www.wikidata.uk-ua.nina.az

Галактика У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна значення Гала ктика дав гр Γαλαξίας молочний гравітаційно

Галактика

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Галактика (значення).

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — «молочний») — гравітаційно зв'язана система із зір і зоряних скупчень, міжзоряного газу, пилу й темної матерії. Усі об'єкти в складі галактик беруть участь в обертанні навколо спільного центра мас.

NGC 4414, спіральна галактика в сузір'ї Волосся Вероніки діаметром близько 17 000 парсеків, що розташована на відстані близько 20 мегапарсеків від Землі

Нашу Галактику — Чумацький Шлях — можна спостерігати на небосхилі у вигляді довгої витягнутої смуги, густо вкритої зорями. Усі інші галактики дуже віддалені. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях космологічного червоного зміщення. Саме через віддаленість неозброєним оком на небі можна побачити лише чотири з них: туманність Андромеди (у північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (у південній півкулі) та галактику М33 (у північній півкулі). Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку XX століття. До початку 1990-х років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося виділити окремі зорі (всі ці галактики належать до Місцевої групи). Після запуску космічного телескопа «Габбл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла.

Галактики поділяють на:

Маса галактик варіюється від 107 до 1012 мас Сонця, для порівняння — маса нашої галактики Чумацький Шлях становить близько 2× 1011 мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 250 кілопарсеків (16—800 тисяч світлових років), для порівняння — діаметр нашої галактики близько 100 000 світлових років. Найбільша відома на 2012 рік галактика IC 1101 має діаметр понад 600 кілопарсеків (2 мільйони с.р.).

Однією з невирішених проблем будови галактик є темна матерія, що виявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90 % від загальної маси галактики, а може бути зовсім відсутньою, як у деяких карликових галактиках.

У просторі галактики розподілені нерівномірно: на одних ділянках трапляються великі групи галактик, розташованих неподалік одна від одної, тоді як на інших ділянках космосу немає жодних, навіть найменших галактик. Такі порожні ділянки простору називають войдами. Точна кількість галактик у спостережуваній частині Всесвіту невідома, але, за оцінками, їх близько ста мільярдів (1011).

Походження назви

Слово «гала́ктика» (дав.-гр. γαλαξίας) походить від грецької назви нашої Галактики (κύκλος γαλαξίας означає «молочне кільце» — як опис спостережуваного явища на нічному небі). Коли астрономи припустили, що різні небесні об'єкти, які вважалися спіральними туманностями, можуть бути величезними скупченнями зір, ці об'єкти стали називати «острівними всесвітами» або «зоряними островами». Але пізніше, коли стало зрозуміло, що ці об'єкти схожі на нашу Галактику, обидва терміни вийшли з ужитку й були замінені терміном «галактика».

Історія вивчення галактик

1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезної кількості слабких зір. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Іммануїл Кант припустив, що Чумацький Шлях може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зір, що утримуються гравітаційною взаємодією, подібно до Сонячної системи, але у більших масштабах. Якщо спостерігати таку Галактику зсередини, на нічному небі диск буде помітно як світлу смугу. Кант висловив припущення, що деякі з туманностей, видимих на нічному небі, також можуть бути окремими галактиками.

Об'єкт M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессьє

До кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 яскравих туманностей. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих туманностей.

Вільям Гершель висловив припущення, що туманності можуть бути далекими зоряними системами, подібними до Чумацького Шляху. 1785 року він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і розташування в ньому Сонця, використовуючи метод «черпків» — підрахунку зір за різними напрямками. 1795 року, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у її центрі окрему зорю, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності вважати, що всі туманні плями — далекі зоряні системи.

До середини XIX століття Джон Гершель, син Вільяма Гершеля, відкрив ще 5000 туманних об'єктів. Побудований на їх основі розподіл став головним аргументом проти припущення, що вони є далекими «острівними всесвітами», подібними до нашої системи Чумацького Шляху. Було виявлено, що існує «зона уникнення» — ділянка, на якій немає (або майже немає) подібних туманностей. Ця зона розташована поблизу площини Чумацького Шляху і це явище було інтерпретовано як зв'язок туманностей із системою Чумацького Шляху. Поглинання світла, найсильніше у площині Галактики, було ще невідоме.

Після побудови свого телескопа 1845 року Вільям Парсонс зміг побачити відмінності між еліптичними та спіральними туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла.

1865 року Вільям Гаґґінс вперше отримав спектр туманностей. Характер емісійних ліній туманності Оріона ясно свідчив про її газовий склад, але спектр туманності Андромеди (M31 за каталогом Месьє) був безперервним, як у зір. Хеггінс зробив висновок, що такий вигляд спектру M31 викликано високою щільністю і непрозорістю газової складової.

Фотографія M31, 1900 р.

На початку XX століття Весто Мелвін Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зорі (зорею він помилково вважав ядро галактики). Такий висновок було зроблено на підставі фотографій, отриманих Джеймсом Кілером на 36-дюймовому рефлекторі. Загалом було виявлено 120 000 слабких туманностей. Спектр (там, де його можна було отримати) був відбивним. Як зараз відомо, це були спектри відбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд.

1910 року Джордж Річі (англ. George Willis Ritchey) на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зореподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути й компактні туманності, і зоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом.

Наша галактика — Чумацький (Молочний) Шлях.

У 1912–1913 роках була відкрита залежність «період — світність» для цефеїд.

1920 року відбулася «Велика суперечка» між Харлоу Шеплі і Гебером Кертісом. Сутність суперечки полягала у вимірі відстані до Магелланових Хмар за цефеїдами та оцінюванні розміру Чумацького Шляху. Застосовуючи вдосконалений варіант методу «черпків», Кертіс зробив висновок про існування порівняно невеликої (діаметром близько 15 кілопарсек) сплющеної галактики із Сонцем поблизу центра, а також про невелику відстань до Магелланових Хмар. Шеплі, ґрунтуючись на підрахунку кулястих скупчень, подав зовсім іншу картину — Сонце перебуває досить далеко від центра плоского диска діаметром близько 70 кілопарсек, відстань до Магелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання.

1924 року на 100-дюймовому телескопі Едвін Габбл знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилася величезною (хоча обчислена Габблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено.

Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер (англ. Robert Julius Trumpler) виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики.

1936 року Габбл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається послідовністю Габбла.

1944 року Гендрік ван де Гулст (нід. Hendrik van de Hulst) передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного водню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено 1951 року. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зсуву. Спостереження призвели до побудови моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом розвиток радіотелескопів дозволив відстежувати рух водню і в інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зір і міжзоряного газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це призвело до висновку про існування темної матерії.

Нові спостереження, здійснені на початку 1990-х років на космічному телескопі «Габбл», довели, що темна матерія в нашій Галактиці не може складатися з одних лише слабких і малих зір. На ньому також було отримано зображення далекого космосу, що одержали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, що довели існування в нашому Всесвіті сотень мільярдів галактик.

Спостереження

Найважливіші інтегральні характеристики галактик (екстремальні значення опущені):

Параметр Основний метод вимірювання Інтервал значень Приблизне значення для нашої галактики
Діаметр D25 Фотометрія 5—50 кпк 30 кпк
Радіальна шкала диску R0 Фотометрія 1—7 кпк 3 кпк
Товщина зоряного диску Фотометрія дисків, що спостерігаються «з ребра» 0,3—1 кпк 0,7 кпк
Світність Фотометрія 107—1011 Lʘ 5× 1010 Lʘ
Маса М25 у межах D25 Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера 107—1012 Mʘ 2× 1011 Mʘ
Відносна маса газу Mgas/M25 у межах D25 Вимірювання інтенсивностей ліній нейтрального і молекулярного водню 0,1—30 % 2 %
Швидкість обертання V зовнішніх областей галактик Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера 50—300 км/с 220 км/с (для околу Сонця)
Період обертання зовнішніх областей галактик Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера 108—109 років 2× 108 років (для околу Сонця)
Маса центральної чорної діри Вимірювання швидкостей зір і газу поблизу ядра; емпірична залежність від центральної дисперсії зір 3× 105—3× 109 Mʘ 4× 106 Mʘ

Відстані

Див. також: Шкала космічних відстаней та Відстані в космології

Відстань від спостерігача до галактики як фізична характеристика не входить до жодного процесу, що відбувається з галактикою. Необхідність в інформації про відстань до галактики виникає при ототожненні маловивчених подій, наприклад, гамма-сплесків; вивченні Всесвіту як цілого, вивченні еволюції самих галактик, визначенні маси галактик та їх розмірів тощо.

Для вимірювання відстаней до галактик існує система шкали космічних відстаней. У цій системі використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів. У ролі стандартних свічок (індикаторів відстаней) для місцевої групи (до 10 Мпк) виступають цефеїди, зорі типу RR Ліри та яскраві червоні гіганти. Для галактик сусідніх скупчень, таких як скупчення Діви (50—200 Мпк), відстані вимірюють за допомогою планетарних туманностей, флуктуацій яскравості галактик та розподілу світності кулястих зоряних скупчень. Для більш далеких спіральних галактик (200—1000 Мпк) використовують наднові типу Ia та Таллі—Фішера, а для далеких еліптичних галактик — співвідношення D-σ. Нарешті, до найдальших галактик (>1000 Мпк) — тих що формують великомасштабну структуру Всесвіту — єдиним методом вимірювання відстаней на сьогодні залишається закон Габбла:

де z — червоний зсув спектральних ліній, c — швидкість світла, а H0 — стала Габбла.

Слід зазначити, що для об'єктів, для яких цей спосіб визначення відстані є єдиним, поняття «відстань» перестає бути однозначним внаслідок релятивістських ефектів та космологічного викривлення простору-часу. Про такі об'єкти кажуть, що вони перебувають на космологічних відстанях. Оцінка відстані до таких об'єктів залежить від прийнятої космологічної моделі.

Основні спостережувані складові галактик

Основні спостережувані складові галактик включають:

  1. Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в скупченнях.
  2. Компактні залишки зір, які проеволюціонували.
  3. Холодне газопилове середовище.
  4. Розріджений гарячий газ із температурою 105—106 К.

Подвійні зорі в сусідніх галактиках не спостерігаються, але, судячи з околиць Сонця, кратних зір має бути досить багато. Газопилове середовище й зорі складаються з атомів, і їх сукупність називають баріонною матерією галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу чорних дір.

Швидкість обертання галактик

Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонент галактики навколо її центру. Ця швидкість — це сумарна швидкість, отримана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від «кругової швидкості» Vc, яка обумовлена ​​тільки силою гравітації й за визначенням дорівнює швидкості тіла, яке під дією сили тяжіння рухається по колу. Швидкість же обертання в загальному випадку обумовлена ​​також радіальним градієнтом тиску P міжзоряного газу.

Тут Φ — гравітаційний потенціал, а ρg — густина газу.

Для різних компонент галактики швидкість обертання оцінюється по-різному. Для газу — за доплерівським зміщенням емісійних ліній. Для зір — за доплерівським зміщенням абсорбційних ліній зір. Схема отримання швидкості обертання наступна.

Безпосередньо одержувана зі спостережень швидкість — це сума швидкості руху галактики як цілого й швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V0) ототожнюється зі швидкістю руху центральної ділянки. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена габблівським розширенням Всесвіту; власною швидкістю можна знехтувати.

Швидкість, отримана після врахування швидкості руху галактики як цілого, це променева швидкість (швидкість уздовж променя зору, Vr), і щоб обчислити швидкість обертання галактики на даній відстані, необхідно врахувати ефекти проєкції. Для цього необхідно знати кут нахилу осі галактики до променя зору i, а також кут φ між великою віссю галактики й прямою, що проходить через центр галактики та точку спостереження. Таким чином, щоб перейти від Vr до Vφ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V0, кути i та φ, дві координати центру галактики (щодо будь-якої точки зображення).

Якщо галактика виглядає осесиметричною, то задача спрощується, оскільки кути орієнтації та положення центру можна обчислити за розподілом яскравості диска. Якщо щілину спектрографа розташувати уздовж її великої осі, можна отримати:

де l — відстань від центру галактики уздовж щілини. Однак найповнішу інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей — сукупності вимірів променевої швидкості для багатьох точок на диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну спектроскопію. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або інтерферометр Фабрі — Перо. Радіоспостереження газу в лініях H I також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкості в галактиці.

Маса й розмір

Галактики не мають чітких меж. Не можна точно сказати, де закінчується галактика та починається міжгалактичний простір. Приміром, якщо в оптичному діапазоні галактика має один розмір, то визначений за радіоспостереженнями міжзоряного газу радіус галактики може виявитися в десятки разів більшим. Від розміру залежить і вимірювана маса галактики. Зазвичай під розміром галактики розуміють фотометричний розмір ізофоти 25-ї зоряної величини на квадратну кутову секунду в фільтрі B. Стандартне позначення такого розміру — D25.

Маса дискових галактик оцінюється за кривою обертання в рамках певної моделі. Вибір оптимальної моделі галактики спирається як на форму кривої обертання, так і на загальні уявлення про структуру галактики. Для грубих оцінок маси еліптичних галактик необхідно знати дисперсію швидкостей зір залежно від відстані до центру та радіальний розподіл густини.

Маса холодного газу в галактиці визначається за інтенсивністю лінії H I. Якщо реєстрована густина потоку випромінювання від галактики або будь-якої її частини рівні Fν, то відповідна маса дорівнює:

де D — відстань у мегапарсеках, потік виражений у янських.

Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки лінії H2 у спектрі холодного газу відсутні. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули CO (ICO). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від металічності газу. Але найбільша невизначеність пов'язана з малопрозорістю хмари: через неї основна частина світла, випромінювана внутрішніми областями, поглинається самою хмарою, таким чином, до спостерігача доходить світло лише від поверхні хмар.

Спектр галактики

Спектр галактик складається з випромінювання всіх складових її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуми. Основне джерело випромінювання — це зорі, максимум інтенсивності випромінювання більшості з яких лежить в оптичному діапазоні (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, який поглинає випромінювання в оптичному діапазоні й перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні. Так утворюється другий максимум в інфрачервоній області. Якщо світність в оптичному діапазоні прийняти за одиницю, то спостерігається наступна залежність між джерелами та типами випромінювання:

Діапазон Відносна світність Основні джерела випромінювання
Гамма <10−4 Активні ядра деяких галактик; джерела, що дають поодинокі короткі сплески (гамма-сплески)
Рентгенівський 10−3—10−4 Акреційні диски тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра
Оптичний 1 Зорі різної температури; навколозоряні пилові диски у ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу
Дальний ІЧ 0,5—2 Міжзоряний пил, нагрітий світлом зір; в деяких галактиках активні ядра і пил
Радіо 10−2—10−4 Синхротронне випромінювання; теплове випромінювання областей H II, емисійні линії H I

Проблема темного гало

Крива обертання дискової галактики. A — без урахування прихованої маси, B — спостережувана

Якщо основна маса галактик міститься в зорях, то, знаючи співвідношення маса—світність і припускаючи, що воно не дуже змінюється з радіусом, густину речовини в галактиці можна оцінити за яскравістю зоряного населення. Ближче до свого краю галактика тьмяніє, значить, і середня густина зір падає, а тому зменшується і швидкість обертання зір. Однак криві обертання галактик, що спостерігаються, свідчать про кардинально іншу картину: починаючи з якогось моменту швидкості обертання зір аномально високі для густини, що отримується із залежності маса—світність. Пояснити високу швидкість зір на краю диска можна, припустивши, що на великих відстанях від центру галактики основну роль відіграє маса, що виявляє себе виключно через гравітаційну взаємодію.

Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу виходячи з умови стійкості зоряного диска.

Виміри швидкості руху супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в декілька разів більший, ніж оптичний діаметр галактики.

Масивні темні гало було виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях відносно світної речовини.

Морфологія

Схема спіральної галактики, вид у профіль

Галактики бувають спіральні, еліптичні й неправильні.

Бар (перемичка) проходить від внутрішніх кінців спіральних гілок (блакитні) до центру галактики. NGC 1300.

Ядро — вкрай мала область в центрі галактики. Коли мова заходить про ядра галактик, то найчастіше говорять про активні ядра галактик, де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих у них зір.

Диск — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Поділяється на газопиловий диск і зоряний диск.

Полярне кільце — рідкісний компонент. У класичному випадку галактика з полярним кільцем має два диски, що обертаються в перпендикулярних площинах. Центри цих дисків збігаються. Причина виникнення полярних кілець не є повністю обґрунтована.

Класифікація

Докладніше: Класифікація Габбла

Послідовність Габбла являє собою процес поділу галактик Всесвіту, запропонований 1936 року Едвіном Габблом. З того часу років на суд запропоновано більш розгорнуті системи класифікації, однак запропонована Габблом досі вважається затребуваною.

Класифікація галактик, запропонована в 1936 році Едвіном Габблом.
Еліптична галактика (NGC 4150)
  • Тип галактик (E0-E7) являє собою галактики з еліптичною структурою і характеризуються чіткою симетрією розташування зір при відсутності спостережуваного ядра. Наявна в назві цифра показує ступінь ексцентриситету: галактики E0 мають правильну кулясту форму, зі зростанням величини збільшується ступінь сплюснутості. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проєкції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології.
Спіральна галактика (NGC 1232)
  • Типи галактик (Sa, Sb, Sc) являє собою галактики зі спіральною структурою, що мають у своєму складі Балдж і зовнішній диск у поєднанні з рукавами. Літера визначає ступінь щільності розташування рукавів. У випадку з галактиками, які мають спіральну структуру, розмір їх балджа і товщина рукавів зменшуються «зліва направо», а концентрація пилу при цьому підвищується.
  • Тип галактик (Irr) являє собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів. Галактики виду IrrI мають залишки спіральної структури, а види галактик IrrII демонструють абсолютно неправильну форму. Прикладом неправильної галактики є M82.
    Лінзоподібна галактика (NGC 5010)
  • Тип галактик (d) являє собою карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від двохсот до чотирьохсот мільярдів зір). До карликових відносять галактики зі світністю 109 L☉ або -16m абсолютної зоряної величини (це приблизно в сто разів менше яскравості Чумацького Шляху).
Карликова галактика (UGC 5497)
Неправильна галактика M82

Типи карликових галактик

  1. Карликові еліптичні галактики (dE) — нагадує еліптичні галактики.
  2. Карликові сфероїдальні галактики (dSph) — різновид dE, тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю.
  3. Карликові неправильні галактики (dIr) — має клоччасту структуру будови.
  4. Карликові блакитні компактні галактики (dBCG або BCD) — має у своїй структурі ознаки активного зореутворення.
  5. Ультракомпактні карликові галактики (UCD) — галактики дуже маленьких розмірів.

Що стосується Габбла, який був автором даної послідовності, яка вважається актуальною до теперішнього часу, то він був упевнений в її здатності до розвитку. Як він припускав, процес розвитку відбувається від галактик з еліптичною структурою до галактик зі спіральною структурою. Надалі галактики з еліптичною структурою стали називати раннім класом, а галактики зі спіральною структурою — пізнім. Завдяки цим знанням були розгадані багато загадок космосу.

Процеси

Зіткнення

Галактика Антенна — пара взаємодіючих галактик

Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх діаметром, то істотними стають припливні впливи галактик. Якщо відстань велика (у порівнянні з розмірами галактик), але також великий і час прольоту двох галактик поблизу одна одної, то масивніша галактика може перетягнути міжгалактичний газ, що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерел поповнення внутрішніх запасів міжзоряного газу, що бере участь при формуванні зір.

Якщо відстань є меншою, є можливість того, що більш масивний компонент разом з міжгалактичним газом перетягне на себе й темне гало галактики, залишивши її фактично без темної матерії. Особливо часто таке трапляється у разі великої різниці в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невеликий і час взаємодії, то в галактиках виникне періодична зміна густини газу, що слугуватиме причиною спалаху зореутворення і появи спіральних гілок.

Граничний випадок взаємодії — це злиття галактик. За сучасними уявленнями, спочатку зливаються темні гало галактик. Потім галактики починають наближатися одна до одної по спіралі. І тільки потім починають зливатися зоряні компоненти, викликаючи в навколишньому газі хвилі щільності й спалахи зореутворення.

Орбітальний телескоп «Габбл» у 2006 році сфотографував взаємодіючі галактики, дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини (сузір'я Південної Риби, на відстані 100 мільйонів світлових років від Землі).

Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. У результаті аналізу 21 902 галактик (повідомлення початку 2009 року) було з'ясовано, що практично всі вони в минулому зіштовхувалися з іншими галактиками. Також підтверджується припущення, що близько 2 мільярдів років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою.

Зіткнення галактик NGC 4676

Процеси в активних ядрах

Активна гігантська еліптична галактика M87. З центру галактики виривається релятивістський струмінь (джет).

Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо:

  1. спектр електромагнітного випромінювання об'єкта значно ширший ніж спектр звичайних галактик; іноді охоплює діапазон від радіо- до жорсткого гамма-випромінювання;
  2. спостерігається «змінність» — зміна «потужності» джерела випромінювання в точці спостереження (як правило, це відбувається з періодом від 10 хвилин в рентгенівському діапазоні до 10 років в оптичному і радіо діапазонах);
  3. є особливості спектру випромінювання, за якими можна зробити висновок про велику швидкість переміщення гарячого газу;
  4. є видимі морфологічні особливості, в тому числі викиди та «гарячі плями»;
  5. є особливості спектру випромінювання та його поляризації, за якими можна припустити наявність магнітного поля.

Галактики з активними ядрами поділяються на сейфертівські галактики, квазари, лацертиди, радіогалактики.

За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах надмасивних чорних дір, на які відбувається акреція галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача.

Згасання галактик

Згасання галактик відбувається від центру до периферії. Називають декілька причин «вмирання» галактик, зокрема, велика кількість чорних дір в центрі, зменшення кількості холодного газу з міжгалактичного простору, який підживлює зірки. Галактики затухають від центру до периферії.[неавторитетне джерело]

Чумацький Шлях

Картина Чумацького Шляху

Чумацький Шлях є великою спіральною галактикою з перемичкою діаметром близько 30 кілопарсек (або 100 000 світлових років) і товщиною 1000 світлових років (до 3000 в районі балджа). Сонце з Сонячною системою знаходяться всередині галактичного диска, наповненого пилом, що поглинає світло. Тому на небі ми бачимо смугу зір, але клоччасту, що нагадує згустки молока. Через поглинання світла Чумацький Шлях як галактика вивчений не до кінця: не побудована крива обертання, до кінця не з'ясований морфологічний тип, невідома кількість спіральних рукавів і т. д. Галактика містить близько 3× 1011 зір, а її загальна маса становить близько 3× 1012 мас Сонця.

Велику роль у вивченні Чумацького Шляху відіграють дослідження скупчень зірок — відносно невеликих гравітаційно зв'язаних об'єктів, що містять від сотень до сотень тисяч зірок. Їх гравітаційна зв'язаність, ймовірно, викликана єдністю походження. Тому, виходячи з теорії еволюції зірок і знаючи розташування зірок скупчення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, можна розрахувати вік скупчення. Скупчення поділяються на розсіяні та кулясті.

  • Кулясті — старі зоряні скупчення, що мають кулясту форму, концентруються до центру Галактики. Окремі кулясті скупчення можуть мати вік понад 12 млрд років.
  • Розсіяні — відносно молоді скупчення, мають вік до 2 млрд років, в деяких ще йдуть процеси зореутворення. Найяскравіші зорі розсіяних скупчень — молоді зорі спектральних класів B або A, а в самих молодих скупченнях ще є блакитні надгіганти (клас O).

Внаслідок своїх невеликих (щодо космологічних масштабів) розмірів, зоряні скупчення безпосередньо можуть спостерігатися лише в Галактиці і її найближчих сусідах.

Ще один тип об'єктів, доступний для спостереження тільки в околицях Сонця, — подвійні зорі. Значимість подвійних зір для дослідження різних процесів, що відбуваються в галактиці, пояснюється тим, що завдяки їм можливо визначити масу зорі, саме в них можна вивчити процеси акреції. Нові та наднові типу Ia — це теж результат взаємодії зір у тісних подвійних системах.

Див. також

Примітки

  1. Sparke L. S., Gallagher III J. S. Galaxies in the Universe: An Introduction. — 2. — Cambridge University Press, 2007. — 442 с. — ISBN 0521671868.(Перевірено 30 листопада 2011)
  2. Засов и Постнов, 2006, с. 290.
  3. Кононович Э. В., Мороз В. И. 11.1. Объекты, принадлежащие нашей Галактике // Общий курс астрономии / Иванов В. В. — 2. — М : Едиториал УРСС, 2004. — С. 433. — 3000 прим. — ISBN 5-354-00866-2.(Перевірено 30 листопада 2011)
  4. Анималов (27.09.2019). . kipmu.ru (рос.). Сетевое издание научно-популярный журнал: «Как и Почему». Архів оригіналу за 1 жовтня 2019. Процитовано 2 жовтня 2019. 
  5. ↑ Засов и Постнов, 2006, с. 299.
  6. Clarke, T. E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L. The Complex Cooling Core of A2029: Radio and X-Ray Interactions : [ ][англ.]. — 2004. — Vol. 616, no. 1. — С. 178-191. — Bibcode: 2004ApJ...616..178C. — DOI:10.1086/424911.[недоступне посилання з квітня 2019]
  7. . Popmech.ru. 11 березня 2009. Архів оригіналу за 1 червня 2009. Процитовано 26 липня 2009. 
  8. ↑ Mackie, Glen. (1 лютого 2002). To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand. Swinburne University. Архів оригіналу за 30 червня 2012. Процитовано 20 грудня 2006. 
  9. Сучков Л. А. Галактика. Астронет. 
  10. ↑ Ю. Н. Ефремов. . Архів оригіналу за 26 грудня 2010. Процитовано 26 березня 2011. 
  11. Хеггінс Вільям // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 509. — ISBN 966-613-263-X.
  12. Колчинский И. Г., Корсунь А. А., Родригес М. Р. (1977). Трюмплер Роберт Джулиус. Астрономы. Биографический справочник (на сайте Астронет). отв. редактор Богородский А. Ф. (вид. 2-ге, 416 с.). Киев: Наукова думка. (рос.)
  13. Hubble, E. P. Realm of the Nebulae. — New Haven : Yale University Press, 1936.
  14. Хюлст Хендрик Кристофель ван де // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 516. — ISBN 966-613-263-X.
  15. . Архів оригіналу за 6 грудня 2010. Процитовано 26 березня 2011. 
  16. Игорь Дроздовский. Методы определения расстояний до галактик. Архів оригіналу за 11 серпня 2011. Процитовано 8 жовтня 2012. 
  17. ↑ Засов и Постнов, 2006, с. 295—296.
  18. Засов и Постнов, 2006, с. 312—317.
  19. Засов и Постнов, 2006, с. 298.
  20. Засов и Постнов, 2006, с. 318-335.
  21. Засов и Постнов, 2006, с. 344-345.
  22. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 297. — ISBN 5-85099-169-7.
  23. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 323. — ISBN 5-85099-169-7.
  24. В. П. Решетников. Эти странные галактики с полярными кольцами. Архів оригіналу за 11 серпня 2011. Процитовано 13 жовтня 2012. 
  25. . sevengalaxy.ru. Архів оригіналу за 12 листопада 2016. Процитовано 25 грудня 2016. 
  26. ↑ Mihos, Chris. (05-2003). . Архів оригіналу за 6 листопада 2017. Процитовано 8 квітня 2019. 
  27. . Lenta.ru. 4 березня 2009. Архів оригіналу за 5 березня 2009. Процитовано 26 липня 2009. 
  28. . Lenta.ru. 5 січня 2009. Архів оригіналу за 20 квітня 2013. Процитовано 26 липня 2009. 
  29. . Lenta.ru. 23 лютого 2009. Архів оригіналу за 27 квітня 2009. Процитовано 26 липня 2009. 
  30. С. Б. Попов (ГАИШ). (9 грудня 2000). . Научная сеть Nature Web.ru. Архів оригіналу за 20 березня 2008. Процитовано 26 липня 2009. 
  31. Дані станом на 2006 рік.
  32. Antonucci, R. (1993). Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars. Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 31 (1): 473—521. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353.  (англ.)
  33. . Архів оригіналу за 18 квітня 2015. Процитовано 18 квітня 2015. 
  34. Thanu Padmanabhan. After the first three minutes: the story of our universe. — Cambridge University Press, 1998. — P. 87. — ISBN 0-521-62039-2.
  35. Frommert, H.; Kronberg, C. (25 серпня 2005). . SEDS. Архів оригіналу за 12 травня 2007. Процитовано 9 травня 2007. 

Література

Галактика
у сестринських Вікіпроєктах
Портал «Астрономія»
Означення у Вікісловнику?
Галактика у Вікісховищі?
  • Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 496. — 3000 прим. — ISBN 5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6.(Перевірено 27 січня 2012)
  • Ю. Н. Ефремов. . Архів оригіналу за 26 грудня 2010. Процитовано 26 березня 2011. 

Посилання

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
U Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Galaktika znachennya Gala ktika dav gr Gala3ias molochnij gravitacijno zv yazana sistema iz zir i zoryanih skupchen mizhzoryanogo gazu pilu j temnoyi materiyi Usi ob yekti v skladi galaktik berut uchast v obertanni navkolo spilnogo centra mas 1 2 3 NGC 4414 spiralna galaktika v suzir yi Volossya Veroniki diametrom blizko 17 000 parsekiv sho roztashovana na vidstani blizko 20 megaparsekiv vid ZemliNashu Galaktiku Chumackij Shlyah mozhna sposterigati na neboshili u viglyadi dovgoyi vityagnutoyi smugi gusto vkritoyi zoryami Usi inshi galaktiki duzhe viddaleni Vidstan do najblizhchih iz nih vimiryuyetsya v megaparsekah a do dalekih v odinicyah kosmologichnogo chervonogo zmishennya Same cherez viddalenist neozbroyenim okom na nebi mozhna pobachiti lishe chotiri z nih tumannist Andromedi u pivnichnij pivkuli Veliku i Malu Magellanovi Hmari u pivdennij pivkuli ta galaktiku M33 u pivnichnij pivkuli 4 Virizniti okremi zori v zobrazhennyah inshih galaktik ne vdavalosya azh do pochatku XX stolittya Do pochatku 1990 h rokiv nalichuvalosya ne bilshe 30 galaktik v yakih vdalosya vidiliti okremi zori vsi ci galaktiki nalezhat do Miscevoyi grupi Pislya zapusku kosmichnogo teleskopa Gabbl i vvedennya v diyu 10 metrovih nazemnih teleskopiv kilkist galaktik v yakih vdalosya rozrizniti okremi zori znachno zrosla Galaktiki podilyayut na kulyasti eliptichni galaktiki diskovi spiralni galaktiki galaktiki z peremichkoyu barom karlikovi nepravilni j t d Masa galaktik variyuyetsya vid 107 do 1012 mas Soncya dlya porivnyannya masa nashoyi galaktiki Chumackij Shlyah stanovit blizko 2 1011 mas Soncya Diametr galaktik vid 5 do 250 kiloparsekiv 5 16 800 tisyach svitlovih rokiv dlya porivnyannya diametr nashoyi galaktiki blizko 100 000 svitlovih rokiv Najbilsha vidoma na 2012 rik galaktika IC 1101 maye diametr ponad 600 kiloparsekiv 2 miljoni s r 6 Odniyeyu z nevirishenih problem budovi galaktik ye temna materiya sho viyavlyaye sebe tilki v gravitacijnij vzayemodiyi Vona mozhe skladati do 90 vid zagalnoyi masi galaktiki a mozhe buti zovsim vidsutnoyu yak u deyakih karlikovih galaktikah 7 U prostori galaktiki rozpodileni nerivnomirno na odnih dilyankah traplyayutsya veliki grupi galaktik roztashovanih nepodalik odna vid odnoyi todi yak na inshih dilyankah kosmosu nemaye zhodnih navit najmenshih galaktik Taki porozhni dilyanki prostoru nazivayut vojdami Tochna kilkist galaktik u sposterezhuvanij chastini Vsesvitu nevidoma ale za ocinkami yih blizko sta milyardiv 1011 8 Zmist 1 Pohodzhennya nazvi 2 Istoriya vivchennya galaktik 3 Sposterezhennya 3 1 Vidstani 3 2 Osnovni sposterezhuvani skladovi galaktik 3 3 Shvidkist obertannya galaktik 3 4 Masa j rozmir 3 5 Spektr galaktiki 3 6 Problema temnogo galo 4 Morfologiya 5 Klasifikaciya 5 1 Tipi karlikovih galaktik 6 Procesi 6 1 Zitknennya 6 2 Procesi v aktivnih yadrah 6 3 Zgasannya galaktik 7 Chumackij Shlyah 8 Div takozh 9 Primitki 10 Literatura 11 PosilannyaPohodzhennya nazvi RedaguvatiSlovo gala ktika dav gr gala3ias pohodit vid greckoyi nazvi nashoyi Galaktiki kyklos gala3ias oznachaye molochne kilce yak opis sposterezhuvanogo yavisha na nichnomu nebi 9 Koli astronomi pripustili sho rizni nebesni ob yekti yaki vvazhalisya spiralnimi tumannostyami mozhut buti velicheznimi skupchennyami zir ci ob yekti stali nazivati ostrivnimi vsesvitami abo zoryanimi ostrovami Ale piznishe koli stalo zrozumilo sho ci ob yekti shozhi na nashu Galaktiku obidva termini vijshli z uzhitku j buli zamineni terminom galaktika Istoriya vivchennya galaktik Redaguvati1610 roku Galileo Galilej za dopomogoyu teleskopa viyaviv sho Chumackij Shlyah skladayetsya z velicheznoyi kilkosti slabkih zir U traktati 1755 roku zasnovanomu na robotah Tomasa Rajta angl Thomas Wright Immanuyil Kant pripustiv sho Chumackij Shlyah mozhe buti obertovim tilom yake skladayetsya z velicheznoyi kilkosti zir sho utrimuyutsya gravitacijnoyu vzayemodiyeyu podibno do Sonyachnoyi sistemi ale u bilshih masshtabah Yaksho sposterigati taku Galaktiku zseredini na nichnomu nebi disk bude pomitno yak svitlu smugu Kant visloviv pripushennya sho deyaki z tumannostej vidimih na nichnomu nebi takozh mozhut buti okremimi galaktikami Ob yekt M31 galaktika Andromeda Risunok MessyeDo kincya XVIII stolittya Sharl Messye sklav katalog sho mistiv 109 yaskravih tumannostej Vid chasu publikaciyi katalogu do 1924 roku trivali superechki pro prirodu cih tumannostej Vilyam Gershel visloviv pripushennya sho tumannosti mozhut buti dalekimi zoryanimi sistemami podibnimi do Chumackogo Shlyahu 1785 roku vin sprobuvav viznachiti formu i rozmiri Chumackogo Shlyahu i roztashuvannya v nomu Soncya vikoristovuyuchi metod cherpkiv pidrahunku zir za riznimi napryamkami 1795 roku sposterigayuchi planetarnu tumannist NGC 1514 vin virazno pobachiv u yiyi centri okremu zoryu otochenu tumannoyu rechovinoyu Isnuvannya spravzhnih tumannostej takim chinom ne pidlyagalo sumnivu i ne bulo neobhidnosti vvazhati sho vsi tumanni plyami daleki zoryani sistemi 10 Do seredini XIX stolittya Dzhon Gershel sin Vilyama Gershelya vidkriv she 5000 tumannih ob yektiv Pobudovanij na yih osnovi rozpodil stav golovnim argumentom proti pripushennya sho voni ye dalekimi ostrivnimi vsesvitami podibnimi do nashoyi sistemi Chumackogo Shlyahu Bulo viyavleno sho isnuye zona uniknennya dilyanka na yakij nemaye abo majzhe nemaye podibnih tumannostej Cya zona roztashovana poblizu ploshini Chumackogo Shlyahu i ce yavishe bulo interpretovano yak zv yazok tumannostej iz sistemoyu Chumackogo Shlyahu Poglinannya svitla najsilnishe u ploshini Galaktiki bulo she nevidome 10 Pislya pobudovi svogo teleskopa 1845 roku Vilyam Parsons zmig pobachiti vidminnosti mizh eliptichnimi ta spiralnimi tumannostyami U deyakih iz cih tumannostej vin zmig vidiliti j okremi dzherela svitla 1865 roku Vilyam Gaggins vpershe otrimav spektr tumannostej 11 Harakter emisijnih linij tumannosti Oriona yasno svidchiv pro yiyi gazovij sklad ale spektr tumannosti Andromedi M31 za katalogom Mesye buv bezperervnim yak u zir Heggins zrobiv visnovok sho takij viglyad spektru M31 viklikano visokoyu shilnistyu i neprozoristyu gazovoyi skladovoyi Fotografiya M31 1900 r Na pochatku XX stolittya Vesto Melvin Slajfer angl Vesto Melvin Slipher poyasniv spektr tumannosti Andromedi vidbittyam svitla centralnoyi zori zoreyu vin pomilkovo vvazhav yadro galaktiki Takij visnovok bulo zrobleno na pidstavi fotografij otrimanih Dzhejmsom Kilerom na 36 dyujmovomu reflektori Zagalom bulo viyavleno 120 000 slabkih tumannostej Spektr tam de jogo mozhna bulo otrimati buv vidbivnim Yak zaraz vidomo ce buli spektri vidbivnih tumannostej zdebilshogo pilovih navkolo Pleyad 1910 roku Dzhordzh Richi angl George Willis Ritchey na 60 dyujmovomu teleskopi observatoriyi Maunt Vilson otrimav znimki na yakih bulo vidno sho spiralni gilki velikih tumannostej vsipani zorepodibnimi ob yektami ale zobrazhennya bagatoh z nih buli nerizki tumanni Ce mogli buti j kompaktni tumannosti i zoryani skupchennya i dekilka zobrazhen zirok sho zlilisya razom Nasha galaktika Chumackij Molochnij Shlyah U 1912 1913 rokah bula vidkrita zalezhnist period svitnist dlya cefeyid 1920 roku vidbulasya Velika superechka mizh Harlou Shepli i Geberom Kertisom Sutnist superechki polyagala u vimiri vidstani do Magellanovih Hmar za cefeyidami ta ocinyuvanni rozmiru Chumackogo Shlyahu Zastosovuyuchi vdoskonalenij variant metodu cherpkiv Kertis zrobiv visnovok pro isnuvannya porivnyano nevelikoyi diametrom blizko 15 kiloparsek splyushenoyi galaktiki iz Soncem poblizu centra a takozh pro neveliku vidstan do Magellanovih Hmar Shepli gruntuyuchis na pidrahunku kulyastih skupchen podav zovsim inshu kartinu Sonce perebuvaye dosit daleko vid centra ploskogo diska diametrom blizko 70 kiloparsek vidstan do Magellanovih Hmar vihodila priblizno takoyu zh Pidsumkom superechki stav visnovok pro neobhidnist she odnogo nezalezhnogo vimiryuvannya 1924 roku na 100 dyujmovomu teleskopi Edvin Gabbl znajshov u tumannosti Andromedi 36 cefeyid i vimiryav vidstan do nih Vidstan viyavilasya velicheznoyu hocha obchislena Gabblom velichina bula vtrichi menshoyu za suchasnu Ce pidtverdilo sho tumannist Andromedi ne chastina Chumackogo Shlyahu Isnuvannya galaktik bulo dovedeno i Veliku superechku virisheno 10 Suchasna budova nashoyi Galaktiki z yasuvalasya 1930 roku koli Robert Dzhulius Tryumpler angl Robert Julius Trumpler vimiryav efekt poglinannya svitla vivchayuchi rozpodil rozsiyanih zoryanih skupchen sho koncentruyutsya v ploshini Galaktiki 12 1936 roku Gabbl pobuduvav klasifikaciyu galaktik yaka vikoristovuyetsya i sogodni ta nazivayetsya poslidovnistyu Gabbla 13 1944 roku Gendrik van de Gulst nid Hendrik van de Hulst peredbachiv isnuvannya radioviprominyuvannya mizhzoryanogo atomarnogo vodnyu iz dovzhinoyu hvili 21 2 sm yake bulo viyavleno 14 1951 roku Ce viprominyuvannya sho ne poglinayetsya pilom dozvolilo dodatkovo vivchiti Galaktiku zavdyaki doplerivskomu zsuvu Sposterezhennya prizveli do pobudovi modeli z peremichkoyu v centri Galaktiki Zgodom rozvitok radioteleskopiv dozvoliv vidstezhuvati ruh vodnyu i v inshih galaktikah U 1970 h rokah stalo zrozumilo sho zagalna vidima masa galaktik sho skladayetsya z masi zir i mizhzoryanogo gazu ne poyasnyuye shvidkosti obertannya gazu Ce prizvelo do visnovku pro isnuvannya temnoyi materiyi 15 Novi sposterezhennya zdijsneni na pochatku 1990 h rokiv na kosmichnomu teleskopi Gabbl doveli sho temna materiya v nashij Galaktici ne mozhe skladatisya z odnih lishe slabkih i malih zir Na nomu takozh bulo otrimano zobrazhennya dalekogo kosmosu sho oderzhali nazvi Hubble Deep Field i Hubble Ultra Deep Field sho doveli isnuvannya v nashomu Vsesviti soten milyardiv galaktik 8 Sposterezhennya RedaguvatiNajvazhlivishi integralni harakteristiki galaktik 5 ekstremalni znachennya opusheni Parametr Osnovnij metod vimiryuvannya Interval znachen Priblizne znachennya dlya nashoyi galaktikiDiametr D25 Fotometriya 5 50 kpk 30 kpkRadialna shkala disku R0 Fotometriya 1 7 kpk 3 kpkTovshina zoryanogo disku Fotometriya diskiv sho sposterigayutsya z rebra 0 3 1 kpk 0 7 kpkSvitnist Fotometriya 107 1011 Lʘ 5 1010 LʘMasa M25 u mezhah D25 Vimiryuvannya shvidkostej gazu ta abo zir za efektom Doplera 107 1012 Mʘ 2 1011 MʘVidnosna masa gazu Mgas M25 u mezhah D25 Vimiryuvannya intensivnostej linij nejtralnogo i molekulyarnogo vodnyu 0 1 30 2 Shvidkist obertannya V zovnishnih oblastej galaktik Vimiryuvannya shvidkostej gazu ta abo zir za efektom Doplera 50 300 km s 220 km s dlya okolu Soncya Period obertannya zovnishnih oblastej galaktik Vimiryuvannya shvidkostej gazu ta abo zir za efektom Doplera 108 109 rokiv 2 108 rokiv dlya okolu Soncya Masa centralnoyi chornoyi diri Vimiryuvannya shvidkostej zir i gazu poblizu yadra empirichna zalezhnist vid centralnoyi dispersiyi zir 3 105 3 109 Mʘ 4 106 MʘVidstani Redaguvati Div takozh Shkala kosmichnih vidstanej ta Vidstani v kosmologiyi Vidstan vid sposterigacha do galaktiki yak fizichna harakteristika ne vhodit do zhodnogo procesu sho vidbuvayetsya z galaktikoyu Neobhidnist v informaciyi pro vidstan do galaktiki vinikaye pri ototozhnenni malovivchenih podij napriklad gamma spleskiv vivchenni Vsesvitu yak cilogo vivchenni evolyuciyi samih galaktik viznachenni masi galaktik ta yih rozmiriv tosho Dlya vimiryuvannya vidstanej do galaktik isnuye sistema shkali kosmichnih vidstanej U cij sistemi vikoristovuyetsya arsenal indikatoriv vidstanej yaki poslidovno kalibruyut ta zastosovuyut do zrostayuchih masshtabiv 16 U roli standartnih svichok indikatoriv vidstanej dlya miscevoyi grupi do 10 Mpk vistupayut cefeyidi zori tipu RR Liri ta yaskravi chervoni giganti Dlya galaktik susidnih skupchen takih yak skupchennya Divi 50 200 Mpk vidstani vimiryuyut za dopomogoyu planetarnih tumannostej fluktuacij yaskravosti galaktik ta rozpodilu svitnosti kulyastih zoryanih skupchen Dlya bilsh dalekih spiralnih galaktik 200 1000 Mpk vikoristovuyut nadnovi tipu Ia ta Talli Fishera a dlya dalekih eliptichnih galaktik spivvidnoshennya D s Nareshti do najdalshih galaktik gt 1000 Mpk tih sho formuyut velikomasshtabnu strukturu Vsesvitu yedinim metodom vimiryuvannya vidstanej na sogodni zalishayetsya zakon Gabbla R c z H 0 R frac c z H 0 de z chervonij zsuv spektralnih linij c shvidkist svitla a H0 stala Gabbla Slid zaznachiti sho dlya ob yektiv dlya yakih cej sposib viznachennya vidstani ye yedinim ponyattya vidstan perestaye buti odnoznachnim vnaslidok relyativistskih efektiv ta kosmologichnogo vikrivlennya prostoru chasu Pro taki ob yekti kazhut sho voni perebuvayut na kosmologichnih vidstanyah Ocinka vidstani do takih ob yektiv zalezhit vid prijnyatoyi kosmologichnoyi modeli Osnovni sposterezhuvani skladovi galaktik Redaguvati Osnovni sposterezhuvani skladovi galaktik vklyuchayut 17 Zori riznoyi masi j riznogo viku chastina yakih roztashovana v skupchennyah Kompaktni zalishki zir yaki proevolyucionuvali Holodne gazopilove seredovishe Rozridzhenij garyachij gaz iz temperaturoyu 105 106 K Podvijni zori v susidnih galaktikah ne sposterigayutsya ale sudyachi z okolic Soncya kratnih zir maye buti dosit bagato Gazopilove seredovishe j zori skladayutsya z atomiv i yih sukupnist nazivayut barionnoyu materiyeyu galaktiki Do nebarionnoyi vklyuchayut masu temnoyi materiyi j masu chornih dir 17 Shvidkist obertannya galaktik Redaguvati Pid shvidkistyu obertannya galaktiki mayetsya na uvazi shvidkist obertannya riznih komponent galaktiki navkolo yiyi centru Cya shvidkist ce sumarna shvidkist otrimana v hodi riznih procesiv Shvidkist obertannya galaktiki slid vidriznyati vid krugovoyi shvidkosti Vc yaka obumovlena tilki siloyu gravitaciyi j za viznachennyam dorivnyuye shvidkosti tila yake pid diyeyu sili tyazhinnya ruhayetsya po kolu Shvidkist zhe obertannya v zagalnomu vipadku obumovlena takozh radialnim gradiyentom tisku P mizhzoryanogo gazu V 2 R F R P r g V c 2 R P r g V 2 R left frac partial Phi partial R frac nabla P rho g right V c 2 R frac nabla P rho g Tut F gravitacijnij potencial a rg gustina gazu Dlya riznih komponent galaktiki shvidkist obertannya ocinyuyetsya po riznomu Dlya gazu za doplerivskim zmishennyam emisijnih linij Dlya zir za doplerivskim zmishennyam absorbcijnih linij zir Shema otrimannya shvidkosti obertannya nastupna Bezposeredno oderzhuvana zi sposterezhen shvidkist ce suma shvidkosti ruhu galaktiki yak cilogo j shvidkosti vnutrishnogo ruhu Zazvichaj shvidkist galaktiki v cilomu V0 ototozhnyuyetsya zi shvidkistyu ruhu centralnoyi dilyanki Dlya dalekih galaktik cya shvidkist obumovlena gabblivskim rozshirennyam Vsesvitu vlasnoyu shvidkistyu mozhna znehtuvati Shvidkist otrimana pislya vrahuvannya shvidkosti ruhu galaktiki yak cilogo ce promeneva shvidkist shvidkist uzdovzh promenya zoru Vr i shob obchisliti shvidkist obertannya galaktiki na danij vidstani neobhidno vrahuvati efekti proyekciyi Dlya cogo neobhidno znati kut nahilu osi galaktiki do promenya zoru i a takozh kut f mizh velikoyu vissyu galaktiki j pryamoyu sho prohodit cherez centr galaktiki ta tochku sposterezhennya Takim chinom shob perejti vid Vr do Vf neobhidno znati p yat parametriv shvidkist ruhu galaktiki V0 kuti i ta f dvi koordinati centru galaktiki shodo bud yakoyi tochki zobrazhennya Yaksho galaktika viglyadaye osesimetrichnoyu to zadacha sproshuyetsya oskilki kuti oriyentaciyi ta polozhennya centru mozhna obchisliti za rozpodilom yaskravosti diska Yaksho shilinu spektrografa roztashuvati uzdovzh yiyi velikoyi osi mozhna otrimati V ϕ R V 0 V r l sin i V phi R frac V 0 V r l sin i de l vidstan vid centru galaktiki uzdovzh shilini Odnak najpovnishu informaciyu pro ruh v galaktici daye analiz polya shvidkostej sukupnosti vimiriv promenevoyi shvidkosti dlya bagatoh tochok na disku galaktiki Dlya otrimannya polya shvidkostej zastosovuyut dvovimirnu spektroskopiyu Zazvichaj zastosovuyetsya abo bagatokanalnij prijmach abo interferometr Fabri Pero Radiosposterezhennya gazu v liniyah H I takozh dozvolyayut otrimati dvovimirnu kartinu rozpodilu shvidkosti v galaktici 18 Masa j rozmir Redaguvati Galaktiki ne mayut chitkih mezh Ne mozhna tochno skazati de zakinchuyetsya galaktika ta pochinayetsya mizhgalaktichnij prostir Primirom yaksho v optichnomu diapazoni galaktika maye odin rozmir to viznachenij za radiosposterezhennyami mizhzoryanogo gazu radius galaktiki mozhe viyavitisya v desyatki raziv bilshim Vid rozmiru zalezhit i vimiryuvana masa galaktiki Zazvichaj pid rozmirom galaktiki rozumiyut fotometrichnij rozmir izofoti 25 yi zoryanoyi velichini na kvadratnu kutovu sekundu v filtri B Standartne poznachennya takogo rozmiru D25 19 Masa diskovih galaktik ocinyuyetsya za krivoyu obertannya v ramkah pevnoyi modeli Vibir optimalnoyi modeli galaktiki spirayetsya yak na formu krivoyi obertannya tak i na zagalni uyavlennya pro strukturu galaktiki Dlya grubih ocinok masi eliptichnih galaktik neobhidno znati dispersiyu shvidkostej zir zalezhno vid vidstani do centru ta radialnij rozpodil gustini 20 Masa holodnogo gazu v galaktici viznachayetsya za intensivnistyu liniyi H I Yaksho reyestrovana gustina potoku viprominyuvannya vid galaktiki abo bud yakoyi yiyi chastini rivni Fn to vidpovidna masa dorivnyuye M H I 2 10 5 M D 2 n F n n d n M HI approx 2 cdot 10 5 M bigodot D 2 int nu F nu nu d nu de D vidstan u megaparsekah potik virazhenij u yanskih Ocinka masi molekulyarnogo gazu dosit skladna oskilki liniyi H2 u spektri holodnogo gazu vidsutni Tomu vihidnimi danimi ye intensivnosti spektralnih linij molekuli CO ICO Koeficiyent proporcijnosti mizh intensivnistyu viprominyuvannya CO i jogo masoyu zalezhit vid metalichnosti gazu Ale najbilsha neviznachenist pov yazana z maloprozoristyu hmari cherez neyi osnovna chastina svitla viprominyuvana vnutrishnimi oblastyami poglinayetsya samoyu hmaroyu takim chinom do sposterigacha dohodit svitlo lishe vid poverhni hmar 21 Spektr galaktiki Redaguvati Spektr galaktik skladayetsya z viprominyuvannya vsih skladovih yiyi ob yektiv Spektr serednostatistichnoyi galaktiki maye dva lokalnih maksimumi Osnovne dzherelo viprominyuvannya ce zori maksimum intensivnosti viprominyuvannya bilshosti z yakih lezhit v optichnomu diapazoni pershij maksimum Zazvichaj v galaktici bagato pilu yakij poglinaye viprominyuvannya v optichnomu diapazoni j pereviprominyuye jogo v infrachervonomu diapazoni Tak utvoryuyetsya drugij maksimum v infrachervonij oblasti Yaksho svitnist v optichnomu diapazoni prijnyati za odinicyu to sposterigayetsya nastupna zalezhnist mizh dzherelami ta tipami viprominyuvannya 22 Diapazon Vidnosna svitnist Osnovni dzherela viprominyuvannyaGamma lt 10 4 Aktivni yadra deyakih galaktik dzherela sho dayut poodinoki korotki spleski gamma spleski Rentgenivskij 10 3 10 4 Akrecijni diski tisnih podvijnih sistem garyachij gaz aktivni yadraOptichnij 1 Zori riznoyi temperaturi navkolozoryani pilovi diski u blizhnij ICh oblasti emisijne viprominyuvannya gazuDalnij ICh 0 5 2 Mizhzoryanij pil nagritij svitlom zir v deyakih galaktikah aktivni yadra i pilRadio 10 2 10 4 Sinhrotronne viprominyuvannya teplove viprominyuvannya oblastej H II emisijni liniyi H IProblema temnogo galo Redaguvati Kriva obertannya diskovoyi galaktiki A bez urahuvannya prihovanoyi masi B sposterezhuvanaYaksho osnovna masa galaktik mistitsya v zoryah to znayuchi spivvidnoshennya masa svitnist i pripuskayuchi sho vono ne duzhe zminyuyetsya z radiusom gustinu rechovini v galaktici mozhna ociniti za yaskravistyu zoryanogo naselennya Blizhche do svogo krayu galaktika tmyaniye znachit i serednya gustina zir padaye a tomu zmenshuyetsya i shvidkist obertannya zir Odnak krivi obertannya galaktik sho sposterigayutsya svidchat pro kardinalno inshu kartinu pochinayuchi z yakogos momentu shvidkosti obertannya zir anomalno visoki dlya gustini sho otrimuyetsya iz zalezhnosti masa svitnist Poyasniti visoku shvidkist zir na krayu diska mozhna pripustivshi sho na velikih vidstanyah vid centru galaktiki osnovnu rol vidigraye masa sho viyavlyaye sebe viklyuchno cherez gravitacijnu vzayemodiyu Nezalezhnim chinom mozhna dijti do visnovku pro nayavnist prihovanoyi masi yaksho ocinyuvati zagalnu masu vihodyachi z umovi stijkosti zoryanogo diska Vimiri shvidkosti ruhu suputnikiv masivnih galaktik zmushuyut pripuskati sho rozmir temnogo galo v dekilka raziv bilshij nizh optichnij diametr galaktiki Masivni temni galo bulo viyavleno v galaktikah vsih tipiv ale v riznih proporciyah vidnosno svitnoyi rechovini 23 Morfologiya Redaguvati Shema spiralnoyi galaktiki vid u profilGalaktiki buvayut spiralni eliptichni j nepravilni Bar peremichka prohodit vid vnutrishnih kinciv spiralnih gilok blakitni do centru galaktiki NGC 1300 Yadro vkraj mala oblast v centri galaktiki Koli mova zahodit pro yadra galaktik to najchastishe govoryat pro aktivni yadra galaktik de procesi ne mozhna poyasniti vlastivostyami skoncentrovanih u nih zir Disk vidnosno tonkij shar v yakomu skoncentrovano bilshist ob yektiv galaktiki Podilyayetsya na gazopilovij disk i zoryanij disk Polyarne kilce ridkisnij komponent U klasichnomu vipadku galaktika z polyarnim kilcem maye dva diski sho obertayutsya v perpendikulyarnih ploshinah Centri cih diskiv zbigayutsya Prichina viniknennya polyarnih kilec ne ye povnistyu obgruntovana 24 E0 M89 E1 M105 E2 M60 E3 M86 E4 M49 E6 M110 S0 NGC 1316 Sa NGC 92 Sc M51 Sd NGC 7793 Irr NGC 1427 NGC 4650A galaktika z polyarnim kilcemKlasifikaciya RedaguvatiDokladnishe Klasifikaciya GabblaPoslidovnist Gabbla yavlyaye soboyu proces podilu galaktik Vsesvitu zaproponovanij 1936 roku Edvinom Gabblom Z togo chasu rokiv na sud zaproponovano bilsh rozgornuti sistemi klasifikaciyi odnak zaproponovana Gabblom dosi vvazhayetsya zatrebuvanoyu Klasifikaciya galaktik zaproponovana v 1936 roci Edvinom Gabblom Eliptichna galaktika NGC 4150 Tip galaktik E0 E7 yavlyaye soboyu galaktiki z eliptichnoyu strukturoyu i harakterizuyutsya chitkoyu simetriyeyu roztashuvannya zir pri vidsutnosti sposterezhuvanogo yadra Nayavna v nazvi cifra pokazuye stupin ekscentrisitetu galaktiki E0 mayut pravilnu kulyastu formu zi zrostannyam velichini zbilshuyetsya stupin splyusnutosti Ce chislo ye pokaznikom sposterezhuvanoyi formi galaktiki u proyekciyi na doslidzhuvanu ploshinu a ne spravzhnoyi yiyi formi u prostori sho chasto zavazhaye viznachennyu morfologiyi Tip galaktik S0 yavlyaye soboyu galaktiki z linzopodibnoyu strukturoyu sho mayut formu diska z chitko okreslenoyu centralnoyu opuklistyu baldzhem odnak u nih ne sposterigayutsya spiralni rukavi Spiralna galaktika NGC 1232 Tipi galaktik Sa Sb Sc yavlyaye soboyu galaktiki zi spiralnoyu strukturoyu sho mayut u svoyemu skladi Baldzh i zovnishnij disk u poyednanni z rukavami Litera viznachaye stupin shilnosti roztashuvannya rukaviv U vipadku z galaktikami yaki mayut spiralnu strukturu rozmir yih baldzha i tovshina rukaviv zmenshuyutsya zliva napravo a koncentraciya pilu pri comu pidvishuyetsya Tip galaktik SBa SBb SBc yavlyaye soboyu galaktiki zi spiralnoyu strukturoyu i barom U strukturi galaktik takogo vidu mozhna sposterigati yaskravij bar yakij peretinaye baldzh ta z yednuye jogo z rukavami sho rozhodyatsya Tip galaktik Irr yavlyaye soboyu galaktiki nepravilnoyi formi yaki ne pidpadayut ni pid yakij z isnuyuchih klasiv Galaktiki vidu IrrI mayut zalishki spiralnoyi strukturi a vidi galaktik IrrII demonstruyut absolyutno nepravilnu formu Prikladom nepravilnoyi galaktiki ye M82 Linzopodibna galaktika NGC 5010 Tip galaktik d yavlyaye soboyu karlikovi galaktiki Ce malenki za rozmirami galaktiki yaki skladayutsya z dekilkoh milyardiv zir taka kilkist zir ye duzhe maloyu v porivnyanni z nashoyu Galaktikoyu yaka nalichuye vid dvohsot do chotirohsot milyardiv zir Do karlikovih vidnosyat galaktiki zi svitnistyu 109 L abo 16m absolyutnoyi zoryanoyi velichini ce priblizno v sto raziv menshe yaskravosti Chumackogo Shlyahu Karlikova galaktika UGC 5497 Nepravilna galaktika M82Tipi karlikovih galaktik Redaguvati Dokladnishe Karlikovi galaktikiKarlikovi eliptichni galaktiki dE nagaduye eliptichni galaktiki Karlikovi sferoyidalni galaktiki dSph riznovid dE tilki vidriznyayetsya nizkoyu poverhnevoyu yaskravistyu Karlikovi nepravilni galaktiki dIr maye klochchastu strukturu budovi Karlikovi blakitni kompaktni galaktiki dBCG abo BCD maye u svoyij strukturi oznaki aktivnogo zoreutvorennya Ultrakompaktni karlikovi galaktiki UCD galaktiki duzhe malenkih rozmiriv Sho stosuyetsya Gabbla yakij buv avtorom danoyi poslidovnosti yaka vvazhayetsya aktualnoyu do teperishnogo chasu to vin buv upevnenij v yiyi zdatnosti do rozvitku Yak vin pripuskav proces rozvitku vidbuvayetsya vid galaktik z eliptichnoyu strukturoyu do galaktik zi spiralnoyu strukturoyu Nadali galaktiki z eliptichnoyu strukturoyu stali nazivati rannim klasom a galaktiki zi spiralnoyu strukturoyu piznim Zavdyaki cim znannyam buli rozgadani bagato zagadok kosmosu 25 Procesi RedaguvatiZitknennya Redaguvati Galaktika Antenna para vzayemodiyuchih galaktikYaksho serednya vidstan mizh galaktikami staye porivnyanoyu z yih diametrom to istotnimi stayut priplivni vplivi galaktik Yaksho vidstan velika u porivnyanni z rozmirami galaktik ale takozh velikij i chas prolotu dvoh galaktik poblizu odna odnoyi to masivnisha galaktika mozhe peretyagnuti mizhgalaktichnij gaz sho otochuye susidnyu galaktiku tim samim pozbavivshi yiyi dzherel popovnennya vnutrishnih zapasiv mizhzoryanogo gazu sho bere uchast pri formuvanni zir 26 Yaksho vidstan ye menshoyu ye mozhlivist togo sho bilsh masivnij komponent razom z mizhgalaktichnim gazom peretyagne na sebe j temne galo galaktiki zalishivshi yiyi faktichno bez temnoyi materiyi Osoblivo chasto take traplyayetsya u razi velikoyi riznici v masah galaktik Takozh yaksho vidstan nevelika yak nevelikij i chas vzayemodiyi to v galaktikah vinikne periodichna zmina gustini gazu sho sluguvatime prichinoyu spalahu zoreutvorennya i poyavi spiralnih gilok 26 Granichnij vipadok vzayemodiyi ce zlittya galaktik Za suchasnimi uyavlennyami spochatku zlivayutsya temni galo galaktik Potim galaktiki pochinayut nablizhatisya odna do odnoyi po spirali I tilki potim pochinayut zlivatisya zoryani komponenti viklikayuchi v navkolishnomu gazi hvili shilnosti j spalahi zoreutvorennya Orbitalnij teleskop Gabbl u 2006 roci sfotografuvav vzayemodiyuchi galaktiki dvi z yakih zavdyaki gravitacijnomu vplivu rozrivayut tretyu na chastini suzir ya Pivdennoyi Ribi na vidstani 100 miljoniv svitlovih rokiv vid Zemli 27 Zitknennya galaktik ye dosit poshirenim yavishem u Vsesviti U rezultati analizu 21 902 galaktik povidomlennya pochatku 2009 roku 28 bulo z yasovano sho praktichno vsi voni v minulomu zishtovhuvalisya z inshimi galaktikami Takozh pidtverdzhuyetsya pripushennya sho blizko 2 milyardiv rokiv tomu vidbulosya zitknennya Chumackogo Shlyahu z inshoyu galaktikoyu 29 Zitknennya galaktik NGC 4676Procesi v aktivnih yadrah Redaguvati Dokladnishe Aktivni yadra galaktik Aktivna gigantska eliptichna galaktika M87 Z centru galaktiki virivayetsya relyativistskij strumin dzhet Galaktichni yadra mayut oznaki aktivnosti yaksho 30 spektr elektromagnitnogo viprominyuvannya ob yekta znachno shirshij nizh spektr zvichajnih galaktik inodi ohoplyuye diapazon vid radio do zhorstkogo gamma viprominyuvannya sposterigayetsya zminnist zmina potuzhnosti dzherela viprominyuvannya v tochci sposterezhennya yak pravilo ce vidbuvayetsya z periodom vid 10 hvilin v rentgenivskomu diapazoni do 10 rokiv v optichnomu i radio diapazonah ye osoblivosti spektru viprominyuvannya za yakimi mozhna zrobiti visnovok pro veliku shvidkist peremishennya garyachogo gazu ye vidimi morfologichni osoblivosti v tomu chisli vikidi ta garyachi plyami ye osoblivosti spektru viprominyuvannya ta jogo polyarizaciyi za yakimi mozhna pripustiti nayavnist magnitnogo polya Galaktiki z aktivnimi yadrami podilyayutsya na sejfertivski galaktiki kvazari lacertidi radiogalaktiki Za suchasnimi uyavlennyami aktivnist yader galaktik poyasnyuyetsya isnuvannyam v yih yadrah nadmasivnih chornih dir 31 na yaki vidbuvayetsya akreciya galaktichnogo gazu Vidminnist tipiv galaktik z aktivnimi yadrami poyasnyuyetsya vidminnistyu kuta nahilu ploshini galaktiki vidnosno do sposterigacha 32 Zgasannya galaktik Redaguvati Zgasannya galaktik vidbuvayetsya vid centru do periferiyi Nazivayut dekilka prichin vmirannya galaktik zokrema velika kilkist chornih dir v centri zmenshennya kilkosti holodnogo gazu z mizhgalaktichnogo prostoru yakij pidzhivlyuye zirki Galaktiki zatuhayut vid centru do periferiyi 33 neavtoritetne dzherelo Chumackij Shlyah RedaguvatiDokladnishe Chumackij Shlyah Kartina Chumackogo ShlyahuChumackij Shlyah ye velikoyu spiralnoyu galaktikoyu z peremichkoyu diametrom blizko 30 kiloparsek abo 100 000 svitlovih rokiv i tovshinoyu 1000 svitlovih rokiv do 3000 v rajoni baldzha 34 Sonce z Sonyachnoyu sistemoyu znahodyatsya vseredini galaktichnogo diska napovnenogo pilom sho poglinaye svitlo Tomu na nebi mi bachimo smugu zir ale klochchastu sho nagaduye zgustki moloka Cherez poglinannya svitla Chumackij Shlyah yak galaktika vivchenij ne do kincya ne pobudovana kriva obertannya do kincya ne z yasovanij morfologichnij tip nevidoma kilkist spiralnih rukaviv i t d Galaktika mistit blizko 3 1011 zir 35 a yiyi zagalna masa stanovit blizko 3 1012 mas Soncya Veliku rol u vivchenni Chumackogo Shlyahu vidigrayut doslidzhennya skupchen zirok vidnosno nevelikih gravitacijno zv yazanih ob yektiv sho mistyat vid soten do soten tisyach zirok Yih gravitacijna zv yazanist jmovirno viklikana yednistyu pohodzhennya Tomu vihodyachi z teoriyi evolyuciyi zirok i znayuchi roztashuvannya zirok skupchennya na diagrami Gercshprunga Rassela mozhna rozrahuvati vik skupchennya Skupchennya podilyayutsya na rozsiyani ta kulyasti Kulyasti stari zoryani skupchennya sho mayut kulyastu formu koncentruyutsya do centru Galaktiki Okremi kulyasti skupchennya mozhut mati vik ponad 12 mlrd rokiv Rozsiyani vidnosno molodi skupchennya mayut vik do 2 mlrd rokiv v deyakih she jdut procesi zoreutvorennya Najyaskravishi zori rozsiyanih skupchen molodi zori spektralnih klasiv B abo A a v samih molodih skupchennyah she ye blakitni nadgiganti klas O Vnaslidok svoyih nevelikih shodo kosmologichnih masshtabiv rozmiriv zoryani skupchennya bezposeredno mozhut sposterigatisya lishe v Galaktici i yiyi najblizhchih susidah She odin tip ob yektiv dostupnij dlya sposterezhennya tilki v okolicyah Soncya podvijni zori Znachimist podvijnih zir dlya doslidzhennya riznih procesiv sho vidbuvayutsya v galaktici poyasnyuyetsya tim sho zavdyaki yim mozhlivo viznachiti masu zori same v nih mozhna vivchiti procesi akreciyi Novi ta nadnovi tipu Ia ce tezh rezultat vzayemodiyi zir u tisnih podvijnih sistemah Div takozh RedaguvatiMisceva grupa Klasifikaciya Gabbla Spiralna galaktika Eliptichni galaktiki Galaktichnij rik Ekzoplaneta Ultratemni galaktikiPrimitki Redaguvati Sparke L S Gallagher III J S Galaxies in the Universe An Introduction 2 Cambridge University Press 2007 442 s ISBN 0521671868 Perevireno 30 listopada 2011 Zasov i Postnov 2006 s 290 Kononovich E V Moroz V I 11 1 Obekty prinadlezhashie nashej Galaktike Obshij kurs astronomii Ivanov V V 2 M Editorial URSS 2004 S 433 3000 prim ISBN 5 354 00866 2 Perevireno 30 listopada 2011 Animalov 27 09 2019 Kak opredelyaetsya granica galaktiki kipmu ru ros Setevoe izdanie nauchno populyarnyj zhurnal Kak i Pochemu Arhiv originalu za 1 zhovtnya 2019 Procitovano 2 zhovtnya 2019 a b Zasov i Postnov 2006 s 299 Clarke T E Blanton Elizabeth L Sarazin Craig L The Complex Cooling Core of A2029 Radio and X Ray Interactions angl 2004 Vol 616 no 1 S 178 191 Bibcode 2004ApJ 616 178C DOI 10 1086 424911 nedostupne posilannya z kvitnya 2019 Rozhdenie karlika Galaktika bez temnoty Popmech ru 11 bereznya 2009 Arhiv originalu za 1 chervnya 2009 Procitovano 26 lipnya 2009 a b Mackie Glen 1 lyutogo 2002 To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand Swinburne University Arhiv originalu za 30 chervnya 2012 Procitovano 20 grudnya 2006 Suchkov L A Galaktika Astronet a b v Yu N Efremov Postoyannaya Habbla Arhiv originalu za 26 grudnya 2010 Procitovano 26 bereznya 2011 Heggins Vilyam Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 509 ISBN 966 613 263 X Kolchinskij I G Korsun A A Rodriges M R 1977 Tryumpler Robert Dzhulius Astronomy Biograficheskij spravochnik na sajte Astronet otv redaktor Bogorodskij A F vid 2 ge 416 s Kiev Naukova dumka ros Hubble E P Realm of the Nebulae New Haven Yale University Press 1936 Hyulst Hendrik Kristofel van de Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 516 ISBN 966 613 263 X Skazanie o tyomnoj materii Arhiv originalu za 6 grudnya 2010 Procitovano 26 bereznya 2011 Igor Drozdovskij Metody opredeleniya rasstoyanij do galaktik Arhiv originalu za 11 serpnya 2011 Procitovano 8 zhovtnya 2012 a b Zasov i Postnov 2006 s 295 296 Zasov i Postnov 2006 s 312 317 Zasov i Postnov 2006 s 298 Zasov i Postnov 2006 s 318 335 Zasov i Postnov 2006 s 344 345 A V Zasov K A Postnov Galaktiki i skopleniya galaktik Obshaya astrofizika Fryazino Vek 2 2006 S 297 ISBN 5 85099 169 7 A V Zasov K A Postnov Galaktiki i skopleniya galaktik Obshaya astrofizika Fryazino Vek 2 2006 S 323 ISBN 5 85099 169 7 V P Reshetnikov Eti strannye galaktiki s polyarnymi kolcami Arhiv originalu za 11 serpnya 2011 Procitovano 13 zhovtnya 2012 Galaktiki vselennoj i ih izuchenie sevengalaxy ru Arhiv originalu za 12 listopada 2016 Procitovano 25 grudnya 2016 a b Mihos Chris 05 2003 Interactions and Mergers of Cluster Galaxies Arhiv originalu za 6 listopada 2017 Procitovano 8 kvitnya 2019 Habbl sfotografiroval galakticheskoe peretyagivanie kanata Lenta ru 4 bereznya 2009 Arhiv originalu za 5 bereznya 2009 Procitovano 26 lipnya 2009 V proshlom pochti vse galaktiki stalkivalis s sosedyami Lenta ru 5 sichnya 2009 Arhiv originalu za 20 kvitnya 2013 Procitovano 26 lipnya 2009 Astronomy stolknuli Mlechnyj Put s drugoj galaktikoj Lenta ru 23 lyutogo 2009 Arhiv originalu za 27 kvitnya 2009 Procitovano 26 lipnya 2009 S B Popov GAISh 9 grudnya 2000 Aktivnye yadra galaktik Nauchnaya set Nature Web ru Arhiv originalu za 20 bereznya 2008 Procitovano 26 lipnya 2009 Dani stanom na 2006 rik Antonucci R 1993 Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 31 1 473 521 doi 10 1146 annurev aa 31 090193 002353 angl Zatuhannya galaktik Arhiv originalu za 18 kvitnya 2015 Procitovano 18 kvitnya 2015 Thanu Padmanabhan After the first three minutes the story of our universe Cambridge University Press 1998 P 87 ISBN 0 521 62039 2 Frommert H Kronberg C 25 serpnya 2005 The Milky Way Galaxy SEDS Arhiv originalu za 12 travnya 2007 Procitovano 9 travnya 2007 Literatura RedaguvatiGalaktikau sestrinskih Vikiproyektah Portal Astronomiya Oznachennya u Vikislovniku Galaktika u Vikishovishi Zasov A V Postnov K A Obshaya astrofizika Fryazino Vek 2 2006 S 496 3000 prim ISBN 5 85099 169 7 UDK 52 BBK 22 6 Perevireno 27 sichnya 2012 Yu N Efremov Postoyannaya Habbla Arhiv originalu za 26 grudnya 2010 Procitovano 26 bereznya 2011 James Binney Galactic Astronomy Princeton University Press 1998 Terence Dickinson The Universe and Beyond Fourth Edition Firefly Books Ltd 2004 Volodimir Kazhanov 12 sichnya 2007 Galaktiki veletenski zoryani sviti Harkovskij planetarij Arhiv originalu za 13 chervnya 2010 Procitovano 28 veresnya 2010 Galaktiki Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 90 91 ISBN 966 613 263 X Posilannya RedaguvatiGalaxies anglijskoyu SEDS Arhiv originalu za 2 veresnya 2011 Procitovano 25 zhovtnya 2008 Galaktiki Fizicheskaya enciklopediya Arhiv originalu za 7 serpnya 2012 Procitovano 3 zhovtnya 2012 Nasha Galaktika zvyozdnyj dom v kotorom my zhivyom Astrogalaktika Arhiv originalu za 1 listopada 2012 Procitovano 3 zhovtnya 2012 Galaktika Astronet Arhiv originalu za 15 bereznya 2012 Procitovano 3 zhovtnya 2012 An Atlas of The Universe Galaxies Information and amateur observations The Oldest Galaxy Yet Found Arhivovano 11 kvitnya 2006 u Wayback Machine Galaxies discussed on BBC Radio 4 s In Our Time programme Arhivovano 3 sichnya 2009 u Wayback Machine angl Galaxy Zoo Arhivovano 9 bereznya 2018 u Wayback Machine onlajn proyekt klasifikaciyi galaktik Vsesvitu Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Galaktika amp oldid 39528338