Галактыка

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
NGC 4414, спіральная галактыка з сузор'я Валасы Веранікі дыяметрам каля 17 000 парсек, якая знаходзіцца на адлегласці прыкладна ў 20 мегапарсек ад Зямлі

Галактыка — масіўная, гравітацыйна звязаная сістэмы, якая складаецца з зорак, зорных рэшткаў(руск.) бел., міжзорнага асяроддзя, газу, пылу, і цёмнай матэрыі, якая з'яўляецца важным, але не надта вывучаным кампанентам[1][2]. Слова галактыка паходзіць ад грэчаскага galaxias (γαλαξίας), літаральна «малочны», гэта спасылка на Млечны Шлях. Галактыкі могуць быць ад карлікавых(руск.) бел. з усяго толькі дзясяцьма мільёнамі (107) stars[3] зорак да гігантаў з (1014) зорак[4], дзе кожная абарочваецца вакол ўласнага цэнтра мас.

Галактыкі ўтрымліваюць розны лік планет, зорных сістэм, зорных скопішчаў і разных міжзорных аблокаў(англ.) бел.. У прамежку паміж гэтымі аб'ектамі ёсць разрэджанае міжзорнае асяроддзе газу, пылу і касмічных прамянёў. Звышмасіўныя чорныя дзіркі знаходзяцца ў цэнтры большасці галактык. Яны лічацца асноўным фактарам, які вызначае актыўнасць галактычных ядраў. Галактыка Млечны Шлях, як вядома, мае па меншай меры адзін такі аб'ект[5].

Галактыкі былі гістарычна класіфікаваныя ў залежнасці ад іх відавочнай формы. Распаўсюджанай формай з'яўляецца эліптычная галактыка[6], якая мае светлавой профіль у форме эліпса. Спіральныя галактыкі дыскападобныя з запыленымі выгнутымі рукавамі. Галактыкі нерэгулярнай ці незвычайнай формы вядомыя як няправільныя галактыкі[7]. Яны, як правіла, паходзяць з парушэнняў ад прыцягнення суседніх галактык. Такія ўзаемадзеянні паміж суседнімі галактык, якія ў канчатковым выніку можа прывесці да зліцця, часам выклікаюць выпадкі зоркаўтварэння, якія вядуць да зоркаўтварэння галактык.

Ёсць, імаверна, больш за 170 млрд галактык ў назіраным Сусвеце[8]. Большасць з іх ад 1000 да 100000 парсек у дыяметры і звычайна падзеленыя адлегласцямі парадку мільёнаў парсек (або мегапарсек). Міжгалактычная прастора (прастора паміж галактыкамі) запоўненая разрэджаным газам сярэдняй шчыльнасці менш аднаго атама на кубічны метр. Большасць галактык сабраныя ў групы і скопішчы, якія, у сваю чаргу, сабраныя, больш буйныя звышскопішчы. На найбуйнейшым маштабе, гэтыя групы, як правіла, размешчаны ў лісты і ніткі, якія акружаны вялізнымі пустэчамі[9].

Этымалогія назвы[правіць | правіць зыходнік]

Дуга Млечнага Шляху на Паранальскай абсерваторыяй(руск.) бел.[10].

Слова «галактыка» паходзіць ад грэчаскага тэрміна для нашай Галактыкі, Galaxias ((стар.-грэч.: γαλαξίας), «малочны»), або Kyklos («круг») галактыкас ("малочны")[11] за з'яўленні ў якасці лёгкай паласы ў небе. У грэчаскай міфалогіі Зеўс змяшчае свайго сына, народжанага ад смяротнай жанчыны, немаўля Геракла, на грудзях Геры у той час, як яна спіць так, што дзіця будзе піць яе цудоўнае малако і, такім чынам, стаць несмяротным. Гера прачынаецца падчас кармлення грудзьмі, а затым разумее, што яна няньчыць невядомае дзіця. Яна штурхае дзіця ў бок і струмень яе малака цячэ па начным небе, роблячы слабую паласу святла, вядомую як Млечны Шлях[12][13].

У астранамічнай літаратуры капіталізаванае слова «Galaxy» выкарыстоўваецца для абазначэння нашай галактыкі, Млечнага Шляху, каб адрозніць яго ад мільярдаў іншых галактык. Англійскі тэрмін Млечны Шлях можа быць прасочаны да аповеду Чосера:

« "See yonder, lo, the Galaxyë
 Which men clepeth the Milky Wey,
 For hit is whyt."
Джэфры Чосер. Будынак сораму, c. 1380.[11]
»

Калі Уільям Гершэль пабудаваў сваю каталог аб'ектаў далёкага космасу ў 1786 годзе, ён выкарыстаў імя спіральнай туманнасці для некаторых аб'ектаў, такіх як М31. Яны потым будуць прызнаныя велізарнымі кангламератамі зорак, калі сапраўдную адлегласць да гэтых аб'ектаў сталі браць пад увагу, і яны будуць названы астраўнымі сусветамі. Зрэшты, пад словам Сусвет разумеецца паўната існавання, так гэты выраз выйшаў з ужывання і аб'екты сталі вядомыя як галактыкі[14].

Наменклатура[правіць | правіць зыходнік]

Hubble Ultra-Deep Field(англ.) бел. (поўны спектр ад ультрафіялетавага да блізкага інфрачырвонага святла) у сузор'і Печы, які паказвае галактыкі неўзабаве пасля Вялікага выбуху (Чэрвень 2014)[15].

Дзясяткі тысяч гэтых галактык ўжо былі каталагізаваныя. Толькі нешматлікія з іх маюць агульнапрынятую назву, такія як галактыка Андрамеды, Магеланавы воблакі, Галактыка Вадаварот і Галактыка Самбрэра. Астраномы працаваць з лікамі з пэўных каталогаў, такіх як каталог Месье, NGC (Новы агульны каталог), IC (Індэксны каталог), CGCG, (Каталог галактык і скопішчаў галактык), MCG (марфалагічны каталог галактык) і UGC (Агульны каталог галактык Упсала). Усу з вядомых галактык змяшчаюцца ў адным або больш з гэтых каталогаў, але кожны раз па розным лікам. Напрыклад, Месье 109, спіральная сістэма, якая мае нумар 109 у каталогу Месье, мае коды NCG3992, UGC6937, CGCG 269-023, MCG +09-20-044 і PGC 37617.

Далёкая галактыка Абэль 2744[16].

Паколькі ў навуцы прыйнята прызначаць імёны для большасці вывучаемых аб'ектаў, нават самых маленькіх, бельгійскі астрафізік Жэрар Бадзіфі і класіцыст Мішэль Бергер пачаў новы каталог (CNG)[17], у якім тысячы вядомых галактык атрымалі апісальныя імёны на латыні (або лацінізаванай грэчаскай мове)[18] у адпаведнасці з бінаміяльнай наменклатурай, якая выкарыстоўваецца і ў іншых навуках: біялогіі, анатоміі, палеанталогіі і ў іншых галінах астраноміі, такіх як геаграфія Марса. Адным з аргументаў, каб зрабіць гэта, было тое, што гэтыя ўражлівыя аб'екты заслугоўваюць лепшага, чым проста коды. Напрыклад Бадзіфі і Бергер прапанавалі нефармальнае апісальнае імя «Callimorphus Ursae Majoris» для добра сфарміраванай галактыкі Месье 109 у Вялікай Мядзведзіцы.

Гісторыя назіранняў[правіць | правіць зыходнік]

Усведамленне таго, што мы жывем у галактыцы, і, што на самай справе існуе шмат іншых галактык, прайшло паралельна з адкрыццямі аб Млечным Шляху і іншымі туманнасцямі ў начным небе.

Млечны Шлях[правіць | правіць зыходнік]

Галактычны цэнтр Млечнага Шляху

Грэчаскі філосаф Дэмакрыт (450-370 да н.э.) прапанаваў, што светлая палоска на начным небе, вядомай як Млечны Шлях можа складацца з далёкіх зорак[19]. Арыстоцель (384-322 да н.э.), аднак, лічыў, што Млечны Шлях выклікаецца па «запальванні вогненнага выдыху некаторых зорак, якія вялікія, шматлікія і знаходзяцца блізка адна да адной», і што «адбываецца ўзгаранне ў верхняй частцы атмасферы, у рэгіёнах свету, якія бесперапынна рухаюцца»[20]. Неаплатаніст філосаф Алимпіядар Малодшы (495-570 н.э.) крытыкаваў гэты пункт гледжання, сцвярджаючы, што, калі Млечны Шлях знаходзіўся пад Месяцам, яна павінны адрознівацца ў розныя часы і месцы на Зямля, і што ён павінны мець паралакс, якога ён не мае. На яго думку, Млечны Шлях быў нябесным. Гэтая ідэя стане ўплывовай пазней у ісламскім свеце[21].

Млечны Шлях над антэнамі ALMA(руск.) бел.[22]

Паводле Махані Махамеда, арабскі астраном Альгазен (965-1037) зрабіў першую спробу назірання і вымярэння паралаксу Млечнага шляху[23], і ён, такім чынам, "устанавіў, што, паколькі Млечны Шлях не мае паралакса, ён вельмі далёка ад Зямлі і не адносіцца да атмасферы"[24]. Персідскі астраном Аль-Біруні (973-1048) прапанаваў, што галактыка Млечны Шлях з'яўляецца «калекцыяй незлічоных фрагментаў прыроды туманных зорак»[25][26]. Андалузскі астраном Ібн Баджа(руск.) бел. («Avempace», в. 1138) выказаў дапушчэнне, што Млечны Шлях складаецца з мноства зорак, што амаль дакранаюцца адна адной і, здаецца, выглядае бесперапынным за кошт эфекту праламлення ад падмесяцовага матэрыялу[20][27], са спасылкай на яго назіранне злучэння Юпітэра і Марса ў якасці доказу, што гэта адбудзецца, калі два аб'екта знаходзяцца побач[20]. У 14 стагоддзі, астраном сірыйскага паходжання Ібн Кайім выказаў дапшчэнне, што галактыка Млечны Шлях з'яўляецца «незлічонай колькасцю малюсенькіх зорак, спакаваных разам у сферы нерухомых зорак»[28].

Форма Млечнага Шляху паводле думкі Уільяма Гершэля; Меркавалася, што Сонечная сістэма недалёка ад цэнтра.

Фактычны доказ таго, што Млечны Шлях складаецца з многіх зорак, з'явіўся ў 1610 годзе, калі італьянскі астраном Галілеа Галілей выкарыстаў тэлескоп для вывучэння Млечнага Шляху і выявіў, што ён складаецца з вялікай колькасці слабых зорак[29][30]. У 1750 годзе англійскі астраном Томас Райт у сваёй арыгінальнай тэорыі або новай гіпотэзе Сусвету выказаў дапушчэнне, што галактыка — гэта цела з вялікай колькасці зорак, якія ўтрымліваюцца разам гравітацыйнымі сіламі, падобна Сонечнай сістэме, але на значна большы маштаб. У выніку дыск зорак можна ўбачыць, як група па небе з нашага пункту гледжання ўнутры дыска[31][32]. У трактаце 1755 года Імануіл Кант спыніўся на ідэі Райта пра структуру Млечнага Шляху[33].

Першая спроба апісаць форму Млечнага Шляху і становішча Сонца ў гэта ажыццяўлялася Уільямам Гершэлям у 1785 годзе. Ён старанна падлічваў колькасць зорак у розных участках неба. Ён вырабіў схема форуы галактыкі з сонечнай сістэмай недалёка ад цэнтра[34][35]. Выкарыстоўваючы вытанчаны падыход, Каптэйн у 1920 годзе зрабіў малюнак невялікую (дыяметрам каля 15 кпс) эліпсоіда галактыкі з Сонцам блізка да цэнтра. Іншы спосаб, з дапамогай Харлау Шэплі на аснове каталагізацыі шаравых скопішчаў прывёў да зусім іншай карціны. Плоскі дыск з дыяметрам прыблізна 70 кпс і Сонцам недалёка ад цэнтра[32] аналізуе паглынанне святла міжзоркавым пылам, прысутнім у галактычнай плоскасці, якія не прыняліся да ўвагі, але пасля таго, як Роберт Джуліус Трумплер даследаваў гэты эфект ў 1930 годзе, вывучаючы адкрытыя кластары, цяперашняя карціна нашай галактыкі, Млечнага Шляху, стала яснай[36].

Гісторыя вывучэння[правіць | правіць зыходнік]

У 1610 годзе Галілеа Галілей выявіў, што Млечны Шлях, які ён вырашыў даследаваць сваім тэлескопам, складаецца з велізарнага ліку слабых зорак[37][38]. У сваім трактаце 1755 года, заснаваным на працах Томаса Райта, Імануіл Кант выказаў здагадку, што Галактыка можа быць целам, якое верціцца і складаецца з велізарнай колькасці зорак, утрыманых гравітацыйнымі сіламі, падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у Сонечнай сістэме, але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўнутры Галактыкі яе дыск будзе бачны на начным небе як светлая паласа. Кант выказаў і здагадку, што некаторыя з туманнасцей, бачных на начным небе, могуць быць асобнымі галактыкамі.

Да канца XVIII стагоддзя Шарль Месье склаў каталог, які ўтрымліваў 109 яркіх туманнасцей. Услед за ім з'явіўся каталог з 5000 туманнасцей Уільяма Гершэля. Пасля пабудовы свайго тэлескопа ў 1845 годзе лорд Рос змог убачыць адрозненні паміж эліптычнымі і спіральнымі туманнасцямі. У некаторых з гэтых туманнасцей ён змог вылучыць і асобныя крыніцы святла, што надавала гіпотэзе Канта вялікую праўдападобнасць. Аднак пытанне аб тым, ці з'яўляюцца гэтыя туманнасці асобнымі галактыкамі, заставалася спрэчным да пачатку 1920-х гадоў, калі дзякуючы новаму тэлескопу Эдвін Хабл даў на яго адказ. Ён здолеў разглядзець вонкавыя часткі некаторых спіральных туманнасцей як скапленне асобных зорак і вызначыць сярод іх зменныя-цэфеіды. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласць да гэтых туманнасцей: яны знаходзіліся занадта далёка, каб быць часткай Млечнага Шляху. У 1936 гозе Хабл пабудаваў класіфікацыю галактык, якая выкарыстоўваецца па сёння і называецца паслядоўнасцю Хабла.

Першую спробу вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонца ў ім прадпрыняў Уільям Гершэль у 1785 годзе пры дапамозе руплівага падліку зорак у розных участках неба.

У 1920 годзе адбылася «Вялікая спрэчка»[ru] паміж Харлау Шэплі і Хеберам Кёрцісам. Сутнасць спрэчкі заключалася ў вымярэнні адлегласці па цэфеідах да Магеланавых Аблокаў і ацэнцы памераў Млечнага Шляху. Выкарыстоўваючы ўдасканалены варыянт метаду чарпакоў, Кёрціс у 1920 годзе зрабіў вывад аб маленькай (дыяметрам у 15 кілапарсек) пляскатай галактыцы з Сонцам каля цэнтра, і таксама аб невялікай адлегласці да Магеланавых Аблокаў. Харлау Шэплі, карыстаючыся метадам, заснаваным на падліку шаравых скапленняў, даў зусім іншую карціну — плоскі дыск дыяметрам каля 70 кілапарсек з Сонцам, размешчаным далёка ад цэнтра. Адлегласць да Магеланавых Аблокаў была таго ж парадку. Абодва даследаванні не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынанне святла міжзорным газам у плоскасці галактыкі. Сучасная карціна нашай Галактыкі з'явілася ў 1930 годзе, калі Роберт Джуліус Трумплер вымераў гэты эфект, вывучаючы размеркаванне рассеяных зорных скопішчаў, якія канцэнтруюцца ў плоскасці Галактыкі.

У 1944 годзе Хендрык ван дэ Хюлст прадказаў існаванне радыёвыпраменьвання з даўжынёй хвалі ў 21 см, выпрамененага міжзорным атамарным вадародам. Такое выпраменьванне было выяўлена ў 1951 годзе. Гэтае выпраменьванне, не паглынаемае пылам, дазволіла дадаткова вывучыць Галактыку дзякуючы доплераўскаму зрушэнню. Гэтыя назіранні прывялі да стварэння мадэлі з перамычкай у цэнтры Галактыкі. Прагрэс радыётэлескопаў дазволіў адсочваць вадарод і ў іншых галактыках. У 1970-х гадах стала зразумела, што агульная бачная маса галактык (якая складаецца з масы зорак і міжзорнага газу), не тлумачыць хуткасці кручэння газу. Гэта прывяло да высновы аб існаванні цёмнай матэрыі.

Новыя назіранні, зрабленыя ў пачатку 1990-х гадоў на Касмічным тэлескопе імя Хабла, паказалі, што цёмная матэрыя ў нашай Галактыцы не можа складацца толькі з вельмі слабых і малых зорак. На ім таксама былі атрыманыя выявы далёкага космасу, якія атрымалі назву Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field. Гэтыя фотаздымкі паказалі відавочнасць таго, што ў нашай Сусвеце існуюць сотні мільярдаў галактык.

У 2004 годзе самай далёкай галактыкай з тых, што калі-небудзь назіраліся чалавецтвам, стала галактыка Abell 1835 IR1916.

Назіранні[правіць | правіць зыходнік]

Адлегласць[правіць | правіць зыходнік]

Адлегласць ад назіральніка да галактыкі як фізічная характарыстыка не ўваходзіць ні ў адзін працэс, які адбываецца з галактыкай. Неабходнасць у інфармацыі аб адлегласці да галактыкі ўзнікае пры: атаясненні малавывучаных падзей, напрыклад, гама-ўсплёскаў; вывучэнні Сусвету як цэлага, вывучэнні эвалюцыі саміх галактык, вызначэнні масы галактык і іх памераў і іншых чынніках.

Усе больш-менш мадэленезалежныя спосабы вызначэння адлегласці да галактыкі можна падзяліць на два тыпы, як вымярэнне па аб'екце ўнутры галактыкі, адлегласць да якога на нязначную велічыню адрозніваецца ад адлегласці да самой галактыкі, і па чырвоных зрушэннях.

Першы спосаб — фотаметрычны спосаб, з выкарыстаннем так званых стандартных свечак, свяцільнасць якіх лічыцца вядомай. Тады адлегласць можна вылічыць па наступнай формуле:

R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1},

дзе m — бачная зорная велічыня, Мабсалютная зорная велічыня, а R — адлегласць, вымераная ў парсеках. На сучасным этапе ў якасці такіх стандартных свечак выкарыстоўваюць[39]:

  • Цэфеіды — ведаючы перыяд іх пульсацый, можна даведацца пра іхнюю свяцільнасць. Першы аб'ект, па якім вымералі адлегласць да іншых галактык.
  • Звышновыя зоркі тыпу Ia. Менавіта з дапамогай іх у 1990-х гадах адкрылі паскоранае пашырэнне Сусвету.
  • Чырвоныя гіганты.
  • Звышгіганты.

Другі спосаб заснаваны на эмпірычным законе Хабла і больш залежны ад абранай мадэлі, чым папярэдні.

~R=\frac{cz}{H_0},

дзе H0сталая велічыня Хабла. Калі ж узяць цяпер распаўсюджаную ΛCDM-мадэль (з той жа сталай Хабла), то колькі-небудзь істотнае разыходжанне будзе на z ~ 10, што дазваляе яго прылічыць да адносна мадэленезалежных.

Існуе таксама шэраг моцна мадэлезалежных спосабаў[39]:

Асноўныя назіраныя складнікі галактык[правіць | правіць зыходнік]

Асноўныя назіраныя складнікі галактык уключаюць[40]:

  1. Нармальныя зоркі розных мас і ўзростаў, частка якіх складзена ў вялікай колькасці.
  2. Кампактныя рэшткі праэвалюцыянаваных зорак.
  3. Халоднае газапылавое асяроддзе.
  4. Найбольш разрэджаны гарачы газ з тэмпературай 105—106 К.

Падвойныя зоркі ў суседніх галактыках не назіраюцца, але, мяркуючы па наваколлях Сонца, кратных зорак павінна быць досыць шмат. Газапылавое асяроддзе і зоркі складаюцца з атамаў, і іхную сукупнасць называюць барыённай матэрыяй галактыкі. У небарыённую ўключаецца маса цёмнай матэрыі і маса чорных дзірак[40].

Хуткасць кручэння галактык[правіць | правіць зыходнік]

Пад хуткасцю кручэння галактыкі маецца на ўвазе хуткасць кручэння розных кампанентаў галактыкі вакол яе цэнтра. Дадзеная хуткасць ёсць сумарная хуткасць, набытая падчас розных працэсаў. Хуткасць кручэння галактыкі варта адрозніваць ад кругавой хуткасці Vc, якая абумоўлена толькі сілай гравітацыі і роўная, па вызначэнні, неабходнай хуткасці цела, якое рухаецца па крузе пад дзеяннем сілы прыцягнення да цэнтра. Хуткасць жа кручэння ў агульным выпадку абумоўлена таксама радыяльным градыентам ціску P міжзорнага газу.

V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}

Тут Φгравітацыйны патэнцыял, а ρg — шчыльнасць газу.

Для розных кампанентаў галактыкі хуткасць кручэння ацэньваецца па-рознаму. Для газу — па доплераўскаму зрушэнню эмісійных ліній. Для зорак — па доплераўскаму зрушэнню абсарбцыйных ліній зорак. Схема атрымання хуткасці кручэння наступная.

Непасрэдна хуткасць з назіранняў ёсць сума хуткасці руху галактыкі як цэлага і хуткасці ўнутранага руху. Звычайна хуткасць галактыкі ў цэлым (V0) атаясамляецца з хуткасцю руху цэнтральнай вобласці. Для далёкіх галактык гэтая хуткасць абумоўлена хаблаўскім пашырэннем Сусвету, уласная хуткасць нязначная.

Хуткасць, атрыманая пасля ўліку хуткасці руху галактыкі як цэлага, — хуткасць па прамяню зроку (Vr), і каб вылічыць хуткасць кручэння галактыкі на дадзенай адлегласці, неабходна ўлічыць эфекты праекцыі. Для гэтага неабходна ведаць вугал нахілу восі галактыкі да промня погляду i, а таксама вугал φ паміж вялікай воссю галактыкі і прамой, якая праходзіць праз цэнтр галактыкі і назіраную кропку. Такім чынам, каб перайсці ад Vr да Vφ, неабходна ведаць пяць параметраў: хуткасць руху галактыкі V0, вуглы i і φ, дзве каардынаты цэнтра галактыкі (адносна любога пункта выявы).

Калі галактыка выглядае восесіметрычнай, то задача спрашчаецца, бо вуглы арыентацыі і становішча цэнтра можна вылічыць па размеркаванні яркасці дыска. І калі шчыліну спектрографа размясціць уздоўж яе вялікай восі, можна атрымаць:

~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}},

дзе l — адлегласць ад цэнтра галактыкі ўздоўж шчыліны. Аднак найбольш поўную інфармацыю пра рух у галактыцы дае аналіз поля хуткасцей — сукупнасці вымярэнняў прамянёвых хуткасцей для вялікай колькасці пунктаў па дыску галактыкі. Для атрымання поля хуткасцей прымяняюць двухмерную спектраскапію. Звычайна ўжываецца альбо шматканальны прыёмнік, альбо інтэрферометр Фабры—Перо. Радыёназіранні газу ў лініях H I таксама дазваляюць атрымаць двухмерную карціну размеркавання хуткасцей у галактыцы[40].

Маса і памер[правіць | правіць зыходнік]

Галактыкі не маюць дакладных меж. Нельга дакладна сказаць, дзе канчаецца галактыка і пачынаецца міжгалактычная прастора. Да прыкладу, калі ў аптычным дыяпазоне галактыка мае адзін памер, то вызначаны паводле радыёназіранняў міжзорнага газу радыус галактыкі можа аказацца ў дзясяткі разоў большым. Ад памеру залежыць і маса галактыкі, якую можна вымяраць. Звычайна пад памерам галактыкі разумеюць фотаметрычны памер ізафоты 25-й зорнай велічыні з квадратнай вуглавой секунды ў фільтры B. Стандартнае абазначэнне такога памеру — D25[40].

Маса дыскавых галактыкаў ацэньваецца па крывой кручэння ў рамках нейкай мадэлі. Выбар аптымальнай мадэлі галактыкі абапіраецца як на форму крывой кручэння, так і на агульныя ўяўленні аб структуры галактыкі. Для грубых ацэнак масы эліптычных галактык неабходна ведаць дысперсію хуткасцей зорак у залежнасці ад адлегласці ад цэнтра і радыяльнае размеркаванне шчыльнасці[40].

Маса халоднага газу ў галактыцы вызначаецца па інтэнсіўнасці лініі H I. Калі зарэгістраваная шчыльнасць патоку выпраменьвання ад галактыкі або якой-небудзь яе частцы роўныя Fν, тады адпаведная маса роўная:

M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu,

дзе D — адлегласць у мегапарсеках. Паток, выражаны ў янскіх.

Ацэнка масы малекулярнага газу вельмі складаная, бо спектр самай распаўсюджанай малекулы H2 не мае ліній, якія ўзбуджаюцца ў халодным газе. Таму зыходнымі дадзенымі з'яўляюцца інтэнсіўнасці спектральных ліній малекулы CO (ICO). Каэфіцыент прапарцыянальнасці паміж інтэнсіўнасцю выпраменьвання CO і яго масай залежыць ад металічнасці газу. Але самая вялікая нявызначанасць звязана з малой празрыстасцю воблака, з-за яе асноўная доля святла, выпрамененая ўнутранымі абласцямі, паглынаецца самім жа воблакам, такім чынам, да назіральніка даходзіць святло толькі ад паверхні аблокаў[40].

Віды галактык[правіць | правіць зыходнік]

Эліптычная галактыка M49

Галактыкі адрозніваюцца па форме і памерах.

Эліптычныя галактыкі ўключаюць зоркі, якія верцяцца ў розных плоскасцях, пры гэтым хуткасці іх абарачэння параўнальна невялікія. Такія галактыкі складаюцца, пераважна з жоўтых і чырвоных зорак. У гэтых сістэмах спыніліся працэсы зораўтварэння. Дыяметры эліптычных галактык складаюць 5-50 тыс. парсек.

Туманнасць Андрамеды — найбліжэйшая да нас спіральная галактыка

Спіральныя галактыкі — моцна сплясканыя сістэмы з цэнтральным ядром. Яны досыць хутка абарачаюцца ў кірунку закручвання спіральных рукавоў, дзе канцэнтруюцца самыя яркія і маладыя зоркі, рассеяныя зорныя скопішчы, туманнасці. Асноўная маса зорак знаходзіцца ў дыску такой галактыкі, для якога характэрная спіральная структура. Спіральная структура галактыкі акружаная сферычнай кампанентай, якая складаецца са старых зорак і шаравых скопішчаў. Сярод такіх галактык — Туманнасць Андрамеды, яе дыяметр складае каля 70 тыс. парсек, адлегласць ад Зямлі — 770 тыс. парсек. Гэта адзіная галактыка, якую ва ўмераных шыротах Паўночнага паўшар'я Зямлі можна ўбачыць няўзброеным вокам.

Лінзападобныя галактыкі моцна сплясканыя, але не маюць спіральнай структуры. У іх адрозніваюць ядро і лінзу-дыск. Яны вельмі хутка абарачаюцца вакол ядра, акружаныя сферычнымі каронамі.

Вялікае Магеланава воблака

Да няправільных адносяцца галактыкі, у якіх не назіраецца выяўленага ядра і сіметрычнай формы. Гэта звычайна невялікія па памерах галактыкі. Сярод іх: Вялікае Магеланава воблака і Малое Магеланава воблака — спадарожнікі нашай Галактыкі. Іх аддзяляе ад нас прыкладна 70 тыс. парсек. Гэтыя галактыкі можна назіраць няўзброеным вокам у Паўднёвым паўшар'і Зямлі (у сузор'ях Залатой Рыбы і Тукана).

Нарэшце, існуюць дробныя па памерах радыёгалактыкі і квазары, якія пры параўнальна невялікіх памерах з'яўляюцца вельмі магутнымі крыніцамі радыёвыпраменьвання. Квазары — найбольш аддаленыя ад нас аб'екты, якія дазваляюць вывучаць уласцівасці рэчыва (на адлегласці ў мільярды светлавых гадоў). Квазары аддаляюцца ад нас з хуткасцямі, блізкімі да хуткасці святла. Самыя быстрыя з іх маюць хуткасць роўную 80-90 % светлавой.

Наша Галактыка (Млечны Шлях)[правіць | правіць зыходнік]

Даследаванне цэнтральнай вобласці Млечнага Шляху з дапамогай лазера (Чылі, 2010)

Галактыка Мле́чны Шлях (Птушыная дарога), якая называецца таксама проста Галактыка (з вялікай літары) — гіганцкая зорная сістэма, у якой знаходзіцца, сярод іншых, Сонца, усе бачныя няўзброеным вокам асобныя зоркі, а таксама велізарная колькасць зорак, якія зліваюцца разам і назіраюцца ў выглядзе млечнага шляху. Наша Галактыка з'яўляецца адной са шматлікіх іншых галактык.

Млечны Шлях з'яўляецца спіральнай галактыкай з перамычкай тыпу SBbc па класіфікацыі Хабла.

Галактыка ўключае не менш чым 10 млрд зорак, а таксама міжзорнае рэчыва (газ, пыл). Большасць зорак Галактыкі належаць Млечнаму Шляху. Наша Галактыка (Млечны Шлях) — велізарнае, плоскай формы ўтварэнне з патаўшчэннем у цэнтральнай частцы. Галактыка мае дыяметр каля 25 тыс. парсек, або амаль 100 тыс. светлавых гадоў. Сонечная сістэма знаходзіцца амаль у плоскасці яе сіметрыі на адлегласці прыкладна 2/3 радыуса Галактыкі ад яе цэнтра.

Цэнтральная вобласць Галактыкі атрымала назву ядро. Яно мае дыяметр 1-2 тыс. парсек, і ўяўляе сабой велізарнае, адносна шчыльнае скопішча зорак. Ядро Галактыкі знаходзіцца ў сузор'і Стральца, але назіранню яго перашкаджаюць аблокі касмічнага пылу. Ядро Галактыкі з'яўляецца крыніцай магутнага радыёвыпраменьвання, што сведчыць аб актыўных працэсах, якія адбываюцца ў ім. Тут канцэнтруюцца шаравыя зорныя скопішчы, чырвоныя гіганты.

Большасць зорак галоўнай паслядоўнасці, уключаючы Сонца, белыя карлікі, туманнасці, абарачаюцца вакол ядра Галактыкі. Хуткасць іх абарачэння залежыць ад адлегласці да цэнтра Галактыкі, таму Галактыка мае спіральную структуру. Сонца абарачаеца вакол цэнтра Галактыкі з хуткасцю каля 230 км/с. Перыяд абароту Сонца вакол цэнтра Галактыкі складае каля 200 млн гадоў. Спіральныя рукавы Галактыкі ўключаюць і маладыя зоркі, век якіх не перавышае 100 млн гадоў, тут знаходзіцца асноўная маса цэфеід, планетарныя туманнасці. Усё гэта кажа аб тым, што ў спіральных рукавах Галактыкі адбываюцца працэсы зораўтварэння.

Існуюць, нарэшце, касмічныя целы, якія перамяшчаюцца па выцягнутых арбітах у розных кірунках, і не ўдзельнічаюць у кручэнні галактычнага дыска: шаравыя скопішчы, чырвоныя гіганты, доўгаперыядычнныя пераменныя зоркі тыпу Міры.

Буйныя структуры[правіць | правіць зыходнік]

Галактыкі размяшчаюцца ў прасторы нераўнамерна. На асобных участках неба іх мала, затое на іншых яны згрупаваныя ў скопішчы. Буйныя скопішчы могуць уключаць тысячы галактык.

Наша Галактыка (Млечны Шлях) разам з галактыкай Андрамеды M31 і галактыкай Трыкутніка (М33), а таксама некалькімі невялікімі галактыкамі-спадарожнікамі (у т.л. Вялікае і Малое Магеланавы воблакі) утварае Мясцовую групу, якая, у сваю чаргу, уваходзіць у Звышскопішча Дзевы. Галоўную ролю ў ім адыгрывае Скопішча Дзевы (у якое наша Галактыка не ўваходзіць).

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі[правіць | правіць зыходнік]

  1. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named sparkegallagher2000
  2. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named nasa060812
  3. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named eso000503
  4. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named science250_4980_539
  5. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named smbh
  6. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named uf030616
  7. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named IRatlas
  8. Deutsch, David (2011). The Fabric of Reality. Penguin Books Limited. pp. 234–. ISBN 978-0-14-196961-9. http://books.google.com/books?id=Z7uFxViR19oC&pg=PT234. 
  9. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named camb_lss
  10. A Milky Arc Over Paranal . Праверана 10 красавіка 2014.
  11. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named oed
  12. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named waller_hodge2003
  13. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named konean2006
  14. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named rao2005
  15. Harrington, J.D. NASA RELEASE 14-151 - Hubble Team Unveils Most Colorful View of Universe Captured by Space Telescope. NASA (3 June 2014). Праверана 4 чэрвеня 2014.
  16. Distant galaxy in Hubble Frontier Field Abell 2744 . Праверана 11 лютага 2014.
  17. Bodifée G. & Berger M. CNG-Catalogue of Named Galaxies (2010). Праверана 17 студзеня 2014.
  18. Contemporary Latin. Праверана 22 студзеня 2014.
  19. Plutarch (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Chapter 3: Echo Library. pp. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2. 
  20. 20,0 20,1 20,2 Ibn Bajja. Stanford Encyclopedia of Philosophy (2007-09-28). Праверана 11 ліпеня 2008.
  21. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named heidarzadeh23
  22. ALMA Centre of Expertise in Portugal . Праверана 15 мая 2014.
  23. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named mohamed
  24. Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography. The Education and Training in Optics and Photonics Conference (2005). Праверана 8 ліпеня 2008.
  25. Джон Дж. О’Конар і Эдмунд Ф. Робертсан. Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni(англ.)  у архіве MacTutor.
  26. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named al_biruni
  27. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named heidarzadeh25
  28. Livingston, J. W. (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99]. doi:10.2307/600445. 
  29. Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16.
    English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43.
  30. Galileo Galilei. University of St. Andrews (November 2002). Праверана 8 студзеня 2007.
  31. Thomas Wright, An Original Theory or New Hypothesis of the Universe … (London, England: H. Chapelle, 1750). From p.48: " … the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design, … this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, … To a spectator placed in an indefinite space, … it [i.e., the Milky Way (Via Lactea)] [is] a vast ring of stars … "
    On page 73, Wright called the Milky Way the Vortex Magnus (the great whirlpool) and estimated its diameter at 8.64×1012 miles (13.9×1012 km).
  32. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named our_galaxy
  33. Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels [Universal Natural History and Theory of the Heavens … ], (Koenigsberg and Leipzig, (Germany): Johann Friederich Petersen, 1755).
    Available in English translation by Ian Johnston at: Vancouver Island University, British Columbia, Canada
  34. William Herschel (1785) "On the Construction of the Heavens," Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 75 : 213-266. Herschel's diagram of the galaxy appears immediately after the article's last page. See:
  35. Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named paul1993
  36. Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society 31 (31): 1479. Bibcode1999AAS...195.7409T. 
  37. Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16.
    English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43.
  38. Galileo Galilei. University of St. Andrews (November 2002). Праверана 8 студзеня 2007.
  39. 39,0 39,1 Игорь Дроздовский. Методы определения расстояний до галактик.
  40. 40,0 40,1 40,2 40,3 40,4 40,5 Засов и Постнов, 2006

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Галактыкі // БелЭн, у 18 т. Т.4. — Мн., 1997.
  • Астраномiя: вучэбны дапаможнiк для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай моввай навучання / Галуза I.В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — Мн., 2009.
  • James Binney. Galactic Astronomy — Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. The Universe and Beyond — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd., 2004.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]

Commons