milliarden Sternen gefüllt ist. Die Größe unserer Galaxie ist so groß, dass man sie sich kaum vorstellen kann. Von einem Rand zum anderen legt ein Lichtstrahl etwa 100.000 Erdenjahre zurück!

So sieht unsere Galaxie aus

Im Zentrum unserer Galaxie befindet sich ein Kern, aus dem sich mehrere riesige Spiralzweige voller Sterne erstrecken. Unsere Sonne befindet sich in einer Entfernung von 30.000 Lichtjahren vom Kern der Galaxie in einem ihrer Spiralarme. Das heißt, es liegt am Rande der Galaxis.

Position der Sonne in der Galaxie

Sterne in der Galaxie kommen trotz ihrer scheinbaren „Dichte“ recht spärlich vor. In der Nähe der Sonne beispielsweise ist der durchschnittliche Abstand zwischen den nächsten Sternen etwa zehn Millionen Mal größer als ihr eigener Durchmesser.

Somit sind die Sterne im Universum nicht zufällig verstreut. Sie sind zu geordneten Systemen zusammengefasst, in denen sie durch die Schwerkraft (Anziehung) miteinander verbunden sind. Solche Sternensysteme werden Galaxien genannt. Neben Sternen enthalten Galaxien auch interstellaren Staub und Gas.

Es gibt andere Galaxien im Universum. Die unserem Sternensystem am nächsten gelegenen sind etwa 150.000 Lichtjahre von uns entfernt. Am Himmel der Südhalbkugel sind sie als kleine Nebelflecken sichtbar.

Diese Sternhaufen wurden erstmals während des berühmten Magellan-Satelliten Pigafetta ausführlich beschrieben Weltreise. Sie traten in die Astronomie unter dem Namen der Magellanschen Wolken – groß und klein – ein.

Eine der uns am nächsten gelegenen Galaxien ist Andromeda-Nebel. Es ist eines der größten Sternensysteme in unserer Region des Universums. Es kann sogar mit einem gewöhnlichen Fernglas und bei gutem Wetter mit bloßem Auge beobachtet werden.

Galaxien haben eine große Vielfalt an Formen und Strukturen. Es gibt kugelförmige und elliptische, scheibenförmige, spiralförmige wie bei uns und unregelmäßig geformte Galaxien.

In dem Teil des Universums, der modernen Mitteln der astronomischen Forschung zugänglich ist, gibt es Milliarden von Galaxien. Astronomen nannten ihre Sammlung Metagalaxie.

> Was ist eine Galaxie?

Finde es heraus, Was ist eine Galaxie?: Beschreibung der Entstehung im Universum, interessante Fakten mit Fotos von Hubble, der Milchstraße, Größen, Anzahl der Sterne und dunkler Materie.

Sicher wissen Sie, dass das Sonnensystem nicht isoliert existiert. Zusammen mit anderen Sternen befindet sich die Sonne in . Aber Was ist eine Galaxie?? Vereinfacht ausgedrückt handelt es sich dabei um eine Ansammlung von Sternen, die mithilfe der Schwerkraft in einem bestimmten Gebiet gesammelt werden.

Wir haben viel über unsere Heimatgalaxie gelernt, also schauen wir uns das Konzept anhand der Milchstraße an. Sie gehört zum Typ der Spiralgalaxie und enthält einen hellen Kern, der dicht mit Sternen gefüllt ist. Die übrigen Sterne rotieren umher und bilden eine abgeflachte Scheibe. Insgesamt gibt es in der Milchstraße 200–400 Milliarden Sterne. Es hat zwei Spiralarme, die über den Kern hinausragen, sowie eine Art spiralförmiges Windrad, das bis zu den Außenkanten reicht. Die Breite erreicht 100.000 Lichtjahre.

Es ist erwähnenswert, dass die beobachteten Sterne nur einen kleinen Teil der gesamten Galaxie ausmachen. Sie ist außerdem von einem riesigen Heiligenschein umgeben. Es ist nicht sichtbar, kommt nicht mit gewöhnlicher Materie in Kontakt und erzeugt keine nachweisbare Strahlung. Aber wir können seine Anwesenheit nachweisen, da es immer noch andere Objekte mit der Schwerkraft beeinflusst. Wenn die Sterne etwa 580 Milliarden einnehmen Sonnenmassen, dann kann dunkle Materie 6 Billionen bedecken.

Aber unsere Milchstraße ist nur ein Beispiel. Es gibt auch elliptische, von denen es noch viel mehr gibt. Hier sind die größten Vertreter zu finden. Zum Beispiel mit 2,7 Billionen Sternen. Der kleinste Typ sind ultrakompakte Zwergsternhaufen, die nur geringfügig größer als Kugelsternhaufen sind.

Sterne werden angezogen und bilden Galaxien, die sich ebenfalls in Clustern sammeln. An der Spitze befinden sich Superhaufen, die Millionen von Galaxien enthalten und eine Breite von Hunderten Millionen Lichtjahren erreichen können. Jetzt können Sie sich eine Vorstellung davon machen, was eine Galaxie ist.

5 erstaunliche Fakten über die ersten Galaxien im Universum

Eine der erstaunlichsten Tatsachen über das Universum ist, dass es nicht immer existierte. Alles, was wir heute beobachten, stammt von winzigen Materieteilchen, die durch Gravitation und durch Kollisionen und Verschmelzungen größer wurden. Wenn wir entfernte Objekte betrachten, sehen wir Licht, das vor Millionen oder Milliarden Jahren (je nach Entfernung) ausgesendet wurde.

Eines Tages wird die Technologie ein Niveau erreichen, bei dem wir ein Universum ohne Galaxien und Sterne sehen werden. Wir warten auf den Start des James Webb-Weltraumteleskops im Jahr 2018, aber jetzt haben wir erstaunliche fünf Interessante Faktenüber die am weitesten entfernten Objekte mit Fotos.

1. Am Anfang gab es keine Gesteinsplaneten. Aus molekularem Gas entsteht ein Stern. Im Cluster bilden sich große Gaswolken, die sich in Sterne verwandeln, und kleine Welten, die zu Planeten werden (aus Wasserstoff und Helium). Schwerere Elemente traten jedoch nach den Explosionen der ersten Sterne auf, die sie während nuklearer Prozesse bildeten.

1. Frühe Galaxien waren viel kleiner als moderne. Die ersten gebildeten neutralen Atome begannen zu Keimen von mehreren Millionen Sonnenmassen zu verschmelzen. Nach 50–200 Millionen Jahren ließ die Schwerkraft sie zusammenfallen und die ersten Sterne entstehen. Dann zwingt die Schwerkraft sie erneut dazu, zu einem Cluster zu verschmelzen, was die Intensität des Auftretens neuer junger Sterne erhöht. So begannen die ersten Galaxien zu entstehen.

1. Egal wie sehr sich das Hubble-Teleskop auch bemüht, es ist nicht leistungsstark genug, um die allerersten Galaxien zu sehen. Wenn sie entstehen, sind sie mit heißen, leuchtend blauen Sternen gefüllt. Doch auf dem Weg zu uns muss dieses Licht 13 Milliarden Jahre zurücklegen. Durch die Raumausdehnung mischt sich UV-Licht in den mittleren IR-Bereich des Spektrums. Daher warten Wissenschaftler sehnsüchtig auf den Start von James Webb.

1. Die massereichsten Sterne existierten in frühen Zeiten. Wenn wir nun in das ultramassereiche Sterngebiet blicken, können wir die hellsten und massereichsten Sterne finden. Der größte Nebel in unserem Gebiet ist die Tarantel, in der der älteste Stern R136a1 lebt. Es ist 250-mal massereicher als die Sonne und besteht aus ursprünglichem Wasserstoff und Helium. Aber mit der Einführung von James Webb werden wir in der Lage sein, die Größenordnung der Parameter zu erreichen.

1. Die ersten supermassiven Schwarzen Löcher sollten vom Moment ihrer Geburt an in galaktischen Zentren aufgetaucht sein. Überraschenderweise ist seine Lebensdauer umso kürzer, je größer der Stern ist. Die massereichsten Objekte leben nur wenige Millionen Jahre, danach sterben sie in Form von Supernovae oder kollabieren in einem Schwarzen Loch. Letztere bewegen sich schnell zu galaktischen Zentren, wo sie zu einem supermassereichen Typ heranwachsen. Frühe Galaxien können Löcher enthalten, die 4 Millionen Mal massereicher sind als die Sonne.

Die Idee, dass unsere Galaxie nicht die gesamte Sternenwelt enthält und dass es andere ähnliche Sternensysteme gibt, wurde erstmals Mitte des 18. Jahrhunderts von Wissenschaftlern und Philosophen geäußert. (E. Swedenborg in Schweden, I. Kant in Deutschland, T. Wright in England). Am Himmel erscheinen andere Sternensysteme als entfernte riesige Sternhaufen. Es lag nahe, anzunehmen, dass es sich bei solchen „externen“ Galaxien um helle, nebulöse Flecken geringer Helligkeit handelt, die von Astronomen am Himmel entdeckt wurden, als ihnen ausreichend große Teleskope zur Verfügung standen. Englischer Astronom W. Herschel am Ende des 18. Jahrhunderts. konnte mit Hilfe dessen, was er baute großes Teleskop war der erste, der einige dieser Nebel in einzelne Sterne „zerlegte“. Später stellte sich heraus, dass es sich um Sternhaufen handelt, die zu unserer Galaxie gehören. Andere Nebel (einschließlich des großen Andromedanebels) wurden nicht in Sterne aufgelöst, und es war unbekannt, ob sie zu unserer Galaxie gehörten oder jenseits davon lagen. Später, am Ende des 19. Jahrhunderts, wurde klar, dass die Natur der beobachteten Lichtflecken überhaupt nicht dieselbe ist. Einige von ihnen könnten tatsächlich entfernte Sternhaufen sein, während andere ein für Gas charakteristisches Spektrum aufweisen Sie bestehen nicht aus Sternen und sind daher Wolken aus erhitztem interstellarem Gas.

Mitte des 19. Jahrhunderts. Das Vorhandensein einer Spiralstruktur in einigen Nebeln wurde erstmals entdeckt (Lord Ross, Großbritannien). Aber ihre herausragende Natur bleibt bestehen lange Zeit blieb unbewiesen.

Die Fotografie kam zur Rettung. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Amerikanischer Astronom J. Ritchie war der erste, der mit einem neuen Teleskop mit einem Durchmesser von 1,5 m am Mount Wilson Observatory Fotos mehrerer Nebelflecken (einschließlich der Andromeda- und Triangulum-Nebel) mit Langzeitbelichtungen machte Gute Qualität dass darauf Bilder zu sehen waren große Zahl sehr schwache Sterne. Da jedoch niemand sagen konnte, zu welcher Art diese Sterne gehörten, löste Ritchies Entdeckung nicht die Frage der Entfernung und damit der Natur der untersuchten Objekte. Dieses Problem wurde schließlich 1924 gelöst, als der amerikanische Astronom E. Hubble bei Beobachtungen mit einem neuen Instrument – ​​einem 2,5-Meter-Reflektor – Sterne eines bekannten Typs in den Andromeda- und Triangulum-Nebeln entdeckte – Cepheiden ( cm. STERNE).

Astronomen waren bereits in der Lage, die Entfernung zu diesen veränderlichen Sternen anhand ihrer charakteristischen „Perioden-Leuchtkraft“-Beziehung zu bestimmen. Und obwohl sich später herausstellte, dass die von Hubble ermittelten Entfernungen mehr als die Hälfte der tatsächlichen Entfernungen betrugen, zeigten seine Schätzungen überzeugend, dass die beobachteten Sternensysteme weit außerhalb der Grenzen unserer Galaxie lagen. Von diesem Zeitpunkt an konnte man von der Geburt eines neuen Wissenschaftszweigs sprechen – der extragalaktischen Astronomie.

Mit bloßem Auge sind nur drei Galaxien sichtbar – der Andromedanebel auf der Nordhalbkugel und die Große und Kleine Magellansche Wolke auf der Südhalbkugel. Die Magellanschen Wolken sind die uns am nächsten gelegenen Galaxien: Die Entfernung zu ihnen beträgt ca. 150 Tausend St. Jahre.

Der Raum zwischen Galaxien ist transparent, was die Beobachtung sehr weit entfernter Objekte ermöglicht. Moderne Großteleskope haben das Potenzial, mehr als eine Milliarde entfernte Galaxien zu beobachten. Die meisten von ihnen sind jedoch kaum sichtbar und nur als winzige, wenige Bogensekunden große Flecken sichtbar, die sich optisch oft nur schwer von den schwachen Sternen unserer Galaxie unterscheiden lassen. Daher basieren moderne Vorstellungen über Galaxien auf der Untersuchung mehrerer Zehntausend relativ naher Objekte, die genauer untersucht werden können.

Der erste Katalog mit Informationen über die Position von mehr als hundert Nebelflecken am Himmel wurde im 18. Jahrhundert vom französischen Astronomen Charles Messier zusammengestellt, der sich auf die Suche nach Kometen spezialisiert hatte. Die meisten der von ihm aufgezeichneten Flecken stellten sich später als Galaxien heraus, der Rest waren leichte Gasnebel und Sternhaufen unserer Galaxie. Messier-Objekte werden immer noch mit ihren Katalognummern bezeichnet (zum Beispiel wird der Andromeda-Nebel mit M31 bezeichnet). Einer der umfangreicheren Kataloge, dessen Nummern häufig Galaxien bezeichnen, ist der New General Catalogue (NGC), dessen Grundstein von den englischen Astronomen William Herschel und seinem Sohn John Herschel gelegt wurde. Zusammen mit seinem Zusatz (Index Catalogs oder IC) enthält der NGC-Katalog die Koordinaten von mehr als 13.000 Objekten.

Die Arbeiten zur Erstellung detaillierterer Galaxienkataloge wurden durch mehrere Veröffentlichungen deutlich erweitert Abstrakter Katalog heller Galaxien J. de Vaucouleurs und Kollegen. Umfangreichere, aber weniger informative Kataloge, die auf der Betrachtung von Fotoplatten des Sky Survey basieren, die mit der 1,2-Meter-Schmidt-Kamera des Palomar-Observatoriums aufgenommen wurden, wurden noch früher von F. Zwicky in den USA (Zwicky-Katalog), P. Nilsson, veröffentlicht in Schweden (UGC-Katalog) und B.A. Vorontsov-Velyaminov in der UdSSR (Morphologischer Galaxienkatalog). Sie enthalten Koordinaten, Helligkeiten, Winkelgrößen und einige andere Parameter für mehrere Zehntausend Galaxien bis etwa zum 15 Größe. Später wurde eine ähnliche Untersuchung für den Südhimmel durchgeführt – anhand von Fotos, die mit den Weitwinkel-Schmidt-Kameras der Europäischen Südsternwarte in Chile und Australien aufgenommen wurden. Im Laufe der Zeit erschienen zahlreiche spezialisiertere Atlanten und Kataloge von Galaxien mit bestimmten Eigenschaften, darunter solche, die aus Beobachtungen im Radio-, Röntgen- oder Infrarot-Spektralbereich zusammengestellt wurden.

Die gleiche Galaxie darunter verschiedene Zahlen können in verschiedenen Verzeichnissen enthalten sein. Mit Ausnahme einiger weniger Objekte haben Galaxien keine Eigennamen. Jedem entspricht eine digitale Bezeichnung, der in der Regel eine Abkürzung (der auf mehrere Buchstaben gekürzte Name) des entsprechenden Katalogs vorangestellt ist. Bezeichnungen von Galaxien aus verschiedenen Katalogen sowie ausführliche Informationen zu ihren beobachteten Eigenschaften finden sich beispielsweise in der NASA-Datenbank zu extragalaktischen Objekten auf der Website.

ALLGEMEINE EIGENSCHAFTEN VON GALAXIEN

Galaxien sind in ihrer Zusammensetzung und Struktur komplexe Systeme. Die kleinsten von ihnen sind in ihrer Anzahl an Sternen mit den großen Sternhaufen unserer Galaxie vergleichbar, allerdings sind sie deutlich größer: Der Durchmesser selbst der kleinsten Galaxien beträgt mehrere tausend Lichtjahre. Jahre. Die Größe von Riesengalaxien ist hundertmal größer.

Galaxien haben keine scharfen Grenzen; ihre Helligkeit nimmt mit zunehmender Entfernung vom Zentrum nach außen ab, sodass der Begriff der Größe nicht streng definiert ist. Die scheinbare Größe von Galaxien hängt von der Fähigkeit des Teleskops ab, sie zu erkennen Außenbereiche, mit geringer Helligkeit, vor dem Hintergrund des Leuchtens des Nachthimmels, der nie ganz schwarz ist. Die peripheren Teile der Galaxien „ertrinken“ in ihrem schwachen Licht. Moderne Technik ermöglicht es, Regionen von Galaxien zu erfassen, deren Helligkeit weniger als 1 % der Helligkeit des Nachthimmels beträgt. Um die Größe von Galaxien objektiv abzuschätzen, wird üblicherweise ein bestimmtes Maß an Oberflächenhelligkeit oder, wie man sagt, eine bestimmte Isophote (so heißt die Linie, entlang derer die Oberflächenhelligkeit einen konstanten Wert hat) als Grenze angenommen. Oft als solches Schwellwert Im fotografischen Bereich des Spektrums wird eine Helligkeit von 25 pro Quadratbogensekunde angenommen. Die entsprechende Helligkeit ist um ein Vielfaches geringer als die Helligkeit des Nachthimmels, der von nichts „erleuchtet“ wird. Die Helligkeit der Zentralregionen von Galaxien kann mehrere Hundert Mal höher sein als der Schwellenwert.

Die Leuchtkraft von Galaxien (also die gesamte Strahlungsleistung) variiert weiter in weiten Grenzen, als ihre Größe - von mehreren Millionen Sonnenleuchtkräften (L c) für die kleinsten Galaxien bis zu mehreren hundert Milliarden L c für Riesengalaxien. Dieser Wert entspricht in etwa der Gesamtzahl der Sterne in der Galaxie bzw. ihrer Gesamtmasse. Die Leuchtkraft von Galaxien dieses Typs wie unserer Galaxie beträgt mehrere zehn Milliarden Sonnenleuchtkräfte. Allerdings kann sie für ein und dieselbe Galaxie je nach Spektralbereich, in dem die Beobachtung erfolgt, stark variieren. Daher sehr wichtige Rolle Bei der Erforschung von Galaxien spielen Beobachtungen bei unterschiedlichen Wellenlängen eine Rolle. Das Erscheinungsbild von Galaxien verändert sich unkenntlich, wenn sie von einem Spektralbereich in einen anderen wechseln – von Radiowellen zu Gammastrahlen. Dies liegt daran, dass der Hauptbeitrag zur Emission von Galaxien bei unterschiedlichen Wellenlängen von Objekten unterschiedlicher Natur stammt.

Tisch: Spektralbereich

Spektralbereich	Objekte, die den Hauptbeitrag zur Strahlung der Galaxie leisten	Notiz
Gamma	Aktive Kerne einiger Galaxien. Quellen, die einzelne kurze Strahlungsausbrüche erzeugen, die offenbar mit kompakten Sternen in Zusammenhang stehen ( Neutronensterne, Schwarze Löcher)..	Emission von Galaxien in diesem Bereich wird selten beobachtet. Es wird nur außerhalb der Atmosphäre registriert.
Röntgen	Heißes Gas füllt die Galaxie. Aktive Kerne einiger Galaxien. Einzelne Quellen im Zusammenhang mit nahen Doppelsternsystemen mit dem Materiefluss auf einen kompakten Stern.	Strahlung wird nur außerhalb der Atmosphäre empfangen.
UV	Die heißesten Sterne (in Galaxien, in denen Sternentstehung stattfindet, sind dies blaue Überriesen). Aktive Kerne einiger Galaxien.	Besonders stark ist die Strahlung in Galaxien mit intensiver Sternentstehung.
Region sichtbares Licht	Sterne mit unterschiedlichen Temperaturen. Leichte Gasnebel.	Die meisten Galaxien geben in diesem Bereich den Großteil ihrer Energie ab.
Nah-Infrarot	Die coolsten Sterne (Rote Überriesen, Rote Riesen, Rote Zwerge).	Die Leuchtkraft einer Galaxie in diesem Bereich charakterisiert am genauesten die Gesamtmasse der darin enthaltenen Sterne.
Ferninfrarot	Durch Sternstrahlung erhitzter interstellarer Staub. Aktive Kerne und kernnahe Regionen einiger Galaxien.	Besonders stark ist die Strahlung in Galaxien mit intensiver Sternentstehung. Nur außerhalb der Atmosphäre registriert.
Radio	Hochenergetische Elektronen studieren im interstellaren Magnetfeld. Kaltes (atomares, molekulares) interstellares Gas, das bei bestimmten Frequenzen emittiert. Aktive Kerne einiger Galaxien.	Die Strahlung liefert grundlegende Informationen über das kalte interstellare Gas der Galaxie und über die Magnetfelder im interstellaren Raum.

Auch die Massen von Galaxien sowie ihre Leuchtstärken können um mehrere Größenordnungen variieren – von Werten, die typisch für große Kugelsternhaufen (Millionen Sonnenmassen) sind, bis hin zu Tausenden Milliarden Sonnenmassen in einigen elliptischen Galaxien.

Galaxien sind in erster Linie Sternensysteme; Mit den Sternen ist ihre optische Strahlung verbunden. Räumlich gesehen bilden die Sterne zwei Hauptstrukturbestandteile der Galaxie, als wären sie ineinander verschachtelt: eine schnell rotierende Sternscheibe, deren Dicke normalerweise 1–2.000 Lichtjahre beträgt. Jahre und eine langsam rotierende sphärische (oder kugelförmige) Komponente, deren Helligkeit nicht auf die Ebene der Scheibe, sondern auf das Zentrum der Galaxie konzentriert ist. Der innere, hellste Teil der kugelförmigen Komponente wird Bulge genannt, und der äußere Teil mit geringer Helligkeit ist der Sternhalo . Im zentralen Teil massereicher Galaxien befindet sich oft eine kleine und schnell rotierende zirkumnukleare Scheibe von etwa tausend Lichtjahren Größe, die ebenfalls aus Sternen und Gas besteht. Diese Struktur von Galaxien spiegelt die komplexe mehrstufige Natur ihrer Entstehung wider. Es gibt Galaxien, in denen nur eine von zwei Hauptkomponenten beobachtet wird: eine Scheibe oder ein Sphäroid.

Neben Sternen mit unterschiedlichen Massen, chemische Zusammensetzung und Alter enthält jede Galaxie ein dünnes und leicht magnetisiertes interstellares Medium (Gas und Staub), das mit hochenergetischen Teilchen durchsetzt ist ( kosmische Strahlung). Die relative Masse des interstellaren Mediums sowie die Stärke der Radioemission gehören ebenfalls zu den wichtigsten beobachtbaren Merkmalen von Galaxien. Die Gesamtmasse der interstellaren Materie variiert stark von Galaxie zu Galaxie und liegt normalerweise zwischen einigen Zehntelprozent und 50 % der Gesamtmasse der Sterne (in seltenen Fällen kann das Gas sogar die Masse der Sterne überwiegen). Der Gasgehalt in einer Galaxie ist ein sehr wichtiges Merkmal, von dem die Aktivität der in Galaxien ablaufenden Prozesse und vor allem der Prozess der Sternentstehung maßgeblich abhängt.

MORPHOLOGISCHE KLASSIFIZIERUNG UND STRUKTUR VON GALAXIEN

Die Vielfalt der beobachteten Formen von Galaxien hat bei Astronomen den Wunsch geweckt, ähnliche Objekte zu kombinieren und Galaxien anhand ihres Aussehens (Morphologie) in mehrere Klassen einzuteilen. Die am häufigsten verwendete morphologische Klassifizierung von Galaxien basiert auf dem von E. Hubble 1925 vorgeschlagenen und 1936 von ihm entwickelten Schema. Galaxien werden in mehrere Hauptklassen unterteilt: elliptisch (E), spiralförmig (S), linsenförmig (S0) und unregelmäßig (Irr).

E-Galaxien sehen aus wie elliptische oder ovale, nicht zu längliche Flecken, deren Helligkeit im Inneren mit der Entfernung vom Zentrum allmählich abnimmt. In ihnen ist keine erkennbare Scheibe zu sehen, obwohl genaue photometrische Messungen in einigen Fällen den Verdacht auf deren Existenz zulassen. Auch Spuren von Staub oder Gas sind darin selten zu finden. Je nach Grad der Abplattung werden E-Galaxien in mehrere Unterklassen eingeteilt – von E0 (rund) bis E6 (länglich). Die Zahl nach dem Buchstaben „E“ charakterisiert die scheinbare Abgeflachtheit der Galaxie. Es entspricht ungefähr dem Verhältnis 10·(a–b)/a , Wo A Und B - bzw. die Haupt- und Nebenachse der Ellipse, die die Galaxie beschreibt.

In Spiralgalaxien (S) gibt es eine zentrale Verdichtung von Sternen – einen „Bulge“ und eine ausgedehnte Sternscheibe, in der (sofern sie nicht „kantig“ zum Beobachter gedreht ist) Spiralzweige beobachtet werden. Es gibt Spiralgalaxien ohne Balken und mit Balken. Im letzteren Fall bilden die Sterne im zentralen Teil der Galaxie eine längliche Struktur – einen Balken, hinter dem Spiralzweige beginnen. Solche Galaxien werden als SB bezeichnet. Auf Fotos, die im sichtbaren Teil des Spektrums aufgenommen wurden, sind in mindestens einem Drittel aller S-Galaxien Balken erkennbar. IN Infrarotstrahlen sie können in einer noch größeren Anzahl von Galaxien identifiziert werden.

Spiralgalaxien werden ebenfalls in Unterklassen unterteilt: Sa, Sb, Sc, Sd, und für Galaxien mit einem Balken – SBa, SBb, SBc, SBd. Entlang der Abfolge von a bis d nimmt die Helligkeit der Ausbuchtung ab und die Spiraläste werden immer klumpiger, „entfalteter“ und weniger ausgeprägt in der Form. Edge-on-Spiralgalaxien haben keine sichtbaren Spiralarme, aber die Art der Galaxie kann durch die relative Helligkeit von Bulge und Scheibe bestimmt werden.

Zwischen den Typen E und S gibt es eine Art linsenförmiger Galaxien (S0). Wie S-Galaxien haben sie eine Sternscheibe und einen Bulge, aber keine Spiralarme (obwohl sie möglicherweise einen Balken haben). Man geht davon aus, dass es sich dabei um Galaxien handelt, die in der fernen Vergangenheit Spiralgalaxien waren, inzwischen aber das interstellare Gas und damit die Fähigkeit, helle Spiralzweige zu bilden, fast vollständig „verloren“ oder aufgebraucht haben.

Irr-Galaxien haben keine geordnete Struktur; sie haben keine Spiralzweige, obwohl sie helle Regionen unterschiedlicher Größe enthalten (in der Regel handelt es sich dabei um Regionen intensiver Sternentstehung). Der Bulge ist in diesen Galaxien sehr klein oder fehlt vollständig.

Einige Prozent der beobachteten Galaxien passen nicht in das beschriebene Klassifizierungsschema; sie werden als eigenartig bezeichnet. Dies sind normalerweise Galaxien, deren Form verzerrt ist starke Interaktion mit benachbarten Galaxien oder mit einer ungewöhnlichen Struktur - zum Beispiel ein Polarring, der sich in einer Ebene senkrecht zur Ebene der Sternscheibe dreht.

IN separate Gruppe Hervorzuheben sind Zwerggalaxien – kleine Galaxien, deren Leuchtkraft tausende Male geringer ist als die von Galaxien wie unserer oder dem Andromeda-Nebel. Sie sind die zahlreichste Klasse von Galaxien, aber ihre geringe Leuchtkraft macht es schwierig, sie in großen Entfernungen zu entdecken. Die Größe von Zwergen überschreitet normalerweise nicht mehrere Kiloparsec ( cm. PARSEC). Darunter gibt es auch elliptisches dE, spiralförmiges dS (sehr selten) und unregelmäßiges (dIrr). Der Buchstabe d (vom englischen Zwerg – Zwerg) bezeichnet die Zugehörigkeit zu Zwergensystemen.

Außerdem wurden zwei Arten von Zwergen entdeckt, die unter Galaxien mit hoher Leuchtkraft praktisch keine Entsprechungen haben. Dabei handelt es sich um Zwergkugelsysteme (dSph) und Zwergblaue Kompaktgalaxien (dBCG). Die ersten ähneln Kugelsternhaufen, deren Volumen tausendfach zugenommen hat. Solche Galaxien halten unter Zwerggalaxien den Rekord für eine geringe Oberflächenhelligkeit, die selbst im inneren Bereich von Galaxien oft deutlich geringer ist als die Helligkeit des dunklen Nachthimmels. Mehrere dSph-Galaxien sind Satelliten unserer Galaxie. Im Gegensatz dazu weisen dBCG-Galaxien eine hohe Oberflächenhelligkeit bei kleiner linearer Größe auf und ihre blaue Farbe weist auf eine intensive Sternentstehung hin. Diese Objekte sind besonders reich an Gas und jungen Sternen.

Der Unterschied zwischen Galaxien unterschiedlicher Art erklärt sich sowohl durch unterschiedliche Entstehungsbedingungen als auch durch evolutionäre Veränderungen, die im Laufe der Milliarden Jahre ihres Lebens stattgefunden haben.

SCHÄTZUNG DER ENTFERNUNGEN ZU GALAXIEN

Viele Eigenschaften von Galaxien, wie Leuchtkraft, lineare Abmessungen, Masse von Gas und Sternen, Rotationsperiode, können nicht abgeschätzt werden, wenn die Entfernung zu ihnen nicht bekannt ist. Existiert nicht universelle Methode Entfernungen zu Galaxien bestimmen. Einige Methoden werden für relativ nahe Objekte verwendet, andere für sehr entfernte Objekte. Die unterschiedlichsten Methoden zur Entfernungsschätzung zu relativ nahen Galaxien, bei denen einzelne beobachtet und untersucht werden können helle Objekte. Solche Objekte sind normalerweise Sterne mit hoher Leuchtkraft: Cepheiden, die hellsten Überriesen oder Riesen (sie sind leicht an der Farbe zu unterscheiden), aber auch andere Formationen werden häufig verwendet: Sternhaufen ( cm. STERNE), Planetarische Nebel (cm. NEBEL) sowie neue Sterne bei maximaler Helligkeit. Die Eigenschaften dieser Objekte gelten beispielsweise in Analogie zu ähnlichen Objekten in unserer Galaxie als bekannt. Die genaueste Methode beinhaltet die Verwendung von Cepheiden, da die Leuchtstärken dieser Sterne aus einer gut etablierten Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft ermittelt werden können. Zur Entfernungsbestimmung werden photometrische Messungen der scheinbaren Helligkeit (scheinbare Helligkeit) von Objekten in bestimmten Galaxien durchgeführt. Die resultierenden Schätzungen werden dann mit der Leuchtkraft der ausgewählten Objekte (oder ihrer absoluten Helligkeit) verglichen; In diesem Fall wird notwendigerweise eine Korrektur für die interstellare Lichtabsorption eingeführt. Dadurch können wir abschätzen, wie weit die Galaxie von uns entfernt ist.

Wenn m die scheinbare Größe eines Objekts ist, korrigiert um interstellare Auslöschung, und M seine bekannte absolute Größe ist, dann wird der Logarithmus der Entfernung D zu diesem Objekt, ausgedrückt in Megaparsec, durch die Formel bestimmt:

log D = 0,2(m – M) – 5.

Um die Entfernung in Millionen Lichtjahre umzurechnen, muss der Wert in Megaparsec mit 3,26 multipliziert werden.

Als effektiv erwies sich auch die Methode, Entfernungen nicht von einzelnen Objekten zu bestimmen, sondern die Parameter kleiner Wellen (Oberflächenhelligkeitsschwankungen) im sichtbaren Bild von Galaxien abzuschätzen, die durch nicht einzeln auflösbare Sterne verursacht werden. Aber alle diese Methoden sind ziemlich grob und können, wenn sie auf einzelne Galaxien angewendet werden, einen großen Fehler erzeugen.

Die hellsten Sterne eignen sich zum Abschätzen von Entfernungen, auch mit Hilfe von größte Teleskope werden in Galaxien beobachtet, die nicht mehr als einige zehn Millionen Lichtjahre entfernt sind (Kugelsternhaufen sind etwas weiter entfernt). Die Ausnahme bilden Supernovae; sie können in jeder Entfernung erfasst werden, aus der Galaxien sichtbar sind. Sie werden auch zur Abschätzung von Entfernungen verwendet, allerdings flammen sie in Galaxien selten und auf unvorhersehbare Weise auf. Daher wurden für weiter entfernte Galaxien andere Ansätze entwickelt. Es wird beispielsweise angenommen, dass die Leuchtkraft bzw lineare Dimension Galaxien eines bestimmten Typs (dies ist eine sehr grobe Methode). Genauere Schätzungen basieren auf statistisch ermittelten Beziehungen, die die Leuchtkraft von Galaxien mit jeder direkt gemessenen Größe verbinden, die die Galaxie charakterisiert (Rotationsgeschwindigkeit, Breite der Spektrallinien von Sternen oder Emissionslinien von interstellarem Gas im Radiobereich). Am häufigsten wird die Entfernung zu entfernten Galaxien jedoch anhand der Hubble-Beziehung „Rotverschiebung der Spektrallinien – Entfernung“ bestimmt. Diese Methode (Rotverschiebungsmethode) basiert auf der Messung der Verschiebung von Linien im Spektrum der Galaxie, die durch die Expansion des Universums verursacht wird. Die empirisch entdeckte Hubble-Abhängigkeit erhielt eine verlässliche Begründung in der Theorie des expandierenden Universums. Um empirische Abhängigkeiten zu kalibrieren, sind jedoch immer noch relativ nahe Galaxien erforderlich, deren Entfernungen anhand einzelner Objekte ermittelt werden. Daher kann die Bestimmung, wie oft eine Galaxie weiter von einer anderen entfernt ist, viel genauer sein als die Schätzung der Entfernung zu jeder einzelnen Galaxie. Im Allgemeinen liegt die Genauigkeit der Entfernungsschätzung nicht über 10–15 % und ist in einigen Fällen deutlich geringer.

ZUSAMMENSETZUNG DER GALAXIEN

Interstellares Gas und Staub.

Die Gasverteilung in einer Galaxie kann sich stark von der Verteilung der Sterne unterscheiden. Manchmal lässt sich das Gas bis in viel größere Entfernungen vom Zentrum der Galaxie zurückverfolgen als die Sterne, was deutlich zeigt, dass sich die Galaxie über ihre optischen Grenzen hinaus erstrecken kann. Der relative Massenanteil, der dem interstellaren Gas zuzuschreiben ist, nimmt im Durchschnitt von E- zu Irr-Galaxien zu. Bei Galaxien wie der unseren sind es mehrere Prozent, und E-Galaxien enthalten weniger als 0,1 % Gas (obwohl es Ausnahmen von dieser Regel gibt).

Interstellares Gas besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium mit einer kleinen Beimischung schwererer Elemente. Diese schweren Elemente entstehen in Sternen und gelangen zusammen mit dem von den Sternen verlorenen Gas in den interstellaren Raum. Daher ist es wichtig, den Gehalt an schweren Elementen zu kennen, um die Entwicklung der Galaxie zu untersuchen.

In Spiralgalaxien konzentriert sich das Gas in Richtung der Ebene der Sternscheibe und innerhalb der Scheibe ist seine Dichte in den Spiralästen sowie im zentralen Bereich der Galaxie am größten. Aber auch in elliptischen Galaxien, in denen es weder Sternscheiben noch Spiralarme gibt, wird Gas beobachtet. In diesen Galaxien ist Gas ein heißes, verdünntes Medium, das das gesamte Volumen des Sternensystems ausfüllt. Aufgrund seiner hohen Temperatur (Hunderttausende Kelvin) kann es im Röntgenlicht beobachtet werden.

Das Gas in S- und Irr-Galaxien existiert in drei Hauptzuständen oder Phasen. Erstens handelt es sich dabei um Wolken aus kaltem (weniger als 100 K) molekularem Gas. Ein solches Gas emittiert kein Licht, aber seine Anwesenheit ermöglicht die Erkennung von Radiobeobachtungen, da verschiedene Moleküle in einer verdünnten Umgebung bei bestimmten, wohlbekannten Wellenlängen emittieren. In Wolken aus kaltem Gas entstehen Sterne. Zweitens ist es ein atomares oder neutrales Gas, das Wolken und ein verdünnteres Zwischenwolkenmedium bildet. Ein solches Gas emittiert auch kein Licht. Atomarer Wasserstoff wurde durch Radioemission bei einer Frequenz von 1420 MHz (Wellenlänge 21 cm) entdeckt. In diesem Zustand befindet sich in der Regel der Großteil des interstellaren Gases. Drittens gibt es im sichtbaren Licht normalerweise zahlreiche helle Regionen, die durch Gas gebildet werden, das durch ultraviolette Strahlung von Sternen ionisiert und auf eine Temperatur von etwa 10.000 K erhitzt wird. Dabei handelt es sich um Regionen aus ionisiertem Gas. Die Quelle der Erwärmung und Ionisierung sind in der Regel junge massereiche Sterne, sodass eine große Menge an ionisiertem Gas auf eine intensive Sternentstehung in der Galaxie hinweist.

Die gasförmige Umgebung des interstellaren Raums enthält auch eine fein verteilte feste Komponente – interstellaren Staub. . Sie manifestiert sich auf zwei Arten. Erstens absorbiert Staub sichtbares und ultraviolettes Licht, was zu einer allgemeinen Verdunkelung und Rötung der Galaxie führt. Die (aufgrund von Staub) undurchsichtigsten Bereiche der Galaxie sind als dunkle Bereiche vor einem hellen, hellen Hintergrund sichtbar. Besonders viele undurchsichtige Regionen gibt es in der Nähe der Ebene der Sternscheibe – hier konzentriert sich das kalte interstellare Medium. Wenn Sie daher die Scheibe der Galaxie von der Kante betrachten, ist normalerweise deutlich eine Staubspur zu erkennen, die den Durchmesser der Galaxie durchquert. Zweitens strahlt der Staub selbst und gibt die angesammelte Lichtenergie in Form von Ferninfrarotstrahlung (im Wellenlängenbereich 50–1000 Mikrometer) ab. Daher ist die Gesamtenergie der Staubstrahlung vergleichbar mit der Energie der sichtbaren Strahlung, die von allen Sternen der Galaxie zu uns kommt. Die Gesamtmasse des Staubs ist relativ gering: Sie beträgt mehrere Hundert Mal weniger als die Gesamtmasse des interstellaren Gases. Besonders wenig Staub gibt es in E-Galaxien, wo auch kaltes Gas praktisch nicht vorhanden ist; und auch in Zwerggalaxien Ah, wo zwar viel Gas vorhanden ist, die Umgebung aber nur wenige schwere Elemente enthält, die für die Bildung von Staubpartikeln notwendig sind. Staub in Galaxien ist ein Produkt der Sternentstehung.

Sternpopulation und Alter der Galaxien.

Sterne unterscheiden sich voneinander in Masse, Alter und chemischer Zusammensetzung. Jede Galaxie kann Sterne enthalten unterschiedliche Eigenschaften: massiv und massearm, jung und alt. Der Anteil langgebildeter (alter) Sterne, die Milliarden Jahre alt sind, und Sternen, die man als jung bezeichnen kann (weniger als hundert Millionen Jahre alt), variiert stark von Galaxie zu Galaxie. Obwohl in Galaxien aller Art alte Sterne vorhanden sind, nimmt entlang der morphologischen Abfolge der Galaxien – von E bis Irr – die relative Anzahl junger Sterne im Durchschnitt zu.

In E-Galaxien gibt es bis auf wenige Ausnahmen praktisch keine jungen Sterne. Das Spektrum und die Farbe solcher Galaxien weisen darauf hin, dass sie hauptsächlich aus Sternen bestehen, die vor mehr als 10 Milliarden Jahren entstanden sind. Am meisten helle Sterne E-Galaxien sind Rote Riesen.

Spiralgalaxien und unregelmäßige Galaxien enthalten sowohl alte als auch junge Sterne. Die hellsten von ihnen sind blaue Überriesen, deren Alter mehrere zehn Millionen Jahre nicht überschreitet.

Die meisten jungen Sterne werden in einigen seltenen Starburst-Galaxien beobachtet. Sie gehören in der Regel zu den Irr- oder dBCG-Typen, können aber auch S-Galaxien sein. Junge massereiche Sterne verleihen diesen Systemen ihre bläuliche Farbe. Ein Beispiel für eine Spiralgalaxie mit einem Sternentstehungsausbruch, die uns relativ nahe ist, ist NGC 253.

Außerdem Alterszusammensetzung, kann sich die Sternpopulation von Galaxien (wie auch das interstellare Gas in ihnen) in ihrer chemischen Zusammensetzung unterscheiden, oder genauer gesagt, im relativen Gehalt an chemischen Elementen, die schwerer als Helium sind. Da diese Elemente in massereichen Sternen entstehen, dann in den interstellaren Raum gelangen und an der Bildung neuer Sterngenerationen beteiligt sind, haben junge Sterne schwerere Elemente als ältere. Daher ermöglicht uns die Messung der Häufigkeit schwerer Elemente in Sternen, Informationen über die Geschichte der Sternentstehung in der Galaxie zu erhalten. Die geringste Menge an schweren Elementen wurde in Zwerggalaxien gefunden. Dies erklärt sich zum Teil aus der Tatsache, dass solche Elemente noch keine Zeit hatten, in ihnen aufzutreten, und zum Teil aus der Tatsache, dass sich ein Teil des Gases mit den in Sternen gebildeten Elementen angereichert hat chemische Elemente Wenn es von Sternen ausgeschleudert wird, erreicht es so hohe Geschwindigkeiten, dass es nicht eingedämmt werden kann Schwerkraftfeld massearme Galaxie und verlässt sie für immer.

Das Alter von Galaxien wird anhand ihrer Sternzusammensetzung geschätzt, die durch das Spektrum (oder die Farbe) der Sternstrahlung bestimmt wird. Dabei stützt man sich auf die Theorie der Sternentwicklung, die das charakteristische Alter von Sternen verschiedener Spektralklassen angibt. Das eigentliche Konzept des Alters von Galaxien ist jedoch nicht klar definiert, da der Prozess der Galaxienbildung ein bis zwei (und in einigen Fällen mehr) Milliarden Jahre dauern kann. Die Analyse der Beobachtungen hat jedoch gezeigt, dass die ältesten Sterne in Galaxien aller Art in den allermeisten Fällen ein ähnliches Alter haben und über 10 Milliarden Jahre alt sind.

Die Ära, in der die Massenbildung von Galaxien als Sternensysteme im Original begann Gasumgebung, ist 10–13 Milliarden Jahre von uns entfernt. Allerdings gibt es unter Zwerggalaxien Systeme, deren Alter offenbar deutlich jünger ist. Einige sehr seltene Zwerggalaxien scheinen erst in unserer Epoche den ersten Ausbruch intensiver Sternentstehung in ihrer Geschichte zu erleben. Sie enthalten viel interstellares Gas (atomarer Wasserstoff) und junge Sterne und keine erkennbaren Spuren alter Sterne (Rote Riesen). Gleichzeitig enthalten ihre Sterne und ihr interstellares Gas nur sehr wenige schwere Elemente, die einfach noch keine Zeit hatten, zu entstehen. Aber in den meisten Fällen deutet eine große Anzahl junger Sterne nicht auf die Jugend des Systems hin, sondern eher auf die Tatsache, dass es aus dem einen oder anderen Grund zu einem weiteren Ausbruch der Sternentstehung in der Galaxie gekommen ist.

Sternentstehung in Galaxien.

Sterne und Gas sind genau genommen die Hauptbestandteile von Galaxien verwandter Freund mit dem Freund. In kalten Gaswolken entstehen Sterne, die in einem bestimmten Entwicklungsstadium einen Teil der Materie an das interstellare Medium zurückgeben. Gleichzeitig erhitzen und ionisieren massereiche Sterne das Gas durch ihre Strahlung. Der Materieaustausch zwischen Sternen und dem interstellaren Medium ist unausgeglichen: Da Sterne nur einen Teil ihrer Masse verlieren, führt die Sternentstehung zu einem langsamen Rückgang des Gasangebots in der Galaxie. Daher macht Gas in den meisten Galaxien nur wenige Prozent der in Sternen enthaltenen Materie aus, d. h. Der Großteil des Gases ist bereits verbraucht.

Anders verhält es sich bei Galaxien mit intensiver Sternentstehung eine große Anzahl beobachtete junge Sterne mit hoher Leuchtkraft (blaue Überriesen) mit mehr Blau und einer großen Anzahl von Regionen ionisierten Gases enthält das Spektrum dieser Sterne helle Emissionslinien. Das Vorhandensein junger massereicher Sterne macht solche Galaxien im ultravioletten und fernen Infrarotbereich des Spektrums besonders hell, was zum Auftreten vieler Regionen ionisierten Gases führt. Häufige Supernova-Explosionen erhöhen die Radioemissionsleistung der Galaxie. Anhand dieser Eigenschaften wird die Intensität der Sternentstehung in Galaxien abgeschätzt.

Im Durchschnitt nehmen die Sternentstehungsraten (pro Einheit Galaxienmasse oder Leuchtkraft) entlang der Hubble-Typenfolge von Irr bis E ab, obwohl es Ausnahmen von dieser Regel gibt. In E-Galaxien fehlen junge Sterne entweder ganz oder ihre schwachen Spuren sind nur im Zentrum der Galaxie sichtbar. In S- und Irr-Galaxien verwandeln sich im Durchschnitt alle Millionen Jahre mehrere Millionen bis mehrere zehn Millionen Sonnenmassen an Materie in Sterne. Darüber hinaus gilt in der Regel: Je mehr Gas in einer Galaxie vorhanden ist, desto höher ist die Sternentstehungsrate darin.

Die Sternentstehung in Galaxien findet fast immer in ihren Scheiben statt, wo das interstellare Medium am stärksten konzentriert ist. Das Hauptmerkmal der Sternentstehung in galaktischen Scheiben ist ihre fokale Natur. Gas- und junge Sterne neigen dazu, sich in diskreten Regionen der Scheibe mit einem Durchmesser von mehreren hundert Lichtjahren zu sammeln. Kleine Galaxien können zwei oder drei große Sternentstehungszentren enthalten, und in Riesengalaxien sind Hunderte von Sternentstehungsregionen unterschiedlicher Größe über die Scheibe verstreut und konzentrieren sich auf die Spiralarme, wo die Gasdichte am höchsten ist. Die meisten der beobachteten Unterschiede zwischen Galaxien hängen direkt oder indirekt mit ihrer Sternentstehung zusammen – wie in moderne Ära, und in der Vergangenheit.

Die Geschwindigkeit der Sternentstehung und die Lage der Regionen, in denen Sterne in einer Galaxie entstehen, hängen von vielen Faktoren ab, die den Prozess der Umwandlung von Gas in Sterne beschleunigen oder umgekehrt verlangsamen können. Die Identifizierung dieser Faktoren und ihrer Rolle bei der Entwicklung von Galaxien ist ein wichtiges und noch lange nicht gelöstes Problem.

KINEMATIK DER GALAXIEN

Rotation von Galaxien.

Einzelne Sterne, Sternhaufen und Gaswolken bewegen sich kontinuierlich in der Galaxie, wobei jedes Objekt einen ziemlich komplexen offenen Pfad um den Massenschwerpunkt der Galaxie beschreibt. Es ist jedoch unmöglich, die Bewegung von Sternen oder Gaswolken direkt zu messen. Die Bestimmung der Bewegungsgeschwindigkeit verschiedener Objekte basiert auf dem Doppler-Effekt und erfolgt durch Messung der Linienverschiebung in ihren Spektren. Bei Sternen sind dies Absorptionslinien; bei Wolken aus ionisiertem Gas sind dies Emissionslinien im optischen Spektrum. Für Wolken aus kaltem Gas, die kein Licht aussenden, werden Funkemissionslinien von Wasserstoff (Wellenlänge 21 cm) oder molekulare Verbindungen, vor allem – CO-Moleküle; Die meisten dieser Funkverbindungen liegen im Zentimeter- und Millimeterbereich. Natürlich liefern Messungen nur die Größe der Geschwindigkeitsprojektion auf die Sichtlinie, und die Wiederherstellung des vollständigen Geschwindigkeitsvektors erfordert bestimmte Annahmen über die Art der Bewegung der Objekte.

Die Schätzung der Geschwindigkeiten von Gasen und Sternen in Galaxien weist eine Besonderheit auf: Die Objekte, deren Geschwindigkeiten bestimmt werden, sind normalerweise nicht einzeln sichtbar, sodass Messungen einige Durchschnittsgeschwindigkeiten ergeben dieser Ort Galaxien. Darüber hinaus kann jeder Stern oder jede Gaswolke eine deutlich vom Durchschnitt abweichende Geschwindigkeit haben. Daher sprechen sie oft nicht von der Geschwindigkeit einzelner Objekte, sondern von der Geschwindigkeit von Gas oder Sternen eines bestimmten Typs in einer bestimmten Region der Galaxie.

Die Bewegungsgeschwindigkeiten von Gas und Sternen reichen von mehreren zehn Kilometern pro Sekunde in Zwerggalaxien bis zu 200–300 km/s (in seltenen Fällen bis zu 400 km/s) in riesigen Spiralgalaxien.

Alle Galaxien rotieren, aber nicht wie starre Körper: Umlaufzeit Objekte nimmt mit zunehmender Entfernung zum Rotationszentrum (Massenschwerpunkt) der Galaxie zu. In diesem Fall kann eine Gruppe von Sternen und interstellarem Gas auch bei gleicher Entfernung vom Zentrum unterschiedliche Rotationsraten aufweisen. Auch die Art der Rotation von Galaxien unterschiedlicher Art ist nicht gleich.

Elliptische Galaxien.

Die Geschwindigkeiten der Sterne in ihnen sind umso größer, je massereicher die Galaxie ist, aber die Geschwindigkeiten benachbarter Sterne haben in der Regel unterschiedliche Richtungen, so dass der Durchschnittswert der Geschwindigkeit in jedem lokalen Volumen der Galaxie klein ausfällt . Daher ist die Rotation der Galaxie als Ganzes selbst bei hohen Bewegungsgeschwindigkeiten der Sterne recht langsam – mehrere zehn Kilometer pro Sekunde. Es ist merkwürdig, dass sich herausstellte, dass der Grad der Kompression der Galaxie entgegen den Erwartungen nichts mit der Geschwindigkeit ihrer Rotation zu tun hatte: Eine langsam rotierende Galaxie kann entweder kugelförmig oder abgeflacht sein.

Spiralgalaxien.

Verschiedene Komponenten von Galaxien haben unterschiedliche Rotationsraten. Der Sternbulge und der Sternhalo rotieren am langsamsten: Ihre Rotationsgeschwindigkeiten sind fast so niedrig wie die von E-Galaxien. Sterne und Gas in der galaktischen Scheibe rotieren schneller, weil die Geschwindigkeiten aller Objekte in der Scheibe geordneter sind: Sie bewegen sich überwiegend in eine Richtung. Die Geschwindigkeiten von Gaswolken und jungen Sternen sind am geordnetsten. Ihre Umlaufbahnen in der galaktischen Scheibe sind nahezu kreisförmig, daher werden die Geschwindigkeiten dieser Objekte oft als kreisförmige Rotationsgeschwindigkeiten oder Kreisgeschwindigkeiten bezeichnet.

Der Graph der Änderung der Gasgeschwindigkeit mit der Entfernung vom Zentrum der Galaxie wird Rotationskurve der Galaxie genannt. Das charakteristische Erscheinungsbild der Galaxienrotationskurven ist in Abb. dargestellt. 15 Spiraläste können merkliche Abweichungen der Rotationsgeschwindigkeit von der Kreisgeschwindigkeit verursachen, die Amplitude dieser Abweichungen ist jedoch im Vergleich zur Kreisgeschwindigkeit meist gering und überschreitet in der Regel 20–30 km/s nicht. Größere Abweichungen von der Kreisgeschwindigkeit werden in wechselwirkenden Galaxien sowie in lokalen Sternentstehungsregionen beobachtet, wo der Aufprall massereicher Sterne auf Gas zu einer Erwärmung und Ausdehnung des interstellaren Mediums führt.

Unregelmäßige Galaxien.

Es handelt sich um langsam rotierende Systeme. Wie in den Scheiben von S-Galaxien sind die Rotationsgeschwindigkeiten von Gas und Sternen in ihnen nahezu kreisförmig. Im Gegensatz zu E-Galaxien langsame Geschwindigkeit Die Rotation in Irr-Galaxien ist eine Folge ihrer geringen Masse.

Galaktische Massen und das Problem des dunklen Halos.

Mitte des 20. Jahrhunderts. Es wurde festgestellt, dass in großen Galaxienhaufen die durchschnittliche Bewegungsgeschwindigkeit der einzelnen Mitglieder des Galaxienhaufens zu hoch ist, als dass sie sich durch ihre Anziehungskraft gegenseitig im Galaxienhaufen festhalten könnten. Da Cluster jedoch alte Sternensysteme umfassen, können sie keine kurzlebigen Einheiten sein. Daraus folgte, dass sich der Großteil der Masse im nicht beobachtbaren Medium befinden muss, dessen Strahlung fast oder vollständig fehlt. Ganz unabhängig davon wurde entdeckt, dass ein ähnliches Problem bei einzelnen Galaxien auftritt.

Das Prinzip zur Bestimmung der Massen von Galaxien ist recht einfach. Wenn sich die Objekte, aus denen die Galaxie besteht, nicht gegenseitig anziehen würden, würde ihre Bewegung mit den beobachteten Geschwindigkeiten innerhalb weniger hundert Millionen Jahre zur Zerstörung der Galaxie führen. Doch die Gravitationskräfte verhindern, dass Teile der Galaxie wegfliegen. Daher kann man durch die Messung der Bewegungsgeschwindigkeit von Gas oder Sternen herausfinden, wie die Materie in der Galaxie verteilt ist und welche Masse sie hat. Sei die Geschwindigkeit der Kreisrotation in der Scheibe der Galaxie in einiger Entfernung R von der Mitte ist gleich V. Dann die Masse M darin enthaltene Galaxie R, ist in erster Näherung gleich M(R) = V 2 R/G, Wo G– Gravitationskonstante. Dieser Ansatz ermöglicht es, die Masse einer Galaxie aus der bekannten Rotationskurve abzuschätzen und herauszufinden, wie sie in der Galaxie verteilt ist.

In den 1970er Jahren wurde entdeckt, dass die Form der Rotationskurven vieler Spiralgalaxien in großer Entfernung vom Zentrum deutlich von den Erwartungen abweicht. Die Rotationsgeschwindigkeiten im inneren Bereich der Galaxie nehmen mit der Entfernung zu R von der Mitte aus, ändern sich aber in der Regel ab einer gewissen Entfernung kaum mit R, bleibt auch am Rand der Scheibe hoch. Wenn die Galaxie nur aus gewöhnlichen (beobachtbaren!) Sternen und Gas bestünde, dann müsste die Rotationsgeschwindigkeit in den äußeren Regionen der Galaxie mit zunehmender Geschwindigkeit abnehmen R, ähnlich wie die Umlaufgeschwindigkeit der Planeten um die Sonne mit zunehmender Größe ihrer Umlaufbahnen abnimmt. Eine schnellere Rotation bedeutet eine höhere Masse der darin enthaltenen Materie angegebenen Radius. Daraus folgt, dass die Materiemasse in den äußeren Regionen von Galaxien höher sein sollte als erwartet. So entstand das Problem der verborgenen oder dunklen Masse in Galaxien. Wenn im inneren Bereich von Galaxien der relative Anteil der dunklen Masse gering ist, dann ist er umso größer, je weiter vom Zentrum entfernt. Aus indirekten Daten folgt, dass der Großteil der dunklen Masse nicht in der Scheibe, sondern in der kugelförmigen Komponente der Galaxien enthalten ist. Daher spricht man meist vom dunklen Halo der Galaxien.

In verschiedenen Spiralgalaxien und irregulären Galaxien ist der Massenanteil der Dunklen Materie unterschiedlich. In den meisten Fällen ist innerhalb der optischen Grenzen von Spiralgalaxien die Masse der unsichtbaren Materie vergleichbar mit der Gesamtmasse der „sichtbaren“ Materie: Sterne und Gas. Dunkle Materie setzt die Galaxie dort fort, wo kein Sternenlicht sichtbar ist. Es sind aber auch Galaxien bekannt, bei denen in allen Entfernungen vom Zentrum die dunkle Masse gegenüber der sichtbaren Masse überwiegt.

Basierend auf Beobachtungen der Röntgenemission von heißem Gas wurde eine unabhängige Schlussfolgerung über die Existenz dunkler Masse in elliptischen Galaxien gezogen. Seine Temperatur beträgt mehrere zehn Millionen Grad, und eine Galaxie, die aus gewöhnlichen Sternen besteht, wäre nicht in der Lage, solches Gas für längere Zeit zu enthalten.

Die Natur der dunklen Masse in Galaxien ist immer noch nicht ganz klar. Einige davon können mit massearmen Sternen oder Körpern in Verbindung gebracht werden, deren Masse zwischen Sternen und Planeten liegt. Ihre Strahlung ist nicht nachweisbar schwach und die Suche nach solchen Körpern stellt ein ernstes wissenschaftliches Problem dar. Körper mit geringer Masse können nur durch ihre Gravitationswirkung auf Lichtstrahlen entfernter Sterne erkannt werden, die sich versehentlich in einer geraden Linie mit einem dieser „dunklen“ Objekte befinden: Die Ablenkung der Lichtstrahlen im Gravitationsfeld des Objekts führt zu einer Kurzschluss- Begriff Aufhellung des Sterns (gravitativer Mikrolinseneffekt) .

Eine andere Richtung bei der Suche nach verborgener Masse ist mit dem Versuch verbunden, neue Elementarteilchen zu entdecken, die für diese dunkle Masse verantwortlich sind. Solche Teilchen müssen eine Ruhemasse ungleich Null haben und schwach mit gewöhnlicher Materie interagieren, was ihre Entdeckung erschwert. Die Gesamtmasse solcher Teilchen muss sehr groß sein; sie müssen die gesamte Galaxie ausfüllen und nicht nur das interstellare Medium, sondern auch Planeten und Sterne frei passieren. Es wird erwartet, dass die Geschwindigkeiten dieser Teilchen in Galaxien in etwa der Geschwindigkeit von Sternen entsprechen. Teilchen mit den erforderlichen Eigenschaften wurden bisher nicht mit Methoden der Laborphysik entdeckt, ihre Existenz wird jedoch im Rahmen der physikalischen Theorien der Elementarteilchen vorhergesagt. Ob sie den Großteil der Galaxien ausmachen können, muss durch weitere Forschung geklärt werden.

Die Natur spiralförmiger Äste.

Die meisten der beobachteten Galaxien mit hoher Leuchtkraft sind Spiralgalaxien. Ihre Spiraläste sind Strukturformationen in den rotierenden Gas-Stern-Scheiben von Galaxien. In den allermeisten Fällen erfolgt die Rotation von Galaxien in einer solchen Richtung, dass die äußeren Enden der Spiralen in ihrer Bewegung „hinterherhinken“ (die Spiralen scheinen sich zu verdrehen). Obwohl diese Form von Spiralen charakteristisch für Strukturen ist, die in den unterschiedlichsten rotierenden Medien entstehen, blieb die Natur von Spiralen in Galaxien lange Zeit unklar. Das Problem liegt vor allem darin, ihre Langlebigkeit zu erklären. Wie bereits erwähnt, rotieren die Scheiben von Galaxien nicht wie feste Körper: Ihre Winkelgeschwindigkeit nimmt mit der Entfernung vom Zentrum ab. Diese Art der Rotation sollte jegliche Strukturmuster der Scheibe strecken und „verschmieren“, so dass sie nicht einmal mehrere Umdrehungen der Galaxie überdauert. Trotz ihres hohen Alters werden jedoch in den meisten Scheibengalaxien Spiralarme beobachtet.

Aus beobachtender Sicht sind Spiralarme in Galaxien Regionen, die stärker hervorstechen hohe Helligkeit, und der Grund dafür ist hauptsächlich die Konzentration junger Sterne und Wolken aus ionisiertem Gas in ihnen, die ihren Ursprung auch jungen massereichen Sternen verdanken. Spiralzweige scheinen die Sternentstehung in der galaktischen Scheibe zu synchronisieren und stimulieren das Auftreten dichter Gaswolken und junger Sterne entlang der Zweige. Der Mechanismus einer solchen Synchronisation ist die Kompression des interstellaren Mediums in Spiralen. In den Filialen wird es tatsächlich beobachtet erhöhte Dichte alle Bestandteile des interstellaren Mediums – Gas, Staub, Magnetfeld, kosmische Strahlung.

Es stellte sich als viel schwieriger heraus, eine Zunahme der Dichte der alten Population der Sternscheibe in den Spiralarmen zu erkennen, die ihren Großteil ausmacht. Erst Beobachtungen im nahen Infrarotbereich ermöglichten den Nachweis, dass das Spiralmuster nicht nur Gas und junge Sterne, sondern in der Regel alle Bestandteile der Scheibe betrifft. Eine Erhöhung der Dichte der Scheibe im Bereich der Spiraläste stört deren Gravitationsfeld. Dies führt dazu, dass Sterne und Gaswolken in der Scheibe bei ihrer Bewegung unter dem Einfluss „überschüssiger“ Anziehungskräfte der Spiralen systematische Abweichungen von der Kreisrotation erfahren, ihre Geschwindigkeit entweder erhöhen oder verringern, und dies geschieht in solchen Fällen eine Art und Weise, dass das Spiralmuster während der Rotation der Galaxien nicht verschwimmt, sondern sich selbst erhält. Dieser koordinierte Prozess wird mathematisch als eine Dichtewelle beschrieben, die sich über die Scheibe ausbreitet. Das bedeutet, dass das Spiralmuster nicht an der Scheibe „klebt“, sondern sich mit seiner eigenen Winkelgeschwindigkeit bewegt, die in jeder Entfernung vom Zentrum der Galaxie gleich bleibt, und der Spiralzweig sich daher nicht schnell „verdrehen und verschmieren“ kann. In diesem Fall drehen sich die inneren Bereiche der Scheibe schneller als beim Spiralmuster und die äußeren Bereiche drehen sich langsamer. Der Radius, bei dem diese beiden Rotationsgeschwindigkeiten verglichen werden, wird als Corotationsradius bezeichnet. Seine Position in der Galaxie wird aus einer Analyse der Geschwindigkeiten von Sternen oder Gas bestimmt, die für eine große Anzahl lokaler Regionen der Scheibe gemessen werden.

Jeder Stern kann die Spiralarme während einer Umdrehung um das Zentrum der Galaxie mehrmals kreuzen. Bei Sternen treten solche Überschneidungen spurlos auf, es handelt sich jedoch um interstellares Gas kontinuierliches Medium, reagiert auf die Spiralwelle mit einem starken Dichteanstieg, der letztlich zu einer verstärkten Sternentstehung führt. Ohne Gas könnten sich die hellen Spiralarme von Galaxien nicht bilden.

Die Identifizierung der Mechanismen der Anregung und Aufrechterhaltung von Dichtewellenoszillationen in den Scheiben von Galaxien ist ein eigenständiges, recht komplexes Problem. Eine wichtige Rolle bei diesen Prozessen können Sternbarren spielen, die in den zentralen Regionen von SB-Galaxien existieren, sowie Satelliten und Nachbargalaxien, wodurch die Bewegung von Sternen und Gas in der galaktischen Scheibe durch ihr Gravitationsfeld gestört wird. Die Wellentheorie der Spiralen ermöglichte es, die in Galaxien beobachteten regelmäßigen Spiralmuster zu erklären. Die Gültigkeit der Wellenkonzepte wird durch eine Analyse der Geschwindigkeiten von Gas und Sternen in den Scheiben bestätigt. Doch in echten Galaxien ist die Situation meist deutlich komplizierter. Das Spiralmuster ist mathematisch fast nie korrekt; die Spiralstruktur ist oft in einzelne helle Punkte unterteilt. Manchmal bestehen sie teilweise oder vollständig aus kurzen Bogensegmenten, die nicht miteinander verbunden sind (in diesem Fall werden sie als Flockenspiralen bezeichnet). Dies spiegelt sowohl die komplexe Natur des Prozesses der Sternentstehung wider, der sich über die Scheibe ausbreitet, als auch die gleichzeitige Existenz von Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen und Amplituden in der Scheibe.

Galaxienkern

Der zentrale Bereich einer Galaxie, ihr Kern genannt, ist der dichteste Teil des Sternensystems. Im Bild der Galaxie fällt der Kern durch seine hohe Helligkeit auf. Kerne sind in allen Arten von Galaxien zu sehen, mit Ausnahme unregelmäßiger Galaxien und der meisten Zwerggalaxien. Zusätzlich zu den Sternen konzentrieren sich häufig interstellares Gas und zahlreiche Regionen junger Sterne in einem Umkreis von etwa tausend Lichtjahren um das galaktische Zentrum und bilden eine rotierende zirkumnukleare Scheibe.

Die überraschendste Eigenschaft der Kerne, die nicht allein durch die Anwesenheit gewöhnlicher Sterne und Gas im Kern erklärt werden kann, ist ihre Aktivität, die in einigen Prozent der Galaxien mit hoher Leuchtkraft ausgeprägt ist. In aktiven Kernen werden beobachtet instationäre Prozesse mit der Freisetzung großer Energiemengen verbunden. In einigen Fällen übersteigt die Energiefreisetzungsleistung im Kern 10 37 W, was mit der Gesamtstrahlungsleistung aller Sterne in der Galaxie zusammen vergleichbar ist oder diese übertrifft, obwohl sie normalerweise immer noch 1–2 Größenordnungen niedriger ist.

Die Form der Energiefreisetzung in Kernen sowie die beobachteten Aktivitätszeichen können unterschiedlich sein. Dies ist die schnelle Bewegung von Gas mit Geschwindigkeiten von Tausenden von km/s, starke nicht-thermische Strahlung nicht-stellarer Natur in verschiedenen Bereichen des Spektrums – von Röntgen bis Radio, die Bildung gerichteter Plasmastrahlen (Jets). , Emissionen hochenergetischer Elementarteilchen, die für die starke Radioemission der Galaxie verantwortlich sind. Gemeinsames Merkmal Aktive galaktische Kerne ist die Variabilität der Strahlung über einen weiten Bereich von Zeitintervallen: von mehreren Tagen oder sogar Stunden bis zu mehreren Jahren.

Galaxien mit aktiven Kernen werden üblicherweise in mehrere Typen eingeteilt. Man unterscheidet zwischen Seyfert-Galaxien, Radiogalaxien, Quasaren und Lacertiden. Die Manifestation nuklearer Aktivität in jedem dieser Galaxientypen weist ihre eigenen beobachtbaren Merkmale auf. Allerdings in allen Fällen die Quelle kraftvolle Energie Der Kern ist im Vergleich zur Größe der Galaxie winzig (deutlich weniger als ein Lichtjahr). Der „Kern“ einer solchen Quelle ist vermutlich ein supermassereiches Schwarzes Loch, auf das das zunächst verdünnte Medium in seiner Nähe fällt und dabei auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt (ein solches Medium kann das interstellare Gas der zirkumnuklearen Scheibe sein oder). Gas, das Teil von Sternen war, die durch das Gravitationsfeld des Schwarzen Lochs auseinandergerissen wurden). Diese Annahme wird durch die Entdeckung aller Arten massiver Objekte (anscheinend Schwarze Löcher) in den Kernen großer Galaxien bestätigt, die keine wahrnehmbare Strahlung aufweisen, aber ein sehr starkes Gravitationsfeld erzeugen. Ihre Massen reichen von mehreren Millionen bis zu mehreren Milliarden Sonnenmassen. Theoretisch kann die kinetische Energie fallender Materie, die ihr durch das Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs verliehen wird, zehnmal größer sein als die Energie, die thermonukleare Reaktionen in dieser Materie erzeugen können. Unter diesem Gesichtspunkt ist die Aktivität des Kerns mit verschiedenen Mechanismen zur Umwandlung der Energie fallender Materie in andere Formen verbunden. In diesem Fall kann sich der galaktische Kern in einem aktiven oder ruhigen Zustand befinden, abhängig vom Vorhandensein von Materieflüssen in das Schwarze Loch.

Der Kern unserer Galaxie befindet sich, wie auch unser benachbarter Andromedanebel, in einem relativ ruhigen Zustand, obwohl im Zentrum dieser Galaxien die Existenz von Objekten entdeckt wurde, bei denen es sich offenbar um massive Schwarze Löcher handelt. Die uns am nächsten gelegene Spiralgalaxie ist aktiver Kern– Seyfert-Galaxie NGC 1068, etwa 50 Millionen Lichtjahre entfernt. Jahre im Sternbild Cetus. Die nächste eigenartige elliptische Galaxie mit einem aktiven Kern ist die Radiogalaxie NGC 5128 im Sternbild Centaurus. Die Entfernung zu ihr ist um ein Vielfaches geringer.

GALAXYSYSTEME

Gruppen von Galaxien.

Galaxien werden oft in Paare, Tripletts und komplexere Gruppen eingeteilt. Einzelne oder, wie sie nicht ganz korrekt heißen, „isolierte“ Galaxien sind selten. Somit ist unsere Galaxie von einem System kleiner Satelliten umgeben, von denen die Großen und Kleinen Magellanschen Wolken die größten sind. Der Andromedanebel hat auch Satelliten. Alle diese Objekte sind wiederum Teil der Lokalen Galaxiengruppe mit einem Durchmesser von etwa 5 Millionen Lichtjahren, zu der mehrere Dutzend Galaxien (hauptsächlich Zwerggalaxien) gehören, wobei unsere Galaxie und der Andromedanebel die hellsten und massereichsten Mitglieder sind dieser Gruppe. Mehr als ein Dutzend ähnlicher Gruppen wurden im Umkreis von 30 Millionen Lichtjahren um die Lokale Gruppe entdeckt.

Tabelle 2. Große Galaxien lokale Gruppe

Tabelle 2. HAUPTGALAXIEN DER LOKALEN GRUPPE
			Sichtbar		Absolut
Galaxis	Typ	Dist. 1	Vel. 2	Durchm. 3	Leuchtkraft 4	Durchm. 5		Messe 6	M/L 7
die Milchstrasse	Sbc	–	–	–	14,5?	80?		200?	14?
BMO	Sm	0,15	0,6	12°	2,75	31		15	5,5
MMO	Smp	0,18	2,8	4°	0,52	13		3	5,8
M 31	Sb	2,10	4,4	3°	22,9	110		400	17
M 32	E2	2,10	9,1	4ў	0,21	2		1?	5?
M 33	Sc	2,20	6,3	1°	3,63	38		20	5,5
Bildhauer	E	0,35	9,2?	45ў	0,004	5		–	–
Backen	E	0,75	9,0	50ў	0,019	11		0,1?	5
NGC 205	E	2,10	8,8	11ў	0,27	6		–	–
NGC 6822	Ich bin	1,80	9,3	20º?	0,11?	7		–	–
IC 1613	Ich bin	2,10	9,9	20ў	0,076	10		–	–
1 Entfernung in Millionen Lichtjahren. 2 Scheinbare Helligkeit im blauen Licht. 3 Sichtbar Winkeldurchmesser in Grad oder Bogenminuten. 4 Absolute Leuchtkraft in Milliarden Solareinheiten. 5 Linearer Durchmesser in Tausenden von Lichtjahren. 6 Masse in Milliarden Solareinheiten. 7 Verhältnis von Masse zu Leuchtkraft in Solareinheiten.

Die Massen von Paaren, Gruppen und Tripletts von Galaxien werden aus der Differenz der Radialgeschwindigkeiten ihrer Mitglieder geschätzt, wobei davon ausgegangen wird, dass das Gravitationsfeld des Systems ausreichen sollte, um alle Galaxien zusammenzuhalten. Die so ermittelte Masse ist in der Regel größer als die Gesamtmasse aller sichtbaren Mitglieder der Gruppe. Diese Diskrepanz wird in Galaxiensystemen als „Problem der verborgenen Masse“ bezeichnet. Dieses Problem hängt mit dem Problem der verborgenen Masse in einzelnen Galaxien und ihren Clustern zusammen.

Galaxienhaufen.

Galaxiensysteme, die Hunderte oder Tausende einzelner Mitglieder enthalten, werden Galaxienhaufen genannt. Der nächstgelegene von ihnen befindet sich im Sternbild Jungfrau in einer Entfernung von mehr als 40 Millionen Lichtjahren. Sein scheinbarer Durchmesser beträgt etwa 12° (entspricht einem linearen Durchmesser von 8 Millionen Lichtjahren), und die hellsten Galaxien im Haufen sind als Objekte der 9. bis 10. Größe sichtbar. Elliptische und linsenförmige Galaxien konzentrieren sich darin zum Zentrum hin, und der Anteil spiralförmiger und unregelmäßiger Galaxien nimmt zur Peripherie hin zu. Noch weiter entfernt werden reichere Sternhaufen beobachtet, etwa der Riesenhaufen im Sternbild Coma Berenices, der etwa 300 Millionen Lichtjahre entfernt liegt. Normalerweise wird dieser Cluster einfach Coma genannt (sprich: Coma, von Coma Berenices – Veronicas Haar). Es enthält mehr als 10.000 Galaxien, von denen die Hälfte in einer zentralen Region mit einem Durchmesser von 1,5° konzentriert ist, was 8 Millionen Lichtjahren entspricht. 23

In reichen Coma-Haufen sind Galaxien stark zum Zentrum hin konzentriert, ähnlich wie die Sterne in elliptischen Galaxien. Im zentralen Teil des Haufens werden überwiegend elliptische und linsenförmige Galaxien beobachtet. Die Gesamtmasse der Riesenhaufen erreicht 10 14 Sonnenmassen. Diese Masse ist nur teilweise in Galaxien enthalten. Ein erheblicher Teil der Cluster-Materie ist heißes intergalaktisches Gas: Trotz der sehr geringe Dichte Gas (die Atomkonzentration beträgt nur 100–1000 Atome pro Kubikmeter), sein Leuchten in vielen Clustern wird zuverlässig von Röntgen-Weltraumteleskopen aufgezeichnet. Aber wie in vielen Galaxiengruppen und einzelnen Galaxien stammt der Großteil der Masse der Cluster nicht aus Sternen und Gas, sondern aus der sogenannten „dunklen Masse“, deren Strahlung nicht nachweisbar ist.

Nicht nur Galaxien, sondern auch Galaxienhaufen sind ungleichmäßig im Raum verteilt. Es sind ausgedehnte Gebiete bekannt, in denen die Häufigkeit des Auftretens von Galaxien und Galaxienhaufen fünf- bis zehnmal höher ist als im Durchschnitt. Manchmal werden solche Kondensationen Superhaufen genannt, sie können jedoch nicht als Cluster einer höheren Ebene betrachtet werden. Im Gegensatz zu gewöhnlichen Galaxienhaufen unterliegen sie keiner Gravitationskraft vernetzte Systeme und befinden sich in einem Zustand der kosmologischen Expansion. Zu dieser Art der Verdichtung gehört beispielsweise die längliche Region des Shapley-Superhaufens im Sternbild Centaurus. Die Entfernung zu ihm beträgt etwa 650 Millionen Lichtjahre und seine Ausdehnung übersteigt 60 Millionen Lichtjahre. Die Konzentration von Gruppen und kleinen Clustern in einer Entfernung von mehreren zehn Millionen Jahren um den Virgo-Cluster wird oft als lokaler Supercluster bezeichnet.

Die statistische Analyse der Verteilung einer großen Anzahl entfernter Cluster zeigt, dass ihre Gesamtheit eine Art Zellstruktur im Weltraum mit einer charakteristischen Zellgröße von 400–500 Millionen Lichtjahren bildet. Zu den Grenzen der Zellen hin nimmt die Konzentration von Galaxien und ihren Clustern zu und wird um ein Vielfaches höher als der Durchschnitt, aber innerhalb der Zellen können weite Räume praktisch frei von Galaxien mit hoher Leuchtkraft sein. Eine solche Struktur entstand im frühen, vorgalaktischen Stadium der Expansion des Universums unter dem Einfluss der Gravitationskräfte der Materie, die noch keine Zeit hatte, in einzelne Protogalaxien aufzubrechen.

Wechselwirkende Galaxien.

In Galaxienpaaren, -gruppen oder -haufen kommt es nicht selten zu nahen Begegnungen oder sogar Kollisionen einzelner Galaxien. In diesem Fall gilt in der Regel Gravitationskräfte zwischen sich nähernden Galaxien führen zu einer Verzerrung ihrer Formen, zum Auftreten eines gemeinsamen leuchtenden „Nebels“ einzelner Sterne, die die Galaxien verlassen haben, und zum Auftreten von Brücken oder langen Schweifen, die aus Gas und Sternen bestehen, die gezielt aus den Galaxien ausgestoßen werden. Systeme solcher Galaxien werden als interagierend bezeichnet (Der Begriff wurde von B.A. Vorontsov-Velyaminov eingeführt, der als erster diese Objekte systematisch untersuchte). Computermodellierung zeigten, dass die meisten Formen wechselwirkender Galaxien auf natürliche Weise durch ihren gegenseitigen Gravitationseinfluss erklärt werden können. Durch Auswahl der Größe und Richtung der relativen Geschwindigkeiten von Galaxien, ihrer Massen und des Abstands zwischen ihnen ist es möglich, die beobachteten Merkmale wechselwirkender Galaxien zu simulieren, einschließlich der Entwicklung von Schweifen und Balken als Ergebnis der Konvergenz zweier Systeme. Mit jeder Annäherung von Galaxien in Gruppen oder Paaren verlieren sie einen Teil ihrer Energie Orbitalbewegung und bei jedem weiteren Treffen sollten sich alle nähern engerer Freund zum Freund. Das letzte Stadium eines solchen Prozesses wird unweigerlich die gegenseitige Durchdringung der Galaxien und ihre Verschmelzung zu einem System sein, aber dies kann viele Milliarden Jahre dauern.

Die Auswirkungen der Wechselwirkung beschränken sich nicht nur auf die Verzerrung von Formen oder das Auftreten langer Materieemissionen. Insbesondere können sie die Art der Bewegung von interstellarem Gas in den Scheiben von Galaxien stark beeinflussen, das Auftreten großräumiger Stoßwellen verursachen und zu einem starken Anstieg der Sternentstehungsrate in einer oder beiden Galaxien führen Umverteilung von Gas in ihnen und sogar zu einem Anstieg der nuklearen Aktivität. Besonders starke Effekte treten auf, wenn sich Galaxien durchdringen oder ein kleiner Satellit in eine Riesengalaxie fällt. Im letzteren Fall müsste sich der Satellit, wie Berechnungen zeigen, spiralförmig auf den galaktischen Kern zubewegen und dabei schnell kollabieren. Insbesondere das Vorhandensein von Gas- und Staubscheiben in einigen elliptischen Galaxien (einschließlich der oben erwähnten Radiogalaxie NGC 5128) steht offenbar im Zusammenhang mit der Zerstörung gasreicher Satelliten, die einst von der Galaxie eingefangen wurden.

Wenn es von einem ausreichend massereichen Satelliten absorbiert wird oder zwei Galaxien mit vergleichbarer Masse verschmelzen, kann es sich ändern Interne Struktur und selbst morphologischer Typ Galaxien. Die Verschmelzung von Galaxien und die Absorption kleiner Satelliten durch sie - wichtiges Merkmal Entwicklung von Galaxien aller Art. In unserer Galaxie gibt es auch Spuren der Zerstörung der von ihr erfassten Sternensysteme, und einer der Zwergsatelliten, der erst vor relativ kurzer Zeit in die Galaxie eingedrungen ist und noch keine Zeit zum Zusammenbruch hatte, wird in der Nähe der Ebene der Galaxie beobachtet auf der anderen Seite seines Zentrums, im Sternbild Schütze.

Anatoly Zasov

Literatur:

Baade V. Ursprung und Entwicklung von Sternen und Galaxien. M.: Mir, 1966
Hoyle F. Galaxien, Kerne, Quasare. M.: Mir, 1968
Ursprung und Entwicklung von Galaxien und Sternen. – Hrsg. S. B. Pikelner. M.: Nauka, 1976
Vorontsov-Velyaminov B.A. Extragalaktische Astronomie . M.: Nauka, 1978
Mitton S. Erforschung der Galaxie. M.: Mir, 1980
Agekyan T.A. Sterne, Galaxien, Metagalaxie. M.: Nauka, 1981
Tayler R.J. Galaxien: Struktur und Entwicklung. M.: Mir, 1981
Marochnik L.S., Suchkov A.A. Galaxis. M.: Nauka, 1984
Gurevich L.E., Chernin A.D. Ursprung von Galaxien und Sternen. Wissenschaft, 1987
Suchkov A.A. Galaxien vertraut und geheimnisvoll. M.: Nauka, 1988
Hodge P. Galaxien. M.: Nauka, 1992
Zasov A.V. Physik der Galaxien. M.: Verlag der Moskauer Staatlichen Universität, 1993
Surdin V.G. Die Geburt der Sterne. M.: URSS, 2001
Efremov Yu.N. In die Tiefen des Universums. M.: URSS, 2003