نزدیکترین همسایه به کهکشان ما نام دارد. کدام کهکشان نزدیکتر است؟ فاصله بین کهکشان ها

کهکشان ها، «سحابی های فرا کهکشانی» یا «جهان های جزیره ای»، منظومه های ستاره ای غول پیکری هستند که حاوی گاز و غبار بین ستاره ای نیز هستند. منظومه شمسی بخشی از کهکشان ما است - کهکشان راه شیری. تمام فضای بیرونی، به اندازه ای که قوی ترین تلسکوپ ها بتوانند به آن نفوذ کنند، پر از کهکشان ها است. ستاره شناسان حداقل یک میلیارد از آنها را شمارش می کنند. نزدیکترین کهکشان در فاصله حدود 1 میلیون سال نوری از ما قرار دارد. سال (10 19 کیلومتر) و دورترین کهکشان های ثبت شده توسط تلسکوپ ها میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند. مطالعه کهکشان ها یکی از جاه طلبانه ترین کارها در نجوم است.

مرجع تاریخیدرخشان‌ترین و نزدیک‌ترین کهکشان‌های خارجی به ما - ابرهای ماژلانی - در نیمکره جنوبی آسمان با چشم غیرمسلح قابل مشاهده هستند و در قرن یازدهم برای اعراب شناخته شده‌اند، و همچنین درخشان‌ترین کهکشان در نیمکره شمالی - سحابی بزرگ در آندرومدا با کشف مجدد این سحابی در سال 1612 با استفاده از تلسکوپ توسط ستاره شناس آلمانی S. Marius (1570-1624)، مطالعه علمی کهکشان ها، سحابی ها و خوشه های ستاره ای آغاز شد. بسیاری از سحابی ها توسط ستاره شناسان مختلف در قرن 17 و 18 کشف شد. سپس آنها را ابرهای گاز درخشان در نظر گرفتند.

ایده سیستم های ستاره ای فراتر از کهکشان اولین بار توسط فیلسوفان و ستاره شناسان قرن 18 مورد بحث قرار گرفت: E. Swedenborg (1688-1772) در سوئد، T. Wright (1711-1786) در انگلستان، I. Kant (1724-1724) 1804) در پروس، I. Lambert (1728-1777) در آلزاس و W. Herschel (1738-1822) در انگلستان. با این حال، تنها در ربع اول قرن بیستم. وجود "جهان های جزیره ای" به طور واضح به لطف کار ستاره شناسان آمریکایی G. Curtis (1872-1942) و E. Hubble (1889-1953) ثابت شد. آنها ثابت کردند که فاصله تا درخشان‌ترین و در نتیجه نزدیک‌ترین «سحابی‌های سفید» به طور قابل‌توجهی از اندازه کهکشان ما بیشتر است. در طول دوره 1924 تا 1936، هابل مرزهای تحقیقات کهکشانی را از منظومه های مجاور تا مرز تلسکوپ 2.5 متری در رصدخانه کوه ویلسون پیش برد. تا چند صد میلیون سال نوری.

هابل در سال 1929 رابطه بین فاصله تا کهکشان و سرعت حرکت آن را کشف کرد. این رابطه، قانون هابل، به پایه رصدی کیهان شناسی مدرن تبدیل شده است. پس از پایان جنگ جهانی دوم، مطالعه فعال کهکشان ها با کمک تلسکوپ های بزرگ جدید با تقویت کننده های نور الکترونیکی، ماشین های اندازه گیری خودکار و کامپیوترها آغاز شد. کشف گسیل رادیویی از ما و کهکشان های دیگر فرصت جدیدی برای مطالعه کیهان فراهم کرد و منجر به کشف کهکشان های رادیویی، اختروش ها و دیگر مظاهر فعالیت در هسته کهکشان ها شد. مشاهدات برون جوی از موشک‌ها و ماهواره‌های ژئوفیزیکی، تشخیص انتشار پرتو ایکس از هسته‌های کهکشان‌های فعال و خوشه‌های کهکشانی را ممکن کرده است.

برنج. 1. طبقه بندی کهکشان ها بر اساس هابل

اولین کاتالوگ "سحابی ها" در سال 1782 توسط ستاره شناس فرانسوی چارلز مسیه (1730-1817) منتشر شد. این فهرست شامل خوشه‌های ستاره‌ای و سحابی‌های گازی کهکشان ما و همچنین اجرام برون‌کهکشانی است. شماره اشیاء مسیه هنوز هم امروزه استفاده می شود. به عنوان مثال، مسیه 31 (M 31) سحابی معروف آندرومدا، نزدیکترین کهکشان بزرگ مشاهده شده در صورت فلکی آندرومدا است.

یک بررسی سیستماتیک از آسمان که توسط دبلیو هرشل در سال 1783 آغاز شد، او را به کشف چندین هزار سحابی در آسمان شمالی سوق داد. این کار توسط پسرش جی. هرشل (1792-1871) که مشاهداتی در نیمکره جنوبی در دماغه امید خوب (1834-1838) انجام داد و در سال 1864 منتشر شد ادامه یافت. دایرکتوری عمومی 5 هزار سحابی و خوشه ستاره ای. در نیمه دوم قرن نوزدهم. اشیاء تازه کشف شده به این اشیاء اضافه شدند و جی درایر (1852-1926) در سال 1888 منتشر کرد. فهرست مشترک جدید (کاتالوگ عمومی جدید – NGC) از جمله 7814 شی. با انتشار در 1895 و 1908 از دو اضافی فهرست دایرکتوری(IC) تعداد سحابی ها و خوشه های ستاره ای کشف شده از 13 هزار فراتر رفته است. بنابراین، سحابی آندرومدا M 31 یا NGC 224 نامگذاری شده است. فهرستی جداگانه از 1249 کهکشان درخشان تر از قدر سیزدهم، بر اساس یک بررسی عکاسی از آسمان، توسط H. Shapley و A. Ames از رصدخانه هاروارد در سال 1932 تهیه شد. .

این اثر با چاپ اول (1964)، دوم (1976) و سوم (1991) به طور قابل توجهی گسترش یافت. کاتالوگ انتزاعی از کهکشان های درخشان J. de Vaucouleurs و همکاران. کاتالوگ های گسترده تر، اما با جزئیات کمتر بر اساس مشاهده صفحات تصویربرداری آسمان در دهه 1960 توسط F. Zwicky (1898-1974) در ایالات متحده آمریکا و B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) در اتحاد جماهیر شوروی منتشر شد. آنها حاوی حدود 30 هزار کهکشان تا قدر 15. بررسی مشابهی از آسمان جنوبی اخیرا با استفاده از دوربین 1 متری اشمیت رصدخانه جنوبی اروپا در شیلی و دوربین 1.2 متری اشمیت بریتانیا در استرالیا تکمیل شد.

تعداد زیادی کهکشان کم نورتر از قدر 15 وجود دارد که نمی توان فهرستی از آنها تهیه کرد. در سال 1967، نتایج شمارش کهکشان‌های درخشان‌تر از قدر 19 (شمال انحراف 20)، که توسط سی. شین و ک. ویرتانن با استفاده از صفحات اختر نگار 50 سانتی‌متری رصدخانه لیک انجام شد، منتشر شد. تقریباً چنین کهکشانی وجود داشت. 2 میلیون، بدون احتساب آنهایی که توسط نوار غبار وسیع کهکشان راه شیری از ما پنهان شده است. و در سال 1936، هابل در رصدخانه مونت ویلسون تعداد کهکشان ها را تا قدر 21 در چندین ناحیه کوچک که به طور مساوی در سراسر کره آسمانی توزیع شده اند (شمال انحراف 30 ) شمارش کرد. بر اساس این داده ها، در کل آسمان بیش از 20 میلیون کهکشان روشن تر از قدر 21 وجود دارد.

طبقه بندی.کهکشان هایی با اشکال، اندازه ها و درخشندگی های مختلف وجود دارد. برخی از آنها منزوی هستند، اما اکثر آنها همسایگان یا ماهواره هایی دارند که بر آنها تأثیر گرانشی دارند. به عنوان یک قاعده، کهکشان ها ساکت هستند، اما کهکشان های فعال اغلب یافت می شوند. در سال 1925 هابل طبقه بندی کهکشان ها را بر اساس شکل ظاهری آنها پیشنهاد کرد. بعدها توسط هابل و شپلی، سپس ساندج و در نهایت Vaucouleurs پالایش شد. تمام کهکشان های موجود در آن به 4 نوع بیضوی، عدسی شکل، مارپیچی و نامنظم تقسیم می شوند.

بیضوی(E) کهکشان ها در عکس ها شکل بیضی بدون مرزهای تیز و جزئیات واضح دارند. روشنایی آنها به سمت مرکز افزایش می یابد. اینها بیضی های دوار متشکل از ستاره های قدیمی هستند. شکل ظاهری آنها به جهت گیری به سمت خط دید ناظر بستگی دارد. هنگام مشاهده لبه روی، نسبت طول محورهای کوتاه و بلند بیضی به  5/10 می رسد (نشان داده شده است E5).

برنج. 2. گلکسی بیضوی ESO 325-G004

عدسی شکل(Lیا اس 0) کهکشان ها شبیه کهکشان های بیضوی هستند، اما، علاوه بر جزء کروی، دارای یک قرص استوایی نازک و به سرعت در حال چرخش هستند که گاه ساختارهای حلقه ای شکلی مانند حلقه های زحل دارد. کهکشان های لبه ای و عدسی شکل مشاهده شده فشرده تر از کهکشان های بیضی شکل به نظر می رسند: نسبت محورهای آنها به 2/10 می رسد.

برنج. 2. کهکشان دوکی (NGC 5866)، یک کهکشان عدسی شکل در صورت فلکی دراکو.

مارپیچ(اس) کهکشان ها نیز از دو جزء تشکیل شده اند - کروی و تخت، اما با ساختار مارپیچی کم و بیش توسعه یافته در دیسک. در امتداد دنباله ای از انواع فرعی سا, Sb, Sc, SD(از مارپیچ های "اوایل" تا "دیر")، بازوهای مارپیچی ضخیم تر، پیچیده تر و کمتر پیچ خورده می شوند، و کروی (تراکم مرکزی، یا برآمدگی) کاهش می دهد. کهکشان های مارپیچی لبه دار بازوهای مارپیچی قابل مشاهده ندارند، اما نوع کهکشان را می توان با روشنایی نسبی برآمدگی و دیسک تعیین کرد.

برنج. 2.نمونه ای از کهکشان مارپیچی، کهکشان چرخ دنده (Messier 101 یا NGC 5457)

غلط(من) کهکشان ها دو نوع اصلی هستند: نوع ماژلانی، یعنی. ابرهای ماژلانی را تایپ کنید و دنباله مارپیچ ها را ادامه دهید اسمقبل از من هستم، و از نوع غیر ماژلانی من 0، داشتن خطوط گرد و غبار تاریک آشفته در بالای ساختار کروی یا دیسکی مانند یک عدسی شکل یا مارپیچ اولیه.

برنج. 2. NGC 1427A، نمونه ای از کهکشان نامنظم.

انواع Lو اسبسته به وجود یا عدم وجود ساختار خطی که از مرکز عبور می کند و دیسک را قطع می کند به دو خانواده و دو نوع تقسیم می شود. بار، و همچنین یک حلقه متقارن مرکزی.

برنج. 2.مدل کامپیوتری کهکشان راه شیری.

برنج. 1. NGC 1300، نمونه ای از کهکشان مارپیچی میله ای.

برنج. 1. طبقه بندی سه بعدی کهکشان ها. انواع اصلی: E، L، S، Iبه ترتیب از Eقبل از من هستم; خانواده های معمولی آو عبور کرد ب; نوع سو r. نمودارهای دایره ای زیر مقطعی از پیکربندی اصلی در ناحیه کهکشان های مارپیچی و عدسی شکل است.

برنج. 2. خانواده های اصلی و انواع مارپیچ هادر مقطع پیکربندی اصلی در منطقه Sb.

طرح‌های طبقه‌بندی دیگری برای کهکشان‌ها بر اساس جزئیات مورفولوژیکی دقیق‌تر وجود دارد، اما طبقه‌بندی عینی بر اساس اندازه‌گیری‌های فتومتریک، سینماتیک و رادیویی هنوز ایجاد نشده است.

ترکیب. دو جزء ساختاری - یک کروی و یک دیسک - منعکس کننده تفاوت در جمعیت ستاره ای کهکشان ها هستند که در سال 1944 توسط ستاره شناس آلمانی W. Baade (1893-1960) کشف شد.

جمعیت Iموجود در کهکشان های نامنظم و بازوهای مارپیچی، شامل غول های آبی و ابرغول های کلاس های طیفی O و B، ابرغول های قرمز از کلاس های K و M، و گاز و غبار بین ستاره ای با مناطق درخشان هیدروژن یونیزه شده است. همچنین شامل ستاره های دنباله اصلی کم جرم است که در نزدیکی خورشید قابل مشاهده هستند اما در کهکشان های دور قابل تشخیص نیستند.

جمعیت IIموجود در کهکشان های بیضی شکل و عدسی شکل، و همچنین در نواحی مرکزی مارپیچی ها و در خوشه های کروی، شامل غول های قرمز از کلاس G5 تا K5، زیرغول ها و احتمالاً زیرکوتوله ها است. سحابی های سیاره ای در آن یافت می شود و طغیان نواها مشاهده می شود (شکل 3). در شکل شکل 4 رابطه بین انواع طیفی (یا رنگ) ستاره ها و درخشندگی آنها را برای جمعیت های مختلف نشان می دهد.

برنج. 3. جمعیت ستاره. عکسی از کهکشان مارپیچی، سحابی آندرومدا، نشان می‌دهد که غول‌های آبی و ابرغول‌های جمعیت I در قرص آن متمرکز شده‌اند و بخش مرکزی آن از ستارگان قرمز جمعیت II تشکیل شده است. ماهواره های سحابی آندرومدا نیز قابل مشاهده هستند: کهکشان NGC 205 ( در پایین) و M 32 ( بالا سمت چپ). درخشان ترین ستاره های این عکس متعلق به کهکشان ماست.

برنج. 4. نمودار هرزسپرانگ-راسل، که رابطه بین نوع طیفی (یا رنگ) و درخشندگی ستارگان انواع مختلف را نشان می دهد. I: ستارگان جوان جمعیت I، نمونه بازوهای مارپیچی. II: ستارگان مسن جمعیت I. III: ستارگان قدیمی جمعیت II، نمونه ای از خوشه های کروی و کهکشان های بیضی شکل.

در ابتدا تصور می‌شد که کهکشان‌های بیضوی فقط دارای جمعیت II و کهکشان‌های نامنظم فقط جمعیت I هستند. با این حال، مشخص شد که کهکشان‌ها معمولاً حاوی ترکیبی از دو جمعیت ستاره‌ای به نسبت‌های مختلف هستند. تجزیه و تحلیل دقیق جمعیت فقط برای چند کهکشان نزدیک امکان پذیر است، اما اندازه گیری رنگ و طیف منظومه های دور نشان می دهد که تفاوت در جمعیت های ستاره ای آنها ممکن است بیشتر از آن چیزی باشد که Baade تصور می کرد.

فاصله. اندازه گیری فاصله تا کهکشان های دور بر اساس مقیاس مطلق فاصله تا ستاره های کهکشان ما است. به چندین روش نصب می شود. اساسی ترین روش پارالکس های مثلثاتی است که تا فواصل 300 sv معتبر است. سال ها. روش های باقی مانده غیر مستقیم و آماری هستند. آنها بر اساس مطالعه حرکات مناسب، سرعت شعاعی، روشنایی، رنگ و طیف ستاره ها هستند. بر اساس آنها مقادیر مطلق New و متغیرهای نوع RR Lyra و  Cepheus، که نشانگر اصلی فاصله تا نزدیکترین کهکشان‌هایی هستند که در آنجا قابل مشاهده هستند. خوشه‌های کروی، درخشان‌ترین ستاره‌ها و سحابی‌های انتشاری این کهکشان‌ها به شاخص‌های ثانویه تبدیل می‌شوند و تعیین فاصله تا کهکشان‌های دورتر را ممکن می‌سازند. در نهایت، قطر و درخشندگی خود کهکشان ها به عنوان شاخص های درجه سوم استفاده می شوند. به عنوان اندازه گیری فاصله، اخترشناسان معمولاً از تفاوت بین قدر ظاهری یک جسم استفاده می کنند مترو قدر مطلق آن م; این مقدار ( m–M) "مدول فاصله ظاهری" نامیده می شود. برای پی بردن به فاصله واقعی، باید برای جذب نور توسط غبار بین ستاره ای تصحیح شود. در این حالت، خطا معمولاً به 10-20٪ می رسد.

مقیاس فاصله برون کهکشانی هر از چند گاهی بازبینی می‌شود، به این معنی که سایر پارامترهای کهکشان‌ها که به فاصله بستگی دارند نیز تغییر می‌کنند. روی میز 1 دقیق ترین فاصله را تا نزدیکترین گروه کهکشان های امروزی نشان می دهد. تا کهکشان های دورتر، که میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند، بر اساس جابجایی به سرخ آنها با دقت پایینی تخمین زده می شود. زیر را ببینید: ماهیت انتقال به سرخ).

درخشندگی.اندازه گیری روشنایی سطح یک کهکشان، درخشندگی کل ستاره های آن را در واحد سطح نشان می دهد. تغییر در درخشندگی سطح با فاصله از مرکز، ساختار کهکشان را مشخص می کند. سیستم های بیضوی، به عنوان منظم ترین و متقارن ترین، با جزئیات بیشتری نسبت به سایرین مورد مطالعه قرار گرفته اند. به طور کلی، آنها با یک قانون درخشندگی منفرد توصیف می شوند (شکل 5، آ):

برنج. 5. توزیع درخشندگی کهکشان ها. آ- کهکشان های بیضوی (لگاریتم روشنایی سطح بسته به ریشه چهارم شعاع کاهش یافته نشان داده می شود. r/rه) 1/4، جایی که r- فاصله از مرکز، و r e شعاع مؤثری است که نیمی از درخشندگی کل کهکشان در آن قرار دارد. ب– کهکشان عدسی شکل NGC 1553؛ V- سه کهکشان مارپیچی معمولی (قسمت بیرونی هر خط مستقیم است که نشان دهنده وابستگی نمایی درخشندگی به فاصله است).

داده های مربوط به سیستم های عدسی به آن اندازه کامل نیستند. پروفیل های درخشندگی آنها (شکل 5، ب) با مشخصات کهکشان های بیضوی متفاوت است و دارای سه ناحیه اصلی است: هسته، عدسی و پوشش. به نظر می رسد این سیستم ها حد واسط بین بیضی و مارپیچی هستند.

مارپیچ ها بسیار متنوع هستند، ساختار آنها پیچیده است و قانون واحدی برای توزیع درخشندگی آنها وجود ندارد. با این حال، به نظر می رسد که برای مارپیچ های ساده دور از هسته، درخشندگی سطح دیسک به طور تصاعدی به سمت حاشیه کاهش می یابد. اندازه‌گیری‌ها نشان می‌دهد که درخشندگی بازوهای مارپیچی به اندازه‌ای که هنگام تماشای عکس‌های کهکشان‌ها به نظر می‌رسد، نیست. بازوها در نور آبی بیش از 20٪ به درخشندگی دیسک اضافه نمی کنند و در نور قرمز به میزان قابل توجهی کمتر می شوند. سهم در درخشندگی از برآمدگی کاهش می یابد سابه SD(شکل 5، V).

با اندازه گیری قدر ظاهری کهکشان مترو تعیین مدول فاصله آن ( m–M) مقدار مطلق را محاسبه کنید م. درخشان ترین کهکشان ها، به استثنای اختروش ها، م 22، یعنی. درخشندگی آنها تقریباً 100 میلیارد بار بیشتر از درخشندگی خورشید است. و کوچکترین کهکشان ها م10، یعنی. درخشندگی تقریبا 10 6 خورشیدی. توزیع تعداد کهکشان ها بر اساس مکه "تابع درخشندگی" نامیده می شود، یک ویژگی مهم جمعیت کهکشانی جهان است، اما تعیین دقیق آن آسان نیست.

برای کهکشان‌هایی که با قدر محدود محدود انتخاب شده‌اند، تابع درخشندگی هر نوع به‌طور جداگانه از Eقبل از Scتقریباً گوسی (زنگ شکل) با مقدار مطلق متوسط ​​در پرتوهای آبی م متر= 18.5 و پراکندگی  0.8 (شکل 6). اما کهکشان های نوع متأخر از SDقبل از من هستمو کوتوله های بیضوی کم نورتر هستند.

برای نمونه کاملی از کهکشان ها در حجم معینی از فضا، به عنوان مثال در یک خوشه، تابع درخشندگی به شدت با کاهش درخشندگی افزایش می یابد، به عنوان مثال. تعداد کهکشان های کوتوله چندین برابر تعداد کهکشان های غول پیکر است

برنج. 6. تابع درخشندگی کهکشان. آ- نمونه روشن تر از یک مقدار قابل مشاهده محدود است. ب- یک نمونه کامل در یک فضای بزرگ مشخص. به تعداد زیاد سیستم های کوتوله با مب< -16.

اندازه. از آنجایی که چگالی و درخشندگی ستاره‌ای کهکشان‌ها به تدریج به سمت بیرون کاهش می‌یابد، مسئله اندازه آن‌ها در واقع به توانایی‌های تلسکوپ و توانایی آن در برجسته کردن درخشش ضعیف مناطق بیرونی کهکشان در برابر درخشش آسمان شب بستگی دارد. فن آوری مدرن امکان ثبت مناطقی از کهکشان ها با روشنایی کمتر از 1٪ از روشنایی آسمان را فراهم می کند. این حدود یک میلیون بار کمتر از روشنایی هسته‌های کهکشانی است. طبق این ایزووفوت (خط روشنایی برابر)، قطر کهکشان ها از چندین هزار سال نوری برای سیستم های کوتوله تا صدها هزار برای کهکشان های غول پیکر متغیر است. به عنوان یک قاعده، قطر کهکشان ها به خوبی با درخشندگی مطلق آنها ارتباط دارد.

کلاس و رنگ طیفی.اولین طیف نگاری کهکشان - سحابی آندرومدا، که در رصدخانه پوتسدام در سال 1899 توسط یو (1858-1913) به دست آمد، با خطوط جذبی آن شبیه به طیف خورشید است. تحقیقات گسترده در مورد طیف کهکشان ها با ایجاد طیف نگارهای "سریع" با پراکندگی کم (200-400 / میلی متر) آغاز شد. بعداً استفاده از تقویت‌کننده‌های الکترونیکی روشنایی تصویر امکان افزایش پراکندگی به 20-100/mm را فراهم کرد. مشاهدات مورگان در رصدخانه یرکس نشان داد که علیرغم ترکیب پیچیده ستاره ای کهکشان ها، طیف آنها معمولاً به طیف ستارگان یک طبقه خاص نزدیک است. آقبل از کو همبستگی قابل توجهی بین طیف و نوع مورفولوژیکی کهکشان وجود دارد. به طور معمول، طیف کلاس آکهکشان های نامنظم دارند من هستمو مارپیچ ها اسمو SD. کلاس طیف A-Fدر مارپیچ ها SDو Sc. انتقال از Scبه Sbهمراه با تغییر در طیف از افبه F-Gو مارپیچ ها Sbو سا، سیستم های عدسی و بیضوی دارای طیف هستند جیو ک. درست است، بعداً معلوم شد که تابش کهکشان های کلاس طیفی آدر واقع از مخلوطی از نور ستارگان غول پیکر از طبقات طیفی تشکیل شده است بو ک.

علاوه بر خطوط جذبی، بسیاری از کهکشان ها دارای خطوط انتشار قابل مشاهده هستند، مانند سحابی های نشر کهکشان راه شیری. اینها معمولاً خطوط هیدروژنی سری Balmer هستند، به عنوان مثال، H  بر  6563، دوتایی نیتروژن یونیزه (N II) در  6548 و 6583 و گوگرد (S II) در  6717 و 6731، اکسیژن یونیزه (O II) روشن است  3726 و 3729 و اکسیژن یونیزه مضاعف (O III) در  4959 و 5007. شدت خطوط انتشار معمولاً با مقدار گاز و ستاره های ابرغول در قرص کهکشان ها همبستگی دارد: این خطوط در کهکشان های بیضوی و عدسی شکل وجود ندارند یا بسیار ضعیف هستند، اما در کهکشان های مارپیچی و نامنظم تقویت می شوند - از سابه من هستم. علاوه بر این، شدت خطوط انتشار عناصر سنگین‌تر از هیدروژن (N, O, S) و احتمالاً فراوانی نسبی این عناصر از هسته تا پیرامون کهکشان‌های دیسکی کاهش می‌یابد. برخی از کهکشان ها دارای خطوط انتشار غیرمعمول قوی در هسته خود هستند. در سال 1943، K. Seyfert نوع خاصی از کهکشان را با خطوط هیدروژنی بسیار گسترده در هسته ها کشف کرد که نشان دهنده فعالیت بالای آنها است. درخشندگی این هسته ها و طیف آنها در طول زمان تغییر می کند. به طور کلی، هسته‌های کهکشان‌های سیفرت شبیه به اختروش‌ها هستند، البته نه به اندازه‌ای قدرتمند.

در طول توالی مورفولوژیکی کهکشان ها، شاخص انتگرال رنگ آنها تغییر می کند ( B–V) یعنی تفاوت بین قدر یک کهکشان به رنگ آبی بو زرد Vاشعه ها میانگین شاخص رنگ انواع اصلی کهکشان ها به شرح زیر است:

در این مقیاس، 0.0 مربوط به سفید، 0.5 به زرد، و 1.0 به مایل به قرمز است.

نورسنجی دقیق معمولاً نشان می‌دهد که رنگ یک کهکشان از هسته‌ای به لبه دیگر متفاوت است، که نشان‌دهنده تغییر در ترکیب ستاره‌ها است. اکثر کهکشان ها در نواحی بیرونی خود آبی تر از هسته خود هستند. این در مارپیچ ها بسیار بیشتر از بیضوی ها قابل توجه است، زیرا قرص های آن ها حاوی تعداد زیادی ستاره آبی جوان است. کهکشان های نامنظم، که معمولا فاقد هسته هستند، اغلب در مرکز آبی تر از لبه هستند.

چرخش و جرم.چرخش کهکشان حول محوری که از مرکز می گذرد منجر به تغییر در طول موج خطوط در طیف آن می شود: خطوط از مناطق کهکشان که به ما نزدیک می شوند به قسمت بنفش طیف و از مناطق عقب نشینی به سمت قرمز تغییر می کنند. (شکل 7). طبق فرمول داپلر، تغییر نسبی در طول موج خط  است  / = V r /ج، جایی که جسرعت نور است و V r- سرعت شعاعی، یعنی جزء سرعت منبع در امتداد خط دید دوره های چرخش ستارگان در اطراف مراکز کهکشان ها صدها میلیون سال است و سرعت حرکت مداری آنها به 300 کیلومتر بر ثانیه می رسد. معمولا سرعت چرخش دیسک به حداکثر مقدار خود می رسد ( V م) در فاصله ای از مرکز ( r م، و سپس کاهش می یابد (شکل 8). نزدیک کهکشان ما V م= 230 کیلومتر بر ثانیه در فاصله r م= 40 هزار خیابان سال از مرکز:

برنج. 7. خطوط طیفی کهکشان، چرخش حول یک محور ن، هنگامی که شکاف طیف نگار در امتداد محور قرار گرفته است ab. خطی از لبه عقب نشینی کهکشان ( ب) به سمت قرمز (R) و از لبه نزدیک ( آ) – به ماوراء بنفش (UV).

برنج. 8. منحنی چرخش کهکشان. سرعت چرخش V r به حداکثر مقدار می رسد V M در فاصله آر M از مرکز کهکشان و سپس به آرامی کاهش می یابد.

خطوط جذب و خطوط نشر در طیف کهکشان‌ها شکل یکسانی دارند، بنابراین ستاره‌ها و گاز موجود در دیسک با سرعت یکسان در یک جهت می‌چرخند. هنگامی که با موقعیت خطوط غبار تاریک در دیسک، می توانیم بفهمیم که کدام لبه کهکشان به ما نزدیک تر است، می توانیم جهت پیچش بازوهای مارپیچی را دریابیم: در همه کهکشان های مورد مطالعه آنها عقب مانده اند، یعنی: با دور شدن از مرکز، بازو در جهت مخالف جهت چرخش خم می شود.

تجزیه و تحلیل منحنی چرخش به ما اجازه می دهد تا جرم کهکشان را تعیین کنیم. در ساده ترین حالت، با معادل سازی نیروی گرانش با نیروی گریز از مرکز، جرم کهکشان را در داخل مدار ستاره به دست می آوریم: م = rV r 2 /جی، جایی که جی- ثابت گرانش تجزیه و تحلیل حرکت ستارگان محیطی به فرد اجازه می دهد تا جرم کل را تخمین بزند. کهکشان ما جرمی تقریباً دارد. 210 11 جرم خورشید، برای سحابی آندرومدا 410 11، برای ابر ماژلانی بزرگ - 1510 9. جرم کهکشان های دیسک تقریباً متناسب با درخشندگی آنها است ( L) پس رابطه M/Lآنها تقریباً یکسان هستند و برای درخشندگی در پرتوهای آبی برابر است M/L 5 در واحد جرم و درخشندگی خورشید.

جرم یک کهکشان کروی شکل را می توان به همین روش تخمین زد و به جای سرعت چرخش دیسک، سرعت حرکت آشفته ستارگان در کهکشان را در نظر گرفت.  v) که با عرض خطوط طیفی اندازه گیری می شود و به آن پراکندگی سرعت می گویند: م  آر v 2 /جی، جایی که آر- شعاع کهکشان (قضیه ویروسی). سرعت پراکندگی ستارگان در کهکشان های بیضوی معمولاً از 50 تا 300 کیلومتر بر ثانیه و جرم از جرم 109 خورشیدی در منظومه های کوتوله تا 1012 در کهکشان های غول پیکر است.

انتشارات رادیوییکهکشان راه شیری توسط K. Jansky در سال 1931 کشف شد. اولین نقشه رادیویی کهکشان راه شیری توسط G. Reber در سال 1945 بدست آمد. این تابش در طیف گسترده ای از طول موج ها وجود دارد.  یا فرکانس  = ج/ ، از چندین مگاهرتز (   100 متر) تا ده ها گیگاهرتز (   1 سانتی متر)، و "پیوسته" نامیده می شود. چندین فرآیند فیزیکی مسئول آن هستند که مهمترین آنها تابش سنکروترون از الکترون های بین ستاره ای است که تقریباً با سرعت نور در یک میدان مغناطیسی ضعیف بین ستاره ای حرکت می کنند. در سال 1950، گسیل پیوسته در طول موج 1.9 متر توسط R. Brown و K. Hazard (Jodrell Bank، انگلستان) از سحابی آندرومدا و سپس از بسیاری از کهکشان‌های دیگر کشف شد. کهکشان های معمولی، مانند ما یا M 31، منابع ضعیف امواج رادیویی هستند. آنها به سختی یک میلیونم توان نوری خود را در محدوده رادیویی ساطع می کنند. اما در برخی از کهکشان های غیر معمول این تابش بسیار قوی تر است. نزدیکترین "کهکشانهای رادیویی" Virgo A (M 87)، قنطورس A (NGC 5128) و Perseus A (NGC 1275) دارای درخشندگی رادیویی 10 -4 10 -3 نوری هستند. و برای اجرام کمیاب، مانند کهکشان رادیویی Cygnus A، این نسبت نزدیک به وحدت است. تنها چند سال پس از کشف این منبع رادیویی قدرتمند، امکان یافتن کهکشان کم نور مرتبط با آن وجود داشت. بسیاری از منابع رادیویی ضعیف که احتمالاً مربوط به کهکشان های دوردست هستند، هنوز با اجرام نوری شناسایی نشده اند.

فاصله تا نزدیکترین کهکشان چقدر است؟ 12 مارس 2013

برای اولین بار، دانشمندان توانستند فاصله دقیق تا نزدیکترین کهکشان را اندازه گیری کنند. این کهکشان کوتوله به نام ابر ماژلانی بزرگ. در فاصله 163 هزار سال نوری از ما یا به طور دقیق 49.97 کیلوپارسک قرار دارد.

کهکشان ابر ماژلانی بزرگ به آرامی در فضا شناور می شود و از کهکشان ما عبور می کند. راه شیریدرست همانطور که ماه به دور زمین می چرخد.

ابرهای عظیم گاز در ناحیه کهکشان به آرامی از بین می روند و در نتیجه ستارگان جدیدی شکل می گیرند که فضای بین ستاره ای را با نور خود روشن می کنند و مناظر کیهانی درخشان و رنگارنگ ایجاد می کنند. یک تلسکوپ فضایی توانست این مناظر را در عکس ها ثبت کند. "هابل".

کهکشان کم عمق ابر ماژلانی بزرگ شامل سحابی رتیل - درخشان ترین مهدکودک ستارگان در فضا در همسایگی ما - است و نشانه هایی از شکل گیری ستاره های جدید را نشان داده است.

دانشمندان توانستند محاسبات را با مشاهده جفت‌های نادر نزدیک از ستاره‌ها انجام دهند در حال کسوف شدن ستاره های دوتایی. این جفت ستاره ها از نظر گرانشی به یکدیگر متصل هستند و هنگامی که یک ستاره ستاره دیگر را گرفت، همانطور که توسط ناظری روی زمین مشاهده می شود، روشنایی کلی منظومه کاهش می یابد.

اگر روشنایی ستارگان را مقایسه کنید، می توانید فاصله دقیق آنها را با دقت باورنکردنی محاسبه کنید.

تعیین فاصله دقیق تا اجرام فضایی برای درک اندازه و سن کیهان ما بسیار مهم است. در حال حاضر، این سوال باز باقی می ماند: هیچ یک از دانشمندان هنوز نمی توانند به طور قطعی بگویند اندازه جهان ما چقدر است.

هنگامی که اخترشناسان به چنین دقتی در تعیین فواصل در فضا دست یافتند، قادر خواهند بود به اجرام دورتر نگاه کنند و در نهایت بتوانند اندازه کیهان را محاسبه کنند.

همچنین، قابلیت‌های جدید تعیین دقیق‌تر نرخ انبساط جهان و همچنین محاسبه دقیق‌تر را ممکن می‌سازد. ثابت هابل. این ضریب به افتخار ادوین پی هابل، ستاره شناس آمریکایی که در سال 1929 ثابت کرد که جهان ما از آغاز خود دائما در حال انبساط بوده است، نامگذاری شد.

فاصله بین کهکشان ها

کهکشان ابر ماژلانی بزرگ نزدیکترین کهکشان کوتوله به ما است، اما یک کهکشان بزرگ همسایه ما محسوب می شود. کهکشان مارپیچی آندرومداکه در فاصله حدود 2.52 میلیون سال نوری از ما قرار دارد.

فاصله بین کهکشان ما و کهکشان آندرومدا به تدریج در حال کاهش است. آنها با سرعت تقریباً 100-140 کیلومتر در ثانیه به یکدیگر نزدیک می شوند، اگرچه خیلی زود یا بهتر است بگوییم 3-4 میلیارد سال دیگر ملاقات نخواهند کرد.

شاید چند میلیارد سال دیگر آسمان شب برای یک ناظر روی زمین به این شکل باشد.

بنابراین، فواصل بین کهکشان ها می تواند در مراحل مختلف زمانی بسیار متفاوت باشد، زیرا آنها دائما در پویایی هستند.

مقیاس کیهان

کیهان مرئی قطری باورنکردنی دارد که میلیاردها و شاید دهها میلیارد سال نوری است. بسیاری از اجسامی که می‌توانیم با تلسکوپ ببینیم دیگر وجود ندارند یا کاملاً متفاوت به نظر می‌رسند، زیرا نور برای رسیدن به آنها زمان بسیار زیادی را صرف کرده است.

مجموعه تصویرهای پیشنهادی به شما کمک می کند حداقل به طور کلی مقیاس جهان ما را تصور کنید.

منظومه شمسی با بزرگترین اجرام (سیاره ها و سیارات کوتوله)

خورشید (در مرکز) و ستارگان نزدیک به آن

کهکشان راه شیری، گروهی از منظومه های ستاره ای را نشان می دهد که نزدیک ترین آنها به منظومه شمسی است

گروهی از کهکشان های نزدیک، شامل بیش از 50 کهکشان که با کشف کهکشان های جدید، تعداد آنها دائما در حال افزایش است.

ابرخوشه محلی کهکشان ها (ابرخوشه باکره). اندازه - حدود 200 میلیون سال نوری

گروهی از ابرخوشه های کهکشان

کیهان مرئی

دانشمندان مدتی است که می دانند کهکشان راه شیری تنها کهکشان در کیهان نیست. علاوه بر کهکشان ما، که بخشی از گروه محلی است - مجموعه ای از 54 کهکشان و کهکشان های کوتوله - ما همچنین بخشی از یک شکل گیری بزرگتر هستیم که به عنوان خوشه کهکشانی باکره نیز شناخته می شود. بنابراین، می توان گفت که کهکشان راه شیری همسایگان زیادی دارد.

از این میان، اکثر مردم بر این باورند که کهکشان آندرومدا نزدیک ترین همسایه کهکشانی ماست. اما در حقیقت، آندرومدا نزدیکترین است مارپیچکهکشان، اما نه نزدیکترین کهکشان. این تمایز به شکل‌گیری آنچه در واقع در خود کهکشان راه شیری است، یک کهکشان کوتوله است که به نام کهکشان Canis Major Gnome (معروف به Canis Major) شناخته می‌شود.

این شکل گیری ستاره ای در حدود 42000 سال نوری از مرکز کهکشانی و تنها 25000 سال نوری از منظومه شمسی ما قرار دارد. این امر آن را از مرکز کهکشان خودمان که 30000 سال نوری از منظومه شمسی فاصله دارد به ما نزدیکتر می کند.

قبل از کشف، ستاره شناسان بر این باور بودند که کهکشان کوتوله کمان نزدیک ترین شکل کهکشانی ماست. این کهکشان در فاصله 70000 سال نوری از زمین در سال 1994 شناسایی شد که از ابر ماژلانی بزرگ، کهکشانی کوتوله در فاصله 180000 سال نوری به ما نزدیکتر است و قبلاً عنوان نزدیکترین همسایه ما را داشت.

همه چیز در سال 2003 تغییر کرد، زمانی که کهکشان کوتوله Canis Major توسط دو میکرون بررسی (2MASS) کشف شد، یک ماموریت نجومی که بین سال‌های 1997 و 2001 انجام شد.

با استفاده از تلسکوپ های واقع در MT. رصدخانه هاپکینز در آریزونا (برای نیمکره شمالی) و در رصدخانه بین آمریکایی در شیلی در نیمکره جنوبی، اخترشناسان توانستند یک بررسی جامع از آسمان در نور مادون قرمز انجام دهند که توسط گاز و غبار به شدت مسدود نمی شود. نور مرئی.

به دلیل این روش، اخترشناسان توانسته اند چگالی بسیار قابل توجهی از ستارگان غول پیکر کلاس M را در آسمان که توسط صورت فلکی سگ بزرگ اشغال شده است، و همچنین چندین ساختار مرتبط دیگر در این نوع ستاره را شناسایی کنند، که دو مورد از آنها به شکل ظاهری هستند. قوس های پهن و متحرک (همانطور که در تصویر بالا مشاهده می شود).

شیوع ستارگان کلاس M چیزی است که تشخیص این شکل گیری را آسان کرده است. این کوتوله‌های سرخ و سرد در مقایسه با سایر ستارگان بسیار درخشان نیستند و حتی با چشم غیر مسلح دیده نمی‌شوند. با این حال، آنها در مادون قرمز بسیار درخشان می درخشند و در تعداد زیادی ظاهر می شوند.

علاوه بر ترکیب آن، کهکشان شکلی تقریباً بیضوی دارد و اعتقاد بر این است که به اندازه کهکشان بیضوی کوتوله کمان، رقیب قبلی برای نزدیک‌ترین کهکشان به محل ما در کهکشان راه شیری، ستارگان دارد.

علاوه بر کهکشان کوتوله، رشته ای طولانی از ستاره ها نیز در پشت آن قابل مشاهده است. این ساختار پیچیده و حلقه ای - که گاهی به آن حلقه مونوسروس می گویند - سه بار در اطراف کهکشان تاب می خورد. این دوش اولین بار در اوایل قرن بیست و یکم توسط اخترشناسانی که بررسی آسمان دیجیتال اسلون را انجام دادند، کشف شد.

در خلال بررسی این حلقه از ستارگان و گروه‌های خوشه‌های کروی نزدیک به هم مشابه کهکشان‌های بیضوی کوتوله کمان بود که کهکشان کوتوله بزرگ Canis Major کشف شد.

نظریه فعلی این است که این کهکشان در کهکشان راه شیری ذوب شده (یا جذب شده است). دیگر خوشه‌های کروی که به عنوان یک ماهواره به دور مرکز کهکشان راه شیری می‌چرخند - یعنی یا NGC 1851، NGC 1904، NGC 2298 و NGC 2808 - گمان می‌رود که قبل از انباشته شدن کهکشان کوتوله بزرگ Canis Major کهکشان را تشکیل می‌دهند.

کشف این کهکشان و تجزیه و تحلیل بعدی ستارگان مرتبط با آن، تا حدی از نظریه فعلی پشتیبانی می کند که کهکشان ها می توانند با بلعیدن همسایه های کوچکتر خود بزرگ شوند. کهکشان راه شیری به چیزی تبدیل شد که اکنون هست و مانند یک سگ بزرگ کهکشان های دیگر را می خورد و تا به امروز هم ادامه دارد. و از آنجایی که ستارگان کهکشان کوتوله Canis Major از نظر فنی بخشی از کهکشان راه شیری هستند، طبق تعریف نزدیک‌ترین کهکشان به ما است.

اخترشناسان همچنین بر این باورند که کهکشان‌های کوتوله سگ بزرگ در حال دور شدن توسط میدان گرانشی کهکشان راه شیری هستند. بدنه اصلی کهکشان در حال حاضر به شدت تخریب شده است، و این روند ادامه خواهد داشت و به اطراف و سراسر کهکشان ما سفر خواهد کرد. در طول برافزایش، احتمالاً با کهکشان کوتوله سگ بزرگ که 1 میلیارد از 200 تا 400 میلیارد ستاره را که در حال حاضر بخشی از کهکشان راه شیری هستند، به پایان می رسد.

قبل از کشف آن در سال 2003، این کهکشان بیضوی کوتوله قوس بود که موقعیت نزدیکترین کهکشان به کهکشان ما را داشت. 75000 سال نوری از ما فاصله دارد. این کهکشان کوتوله که از چهار خوشه کروی تشکیل شده است که قطر آنها حدود 10000 سال نوری است، در سال 1994 کشف شد. پیش از این تصور می شد که ابر ماژلانی بزرگ نزدیک ترین همسایه ما باشد.

کهکشان آندرومدا (M31) نزدیکترین کهکشان مارپیچی به ماست. اگرچه - از نظر گرانشی - به راه شیری متصل است، اما هنوز نزدیکترین کهکشان نیست - 2 میلیون سال نوری با ما. آندرومدا در حال حاضر با سرعتی در حدود 110 کیلومتر بر ثانیه به کهکشان ما نزدیک می شود. در حدود 4 میلیارد سال، انتظار می رود کهکشان آندرومدا ادغام شود و یک ابر کهکشان واحد را تشکیل دهد.

علم

دانشمندان توانستند برای اولین بار فاصله دقیق را اندازه گیری کنند به نزدیکترین کهکشان ما. این کهکشان کوتوله به نام ابر ماژلانی بزرگ. او در فاصله ای از ما قرار دارد 163 هزار سال نورییا به طور دقیق 49.97 کیلوپارسک.

کهکشان ابر ماژلانی بزرگ به آرامی در فضا شناور می شود و از کهکشان ما عبور می کند. راه شیریاطراف مانند ماه به دور زمین می چرخد.

ابرهای عظیم گازی در ناحیه کهکشان به آرامی از بین می روند و در نتیجه به شکل گیری ستاره های جدیدکه با نور خود فضای بین ستاره ای را روشن می کنند و مناظر رنگارنگ کیهانی را ایجاد می کنند. یک تلسکوپ فضایی توانست این مناظر را در عکس ها ثبت کند. "هابل".

کهکشان کم عمق ابر ماژلانی بزرگ شامل سحابی رتیل- درخشان ترین گهواره ستاره ای در فضا در همسایگی ما - آنها در آن دیده شدند نشانه های تشکیل ستاره جدید

دانشمندان توانستند محاسبات را با مشاهده جفت‌های نادر نزدیک از ستاره‌ها انجام دهند در حال کسوف شدن ستاره های دوتایی. این جفت ستاره ها دارای جاذبه هستند به یکدیگر متصل می شوندو هنگامی که یک ستاره ستاره دیگر را گرفت، همانطور که توسط ناظری روی زمین مشاهده می شود، روشنایی کلی سیستم کاهش می یابد.

اگر روشنایی ستارگان را مقایسه کنید، می توانید فاصله دقیق آنها را با دقت باورنکردنی محاسبه کنید.

تعیین فاصله دقیق تا اجرام فضایی برای درک اندازه و سن کیهان ما بسیار مهم است. در حال حاضر این سوال باز است: اندازه کیهان ما چقدر استهیچ یک از دانشمندان هنوز نمی توانند به طور قطعی بگویند.

پس از اینکه اخترشناسان موفق به دستیابی به چنین دقتی در تعیین فواصل در فضا شدند، آنها قادر به مقابله با اجسام دورتر خواهد بودو در نهایت بتوانیم اندازه کیهان را محاسبه کنیم.

همچنین، قابلیت‌های جدید تعیین دقیق‌تر نرخ انبساط جهان و همچنین محاسبه دقیق‌تر را ممکن می‌سازد. ثابت هابل. این ضریب نامگذاری شد ادوین پی هابل، یک ستاره شناس آمریکایی که در سال 1929 ثابت کرد که ما کیهان از ابتدای پیدایش پیوسته در حال گسترش بوده است..

فاصله بین کهکشان ها

کهکشان ابر ماژلانی بزرگ - نزدیکترین به ما کهکشان کوتوله، اما یک کهکشان بزرگ - همسایه ما در نظر گرفته می شود کهکشان مارپیچی آندرومدا، که در فاصله تقریبی قرار دارد 2.52 میلیون سال نوری.

فاصله بین کهکشان ما و کهکشان آندرومدا به تدریج کاهش می یابد. آنها با سرعت تقریبی به یکدیگر نزدیک می شوند 100-140 کیلومتر در ثانیه، اگرچه آنها خیلی زود، یا بهتر است بگوییم، بعد از آن ملاقات نخواهند کرد 3-4 میلیارد سال.

شاید چند میلیارد سال دیگر آسمان شب برای یک ناظر روی زمین به این شکل باشد.

فاصله بین کهکشان ها به این ترتیب است می تواند بسیار متفاوت باشددر مراحل مختلف زمانی، زیرا دائماً در پویایی هستند.

مقیاس کیهان

جهان مرئی دارد قطر باور نکردنی، که میلیاردها یا شاید دهها میلیارد سال نوری است. بسیاری از اجسامی که می‌توانیم با تلسکوپ ببینیم دیگر وجود ندارند یا کاملاً متفاوت به نظر می‌رسند، زیرا نور برای رسیدن به آن‌ها زمان بسیار زیادی طول کشید.

مجموعه پیشنهادی از تصاویر به شما کمک می کند حداقل به طور کلی تصور کنید مقیاس کیهان ما.

منظومه شمسی با بزرگترین اجرام (سیاره ها و سیارات کوتوله)

خورشید (در مرکز) و ستارگان نزدیک به آن

کهکشان راه شیری، گروهی از منظومه های ستاره ای را نشان می دهد که نزدیک ترین آنها به منظومه شمسی است

گروهی از کهکشان های نزدیک، شامل بیش از 50 کهکشان که با کشف کهکشان های جدید، تعداد آنها دائما در حال افزایش است.

ابرخوشه محلی کهکشان ها (ابرخوشه باکره). اندازه: حدود 200 میلیون سال نوری

گروهی از ابرخوشه های کهکشان

کیهان مرئی

از میان منظومه های بزرگ ستاره ای نزدیک، سحابی آندرومدا (M31) واقع شده است - کهکشان مارپیچی 2.6 برابر بزرگتر از خانه ما - کهکشان راه شیری: قطر آن 260 هزار سال نوری است. سحابی آندرومدا در فاصله 2.5 میلیون سال نوری (772 کیلوپارسک) از ما قرار دارد و جرم آن 300 میلیارد جرم خورشید است. از حدود یک تریلیون ستاره تشکیل شده است (برای مقایسه: کهکشان راه شیری حدود 100 میلیارد ستاره دارد).

سحابی آندرومدا دورترین جرم کیهانی از ما است که می توان آن را در آسمان پرستاره (نیمکره شمالی) با چشم غیرمسلح مشاهده کرد، حتی در شرایط نور شهری - شبیه یک بیضی تار درخشان به نظر می رسد. لازم به یادآوری است که با توجه به این واقعیت که نور کهکشان آندرومدا به مدت 2.5 میلیون سال به ما سفر می کند، ما آن را مانند 2.5 میلیون سال پیش می بینیم و نمی دانیم که در حال حاضر چگونه به نظر می رسد.

ستاره شناسان دریافته اند که کهکشان آندرومدا و کهکشان ما با سرعت 100 تا 140 کیلومتر بر ثانیه به یکدیگر نزدیک می شوند. در حدود 3-4 میلیارد سال، شاید آنها با هم برخورد کنند و سپس در یک کهکشان غول پیکر ادغام شوند. ما عجله می کنیم تا به کسانی که در نتیجه این برخورد نگران سرنوشت منظومه شمسی هستند اطمینان دهیم: به احتمال زیاد هیچ تاثیری بر خورشید و سیارات نخواهد داشت. فرآیندهای ادغام کهکشانی با برخوردهای ستاره ای فاجعه آمیز همراه نیست، زیرا فاصله بین ستاره ها در مقایسه با اندازه خود ستاره ها بسیار زیاد است.

با این حال، نباید فکر کرد که روند ادغام کهکشان ها، که در طول میلیون ها سال کشیده شده است، بدون تأثیرات چشمگیر رخ می دهد. هنگامی که دو کهکشان به یکدیگر نزدیک می شوند، ابتدا ابرهای گاز بین ستاره ای با هم تماس پیدا می کنند. به دلیل نفوذ سریع، چگالی آنها به شدت افزایش می یابد، گرم می شوند و فشار فزاینده این ابرهای گازی و غباری را به مراکزی برای تشکیل ستارگان جدید تبدیل می کند. یک فرآیند انفجاری و خشن از شکل‌گیری ستاره آغاز می‌شود که با شعله‌ها، انفجارها و بیرون راندن فواره‌های غبار و گاز به‌شدت گسترده‌شده همراه است.

با این حال، به همسایگان خود بازگردیم. دومین کهکشان مارپیچی نزدیک به ما M33 است. در صورت فلکی مثلث قرار دارد و 2.4 میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. قطر آن 2 برابر کوچکتر از کهکشان راه شیری و 4 برابر کوچکتر از کهکشان آندرومدا است. با چشم غیرمسلح نیز دیده می شود، اما فقط در یک شب بدون ماه و خارج از شهر. به نظر می رسد یک لکه تاریک و مه آلود بین α Triangulum و τ Pisces.

همه کهکشان های دیگر در محیط نزدیک ما کهکشان های بیضی کوتوله و نامنظم هستند. از میان کهکشان های نامنظم نزدیک به ما، دو کهکشان بیشترین توجه را دارند: ابرهای بزرگ و کوچک ماژلانی.

ابرهای ماژلانی ماهواره های کهکشان راه شیری ما هستند. آنها همچنین با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند، اگرچه فقط در نیمکره جنوبی. ابر ماژلانی بزرگ در صورت فلکی دورادوس قرار دارد. 170 هزار سال نوری از ما فاصله دارد (50 کیلوپارسک)، قطر آن 20 هزار سال نوری است و حدود 30 میلیارد ستاره دارد. ابر ماژلانی بزرگ با وجود اینکه یک کهکشان نامنظم است، ساختاری شبیه کهکشان های مارپیچی متقاطع دارد. این شامل تمام انواع ستاره هایی است که در کهکشان راه شیری شناخته شده اند. یک شی جالب دیگر در ابر ماژلانی بزرگ - یکی از درخشان ترین مجتمع های گاز و غبار شناخته شده با طول 700 سال نوری - کشف شد. سحابی رتیل، کانونی از تشکیل سریع ستاره.

ابر ماژلانی کوچک 3 برابر کوچکتر از ابر ماژلانی بزرگ است و همچنین شبیه یک کهکشان مارپیچی متقاطع است. در صورت فلکی توکانا در کنار دورادو قرار دارد. فاصله ما تا این کهکشان 210 هزار سال نوری (60 کیلوپارسک) است.

ابرهای ماژلانی توسط یک پوسته مشترک از هیدروژن خنثی احاطه شده اند که سیستم ماژلانی نامیده می شود.

هر دو ابر ماژلان قربانی هستند آدمخواری کهکشانیاز سمت کهکشان راه شیری: نفوذ گرانشی کهکشان ما به تدریج آنها را از بین می برد و ماده این کهکشان ها را جذب می کند. از این رو شکل نامنظم ابرهای ماژلانی است. کارشناسان معتقدند که اینها بقایای دو کهکشان کوچک در روند ناپدید شدن تدریجی هستند. به گفته اخترشناسان، در 10 میلیارد سال آینده کهکشان راه شیری تمام مواد ابرهای ماژلانی را به طور کامل جذب خواهد کرد. فرآیندهای مشابهی بین خود ابرهای ماژلانی اتفاق می افتد: ابر ماژلانی بزرگ به دلیل جاذبه آنها، میلیون ها ستاره را از ابر ماژلانی کوچک "دزدیده" می کند. شاید این واقعیت فعالیت بالای ستاره‌زایی در سحابی رتیل را توضیح دهد: این منطقه دقیقاً در مسیر جریان گازی است که گرانش ابر ماژلانی بزرگ از ابر ماژلانی کوچک می‌کشد.

بنابراین، با استفاده از مثال آنچه در مجاورت کهکشان ما اتفاق می افتد، می توانید دوباره متقاعد شوید که ادغام کهکشان ها و جذب کهکشان های کوچک توسط کهکشان های بزرگتر یک پدیده کاملاً عادی در زندگی کهکشانی است.

کهکشان ما، کهکشان آندرومدا و کهکشان مثلثی گروهی از کهکشان ها را تشکیل می دهند که با برهم کنش گرانشی به هم متصل شده اند. به او زنگ می زنند گروه محلی کهکشان ها. اندازه گروه محلی 1.5 مگاپارسک است. علاوه بر سه کهکشان مارپیچی بزرگ، گروه محلی شامل بیش از 50 کهکشان کوتوله و نامنظم (شکل) است. بنابراین، کهکشان آندرومدا حداقل 19 کهکشان اقماری دارد و کهکشان ما دارای 14 ماهواره شناخته شده (تا سال 2005) است. علاوه بر آنها، گروه محلی شامل کهکشان های کوتوله دیگری است که ماهواره کهکشان های بزرگ نیستند.