Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Галактика



План:


Введення

NGC 4414, спіральна галактика з сузір'я Волосся Вероніки діаметром близько 17 000 парсек, що знаходиться на відстані приблизно в 20 мегапарсек від Землі

Галактика ( др.-греч. Γαλαξίας - Чумацький Шлях) - гігантська гравітаційно-пов'язана система з зірочок і зоряних скупчень, міжзоряного газу і пилу, і темної матерії. Всі об'єкти в складі галактик беруть участь в русі щодо загального центру мас. [1] [2] [3]

Галактики - надзвичайно далекі об'єкти, відстань до найближчих з них прийнято вимірювати в мегапарсек, а до далеких - в одиницях червоного зсуву z. Саме через віддаленість розрізнити на небі неозброєним оком можна всього лише три з них: туманність Андромеди (видно в північній півкулі), Велике і Мале Магелланові Хмари (видно в південному). Дозволити зображення галактик до окремих зірок не вдавалося аж до початку XX століття. На початок 1990-х років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зірки, і всі вони входили в Місцеву групу. Після запуску космічного телескопа " Хаббл "і введення в дію 10-метрових наземних телескопів число галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зірки, різко зросла.

Галактики відрізняються великою різноманітністю: серед них можна виділити сфероподобние еліптичні галактики, дискові спіральні галактики, галактики з перемичкою (баром), карликові, неправильні і т. д. Якщо ж говорити про числових значеннях, то, наприклад, їх маса варіюється від 10 7 до 10 12 мас Сонця, для порівняння маса нашої галактики Чумацький Шлях 3 10 12 мас Сонця. Діаметр галактик - від 5 до 50 кіло парсек [4] (16-160 тисяч світлових років), для порівняння діаметр нашої галактики Чумацький Шлях близько 100 000 світлових років.

Однією з невирішених проблем будови галактик є темна матерія, що проявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90% від загальної маси галактики, а може і повністю відсутні, як в карликових галактиках [5].

У просторі галактики розподілені нерівномірно: в одній області можна виявити цілу групу близьких галактик, а можна не виявити жодної, навіть найменшої галактики (так звані увійшовши). Точна кількість галактик в спостерігається частини Всесвіту невідомо, але, як видно, їх близько ста мільярдів (10 11) [6].


1. Етимологія

Слово "галактика" ( др.-греч. γαλαξίας ) Походить від грецької назви нашої Галактики ( κύκλος γαλαξίας означає "молочне кільце" - як опис спостережуваного явища на нічному небі) [7]. Коли астрономи припустили, що різні небесні об'єкти, що вважалися спіральними туманностями, можуть бути величезними скупченнями зірок, 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 перестали використовуватися і були замінені на термін "галактика".


2. Спостереження

Найважливіші інтегральні характеристики галактик [4] (екстремальні значення опущені):

Параметр Основний метод вимірювання Інтервал значень Зразкове значення для нашої галактики
Діаметр D 25 Фотометрія 5-50 кпк 30 кпк
Радіальна шкала диска R 0 Фотометрія 1-7 кпк 3 кпк
Товщина зоряного диска Фотометрія дисків, які спостерігаються "з ребра" 0,3-1 кпк 0,7 кпк
Світність Фотометрія 10 7 -10 11 L ʘ 5 10 жовтня L ʘ
Маса М 25 в межах D 25 Вимірювання швидкостей газу та / або зірок за ефектом Доплера 10 7 -10 12 M ʘ 2 11 жовтня M ʘ
Відносна маса газу M gas / M 25 в межах D 25 Вимірювання інтенсивностей ліній нейтрального і молекулярного водню 0,1-30% 2%
Швидкість обертання V зовнішніх областей галактик Вимірювання швидкостей газу та / або зірок за ефектом Доплера 50-300 км / с 220 км / с (для околиці Сонця)
Період обертання зовнішніх областей галактик Вимірювання швидкостей газу та / або зірок за ефектом Доплера 10 8 -10 9 років 2 10 8 (для околиці Сонця)
Маса центральної чорної діри Вимірювання швидкостей зірок і газу поблизу ядра; емпірична залежність від центральної дисперсії зірочок 3 10 5 -3 10 9 M ʘ 4 10 6 M ʘ

2.1. Відстань

Відстань від спостерігача до галактики як фізична характеристика не входить ні в один процес, 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 і т. п.

Все більш-менш моделенезавісімие способи визначення відстані до галактики можна розділити на два типи: вимірювання по об'єкту усередині галактики, відстань до якого на пренебрежимо малу величину відрізняється від відстані до самої галактики, і по червоному зсуву.

Перший спосіб - фотометричний спосіб, з використанням так званих стандартних свічок, світність яких вважається відомою. Тоді відстань можна обчислити за такою формулою:

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

де m - видима зоряна величина, М - абсолютна зоряна величина, а R - відстань, що вимірюється в парсеках. На сучасному етапі як таких стандартних свічок використовують [8] :

  • Цефеїди, знаючи період пульсацій яких, можна дізнатися їх світність. Перший об'єкт, по якому виміряли відстань до інших галактик.
  • Наднові типу Ia. Саме за допомогою них у 90-х роках XX століття відкрили прискорене розширення Всесвіту.
  • Червоні гіганти.
  • Надгіганти.

Другий спосіб заснований на емпіричному законі Хаббла і більш залежний від обраної моделі, ніж попередній.

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

де H 0 - постійна Хаббла. Якщо ж узяти нині поширену ΛCDM-модель (з тією ж постійною Хаббла), то скільки-небудь істотна розбіжність буде на z ~ 10, що дозволяє його зарахувати до відносно моделенезавісімим.

Існує також ряд сильно моделезавісімих способів [8] :


2.2. Основні спостережувані складові галактик

Основні спостережувані складові галактик включають [9] :

  1. Нормальні зірки різних мас і віків, частина яких полягає в скупченнях.
  2. Компактні залишки проеволюціоніровавшіх зірок.
  3. Холодна газопилова середовище.
  4. Найбільш розріджений гарячий газ з температурою 10 5 -10 6 К.

Подвійні зірки в сусідніх галактиках не спостерігаються, але, судячи по околицях Сонця, кратних зірок має бути досить багато. Газопилової середовище і зірки складаються з атомів, і їх сукупність називають баріонної матерією галактики. У небаріонную включається маса темної матерії і маса чорних дір [9].


2.3. Швидкість обертання галактик

Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонентів галактики навколо її центру. Дана швидкість - це сумарна швидкість, придбана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від кругової швидкості V c, яка обумовлена ​​тільки силою гравітації і дорівнює, за визначенням, необхідної швидкості тіла, що рухається по колу під дією сили тяжіння до центра. Швидкість же обертання в загальному випадку обумовлена ​​також радіальним градієнтом тиску P міжзоряного 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 Φ - гравітаційний потенціал, а ρ g - щільність газу.

Для різних компонентів галактики швидкість обертання оцінюється по-різному. Для газу - за доплеровскому зсуву емісійних ліній. Для зірок - по доплеровскому зсуву абсорбційних ліній зірок. Схема отримання швидкості обертання наступна.

Безпосередньо отримується з спостережень швидкість - це сума швидкості руху галактики як цілого і швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V 0) ототожнюється зі швидкістю руху центральної області. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена ​​Хаббловском розширенням Всесвіту, власна швидкість пренебрежимо мала.

Швидкість, що вийшла після врахування швидкості руху галактики як цілого, - швидкість по променю зору (V r), і щоб обчислити швидкість обертання галактики на даному відстані, необхідно врахувати ефекти проекції. Для цього необхідно знати кут нахилу осі галактики до променя зору i, а також кут φ між великою віссю галактики і прямої, що проходить через центр галактики і точку спостереження. Таким чином, щоб перейти від V r до V φ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V 0, кути i та φ, дві координати центру галактики (щодо будь-якої точки зображення).

Якщо галактика виглядає осесиметричної, то завдання спрощується, оскільки кути орієнтації і положення центру можна обчислити за розподілом яскравості диска. І якщо щілину спектрографа розташувати уздовж її великої осі, можна отримати:

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

де l - відстань від центру галактики уздовж щілини. Однак найбільш повну інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей - сукупності вимірів променевих швидкостей для великого числа точок по диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну спектроскопію. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або інтерферометр Фабрі - Перо. Радіоспостереження газу в лініях HI також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкостей в галактиці [10].


2.4. Маса і розмір

Галактики не мають чітких кордонів. Не можна точно сказати, де закінчується галактика і починається міжгалактичний простір. Приміром, якщо в оптичному діапазоні галактика має один розмір, то визначається за радіонаблюденія міжзоряного газу радіус галактики може опинитися в десятки разів більше. Від розміру залежить і вимірювана маса галактики. Зазвичай під розміром галактики розуміють фотометричний розмір ізофоти 25-ї зоряної величини з квадратною кутової секунди в фільтрі B. Стандартне позначення такого розміру - D 25 [11].

Маса дискових галактик оцінюється за кривої обертання в рамках якоїсь 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 зірок залежно від відстані від центру та радіальний розподіл щільності [12].

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

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

де D - відстань у мегапарсек, потік виражений в янських.

Оцінений маси молекулярного газу досить складна, так як спектр найпоширенішою молекули H 2 не має ліній, порушуваних у холодному газі. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули CO (I CO). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від металевості газу. Але найбільша невизначеність пов'язана з малопрозорого хмари, через неї основна частка світла, випромінювана внутрішніми областями, поглинається самим же хмарою, таким чином, до спостерігача доходить світло тільки від поверхні хмар [13].


2.5. Спектр галактики

Спектр галактик складається з випромінювання всіх складових її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуму. Основне джерело випромінювання - це зірки, максимум інтенсивності випромінювання більшості з них знаходиться в оптичному діапазоні (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, що поглинає випромінювання в оптичному діапазоні і перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні. Звідси другий максимум - в інфрачервоній області. Якщо світність в оптичному діапазоні прийняти за одиницю, то спостерігається наступна залежність між джерелами і типами випромінювання [14] :

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 Аккреційному диски тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра
Оптичний 1 Зірки різної температури; навколозоряних пилові диски в ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу
Далекий ІК 0,5-2 Міжзоряний пил, нагріта світлом зірок; в деяких галактиках активні ядра і пил
Радіо 10 -2 -10 -4 Синхротронне випромінювання; теплове випромінювання областей H II, емісійні лінії HI

2.6. Проблема темного гало

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

Якщо вся маса галактик укладена в зірках, то, знаючи співвідношення маса-світність і припускаючи, що воно не сильно змінюється з радіусом, щільність речовини в галактиці можна оцінити по яскравості зоряного населення. Ближче до свого краю галактика тьмяніє, значить, і середня щільність зірок падає, а разом з нею повинна впасти і швидкість обертання зірок. Однак спостерігаються криві обертання галактик свідчать про кардинально інший картині: починаючи з якогось моменту швидкості обертання зірок аномально високі для щільності, одержуваної із залежності маса-світність. Пояснити високу швидкість зірок в краю диска можна, припустивши, що на великих відстанях від центру галактики основну роль грає маса, що проявляє себе виключно через гравітаційну взаємодію.

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

Вимірювання швидкостей рухів супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в кілька разів більше, ніж оптичний діаметр галактики.

Присутність масивних темних гало було виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях по відношенню до світному речовині [15].


3. Морфологія

Схема спіральної галактики, вид в профіль
Бар (перемичка) проходить від внутрішніх решт спіральних гілок (блакитні) до центру галактики. NGC 1300.

Ядро - вкрай мала область у центрі галактики. Коли мова заходить про ядрах галактик, то найчастіше говорять про активних ядрах галактик, де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих в них зірок.

Диск - відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Підрозділяється на газопилової диск і зоряний диск.

Полярне кільце - рідкісний компонент. У класичному випадку галактика з полярним колом має два диски, що обертаються в перпендикулярних площинах. Центри цих дисків в класичному випадку збігаються. Причина виникнення полярних кілець до кінця не ясна [16].

Сфероїдальної компонент - сфероподобное розподіл зірок.

Балджа ( англ. bulge - Здуття) - найбільш яскрава внутрішня частина сфероїдальної компонента.

Гало - зовнішній сфероїдальної компонент. Кордон між балджем і гало розмита і досить умовна.

Спіральна гілку (спіральний рукав) - ущільнення з міжзоряного газу і переважно молодих зірок у вигляді спіралі. Швидше за все, є хвилями щільності, викликаними різними причинами, однак питання про їх походження до цих пір остаточно не вирішено.

Бар (перемичка) - виглядає як щільне витягнуте утворення, що складається із зірок і міжзоряного газу. За розрахунками, головний постачальник міжзоряного газу до центру галактики. Однак майже всі теоретичні побудови грунтуються на факті, що товщина диска багато менше його розмірів, іншими словами, диск плоский, і майже всі моделі - спрощені двовимірні моделі, розрахунків тривимірних моделей дисків вкрай мало. А тривимірний розрахунок галактики з баром і газом у відомій літературі всього один [17]. За даними автора даного розрахунку, газ не потрапляє в центр галактики, а проходить досить далеко.

Найважливішими компонентами є газопилової диск, зірковий диск і сфероїдальної компонент. Існує чотири основних види галактик [18] :

  1. Еліптичні галактики (E) - галактики, у яких дискової складової немає, або вона слабоконтрастних. Всі інші галактики дискові.
  2. Спіральні галактики (S) - галактики, що володіють спіральними гілками. Іноді гілки можуть вироджуватися в кільця.
  3. Лінзовідние галактики (S0) - галактики, за своєю структурою не відрізняються від спіральних, за винятком відсутності чіткого спірального візерунка. Пояснюється це низьким вмістом міжзоряного газу, а значить, і низьким темпом зореутворення.
  4. Неправильні галактики (Irr) - для них характерна неправильна клочковатое структура. Як правило, в них дуже багато міжзоряного газу, до 50% від маси галактики.
Таблиця характеристик основних видів галактик
E S0 Sa-Sd Irr
Сфероїдальної компонент Галактика цілком Є Є Дуже слабкий
Зірковий диск Ні або слабо виражений Є Основний компонент Основний компонент
Газопилової диск Немає Немає або дуже розріджене Є Є
Спіральні гілки Ні або лише поблизу ядра Ні або слабо виражені Є Немає
Активні ядра Зустрічаються Зустрічаються Зустрічаються Немає
Відсоток від загального числа галактик 20% 20% 55% 5%

У багатьох випадках дуже зручною виявляється дещо більш докладна Хаббловском класифікація галактик по підвидів. Хаббловском розподіл (або камертон Хаббла), що охоплює всі галактики, грунтується на їх візуально сприймається будові. І якщо еліптичні вона описує цілком точно, то одна і та ж спіральна галактика може класифікуватися по-різному.

В 2003 Майклом Дрінкуотер (Michael Drinkwater) з університету Квінсленда (University of Queensland) був відкритий новий вид галактик, класифікується як ультракомпактні карликові галактики [19].

  • 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 - галактика з полярним кільцем


4. Великомасштабні об'єднання галактик

Секстет Сейферта як приклад групи галактик

На знімках галактик видно, що дійсно одиноких галактик небагато (так звані галактики поля). Порядку 95% галактик утворюють групи галактик [20]. У них, як і в звичайних галактиках, передбачається присутність темної матерії, що становить більшу частину маси групи, 10-30% - це міжгалактичний газ, а близько 1% становить маса самих зірок [21].

Для найменших за розміром і найпоширенішим у Всесвіті скупченням, що включає кілька десятків галактик, є група галактик. Найчастіше в них домінує одна масивна еліптична або спіральна галактика, яка за рахунок приливних сил з часом руйнує галактики-супутники і збільшує свою масу, поглинаючи їх. В таких скупченнях швидкості розбігання галактик одна від одної, викликані Хаббловском розширенням Всесвіту, слабкі і домінують випадкові пекулярні швидкості. З аналізу цих випадкових швидкостей і теореми Віріа можна отримати масу таких груп [22].

Скупченням галактик називають об'єднання в кілька сотень галактик, які можуть містити як окремі галактики, так і групи галактик. Зазвичай при спостереженні в такому масштабі можна виділити кілька дуже яскравих надмасивних еліптичних галактик [23]. Такі галактики повинні безпосередньо впливати на процес утворення та формування структури скупчення.

Надскупчення - найбільший тип об'єднання галактик, включає в себе тисячі галактик. У масштабах сверхскоплений галактики вишиковуються в смуги і нитки, що оточують великі розріджені порожнечі [24]. Форма таких скупчень може бути різна: від ланцюжка, такий як ланцюжок Маркаряна, до стін, як велика стіна Слоуна. У великих масштабах Всесвіт постає ізотропної і однорідної [25].

Наша Галактика є однією з галактик Місцевої групи, домінуючи в ній разом з Андромедою. У Місцевої групи поперечником близько 1 мегапарсек знаходяться більше 40 галактик. Сама Місцева група є частиною сверхскопления Діви, головну роль в якому грає скупчення Діви, в яке наша Галактика не входить [26].


5. Процеси

5.1. Зіткнення

Галактика Антена - пара взаємодіючих галактик

Якщо середнє значення відстані між галактиками не більше ніж на порядок більше їх діаметра, то істотними стають приливні впливу галактик. На ці впливи кожен компонент галактики в різних умовах відгукується по-різному. Якщо відстань відносно велике, але також велика і час прольоту двох галактик один щодо одного, то більш масивна галактика може перетягнути міжгалактичний гарячий газ, що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерела, що поповнює внутрішні запаси міжзоряного газу, що розходився при формування зірок [27].

Якщо додатково зменшити відстань, то можливо, що більш масивний компонент разом з межгалактическим газом перетягне на себе і темне гало галактики, залишивши її фактично без темної матерії. Особливо часто таке зустрічається при сильному відмінності в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невелика і час взаємодії, то в галактиках виникнуть хвилі щільності газу, що може послужити причиною масованої спалаху зореутворення і появі спіральних гілок [27].

Граничний випадок взаємодії - це злиття галактик. За сучасними уявленнями, спочатку зливаються темні гало галактик. Потім галактики починають наближатися один до одного по спіралі. І тільки потім починають зливатися зіркові компоненти, викликаючи в навколишньому газі хвилі щільності і спалахи зореутворення.

Орбітальний телескоп "Хаббл" у 2006 сфотографував взаємодіючі галактики, дві з яких розривають третю на частини, діючи на неї своєю гравітацієюсузір'ї Південної Риби, віддалені від Землі на відстань в 100 мільйонів світлових років) [28].

Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. В результаті аналізу 21 902 галактик (повідомлення початку 2009 [29]) було з'ясовано, що практично всі вони в минулому зустрічалися з іншими галактиками. Також підтверджується припущення, що близько 2 мільярдів років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою [30].


5.2. Процеси в активних ядрах

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

Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо [31] :

  1. спектр електромагнітного випромінювання об'єкта набагато ширше спектра звичайних галактик, іноді простираючись 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 судити про переміщення гарячого газу з великими швидкостями;
  4. є видимі морфологічні особливості, у тому числі викиди і "гарячі плями";
  5. є особливості спектру випромінювання та його поляризації, за якими можна припустити, в тому числі, про наявність магнітного поля.

Галактики з активними ядрами поділяються на сейфертовських галактики, квазари, лацертид, радіогалактики.

За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється присутністю в їх ядрах надмасивних чорних дір [32], на які відбувається акреція галактичного газу. А відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється різницею в куті нахилу площини галактики по відношенню до спостерігача [33].


5.3. Рух газу і зірок

Оскільки зірки розташовані далеко один від одного і ймовірність їх зіткнення мала, зірки, як в галактиках, так і в скупченнях, є бесстолкновітельную середу. Це легко показати [34]. Будемо називати зіткненням двох зірок випадок, коли дві зірки при зближенні під дією сили гравітації змінять напрямок руху, зберігши при цьому повну енергію. Тоді розглянемо це зближення щодо центру мас зірок. Для спрощення розрахунків будемо вважати, що маси зірочок рівні, і їх швидкості на початок зближення (формально на нескінченно великій відстані) теж. Для першої оцінки це цілком припустиме наближення. Запишемо закон збереження механічної енергії :

mV ^ 2-G \ frac {m ^ 2} {r} = mV_0 ^ 2 ,

де V - поточна швидкість зірок (швидкості повинні бути однакові з міркувань симетрії), r - відстань між зірками, V 0 - швидкість на нескінченності до взаємодії, а G - гравітаційна стала. Будемо вважати, що зірки зазнали зіткнення, якщо в момент їх зближення кінетична енергія подвоїлася. Тоді, підставивши значення прицільного параметра d в рівняння, написане вище, отримаємо:

G \ frac {m ^ 2} {d} = mV_0 ^ 2 .

Тоді діаметр перетину зіткнення тіл і, відповідно, площа перерізу взаємодії рівні:

d = \ frac {Gm} {V_0 ^ 2} ,
S_c = \ frac {\ pi d ^ 2} {4} = \ frac {\ pi G ^ 2m ^ 2} {4V_0 ^ 4} .

Оцінимо характерний час зіткнення для зірок околиць Сонця (n = 3 10 -56 см -3, а відносна швидкість руху 20 км / с). Отримаємо:

t_c = (nV_0S_c) ^ {-1}> 5 \ cdot 10 ^ {21} c .

Отримане час більше часу життя Всесвіту на три порядки. І навіть у зоряних скупченнях, де концентрація зірок на три порядки більше, ситуація не поліпшується. Зауважимо, що можна було б провести більш точний розрахунок, з урахуванням закону збереження імпульсу і т. д., але результати вийшли б схожими [34]. З бесстолкновітельності середовища напрошується висновок про нерівноважності системи та розподіл випадкових швидкостей зірок не максвеллівською чином. Характерний час його встановлення повинно бути багато великим часу вільного пробігу зірки. Проте насправді все виявилося набагато складніше.

Виміри показали, що зірки, за винятком самих молодих, є частково "прорелаксіровавшую" систему: розподіл випадкових швидкостей зірок максвеллівський, але з різними дисперсіями по різних осях. Більш того, в одному і тому ж обсязі простору спостерігається систематичний, хоча і сповільнюється, зростання випадкових швидкостей для старих зірок. Таким чином, можна стверджувати, що зоряний диск з часом нагрівається [35].

Дана проблема не вирішена остаточно, мабуть, вирішальну роль відіграють все ж зіткнення, але не з зірками, а з масивними газовими хмарами [36].


5.4. Явище гравітаційного лінзування

MACSJ0025.4-1222, розподілу газу та темної матерії

Проходячи біля масивного тіла, промінь світла відхиляється. Таким чином, масивне тіло здатне збирати паралельний пучок світла в деякому фокусі, будуючи зображення. Крім цього, підвищується яскравість джерела внаслідок зміни його кутового розміру [37].

В 1937 Фріц Цвіккі передбачив можливість гравітаційного лінзування для галактик. І хоча до цих пір не побудована загальновизнана модель цього явища для галактик, вже зараз цей ефект стає важливим з точки зору спостережної астрономії. Його застосовують для:

  • перевірки ΛCDM-моделі Всесвіту,
  • пошуку темної матерії всередині скупчень галактик [38],
  • пошуку далеких галактик.

На даний момент в базі NED [39] понад 700 лінзірованних галактик і квазарів.


5.4.1. Визначення відстані по гравітаційним лінзам

Як було сказано вище, гравітаційна лінза будує одразу кілька зображень, час запізнювання між зображеннями в першому наближенні одно t_ {del} = \ frac {d} {c} , Де d - відстань між зображеннями, а с - швидкість світла.

Знаючи кутова відстань між зображеннями і застосовуючи закони геометрії, можна обчислити відстань до лінзи. Однак мінус цього методу в тому, що апріорі невідомі гравітаційний потенціал лінзи і його структура. Пов'язана з цим помилка може бути значною для точних вимірювань [40].


5.4.2. Пошук темної матерії в скупченнях галактик

Спостерігаючи дисперсію швидкостей галактик у скупченнях, Цвіккі спільно з С. Смітом виявив, що отримується з теореми Віріа маса набагато більше, ніж сумарна маса галактик [41]. Було висунуто припущення, що всередині скупчень галактик, як і в самій галактиці, є якась прихована маса, що проявляє себе тільки гравітаційним чином.

Спростувати чи підтвердити це можна знаючи гравітаційний потенціал в кожній точці і грунтуючись на законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Гравітаційний потенціал можна дізнатися досліджуючи ефект гравітаційного лінзування. На підставі отриманих даних вченими було зроблено два висновки. З одного боку, було підтверджено наявність темної матерії. З іншого, було виявлено незвичайну поведінку газу і темної матерії. Раніше вважалося, що у всіх процесах темна матерія повинна захоплювати за собою газ (це припущення лягло в основу теорії ієрархічної еволюції галактик). Однак у MACSJ0025.4-1222, що є зіткненням двох масивних скупчень галактик, поведінка газу і темної матерії діаметрально протилежні [42].


5.4.3. Пошук далеких галактик

Пошук далеких галактик пов'язаний з наступними проблемами:

  1. чутливість приймачів в інфрачервоному діапазоні, куди через космологічного червоного зміщення переміщається все видиме випромінювання, аж до лінії L α (Лайман альфа) і лаймановского стрибка, набагато гірше;
  2. випромінювання далеких галактик ослаблене як через космологічних ефектів, так і з-за того, що молоді галактики, за сучасними уявленнями, на великих z (а значить, на більш ранніх етапах свого життя) набагато менше Чумацького Шляху і схожі з Магелланових хмарах.

Багаторазове посилення пучка світла, викликане гравітаційного лінзування, допомагає у вирішенні обох проблем, роблячи можливим спостереження галактик на z> 7. Виходячи з цих теоретичних уявлень, група астрономів стала спостерігати масивні скупчення. В результаті їхніх спостережень було складено список об'єктів-кандидатів у наддалеких галактики [43].


5.5. Зореутворення

M82, галактика з активного зореутворення

Зореутворення - великомасштабний процес в галактиці, при якому з міжзоряного газу масово починають формуватися зірки [44]. Спіральні гілки, загальна структура галактики, зоряне населення, світність і хімічний склад міжзоряного середовища - результати даного процесу. Розмір області, охопленій зореутворення, як правило, не перевищує 100 пк. Однак зустрічаються комплекси зі спалахом зореутворення, звані сверхассоціаціямі, розмірами порівнянні з неправильною галактикою.

У нашій і декількох найближчих галактиках можливо безпосереднє спостереження процесу. У такому випадку ознаками відбувається зореутворення є [45] :

  1. наявність зірок спектральних класів OBA і пов'язаних з ними об'єктів (області HII, спалахи нових і наднових зірок);
  2. інфрачервоне випромінювання, як від нагрітої пилу, так і від самих молодих зірок;
  3. радіовипромінювання газопилових дисків навколо формуються і новонароджених зірок;
  4. доплеровское розщеплення молекулярних ліній в обертовому диску навколо зірок;
  5. доплеровское розщеплення молекулярних ліній тонких швидких струменів (джетів), що вириваються з цих дисків (з їх полюсів) зі швидкістю приблизно 100 км / с;
  6. наявність асоціацій, скупчень і зоряних комплексів з масивними зірками (масивні зірки майже завжди народжуються великими групами);
  7. наявність глобул.

Зі збільшенням відстані зменшується і видимий кутовий розмір об'єкта, і, починаючи з деякого моменту, розгледіти окремі об'єкти всередині галактики не представляється можливим. Тоді критеріями протікає в далеких галактиках зіркоутворення служать [44] :

  1. висока світність в емісійних лініях, зокрема, в H α;
  2. підвищена потужність в ультрафіолетовій і блакитній частині спектра, за яку безпосередньо відповідає випромінювання масивних зірок;
  3. підвищене випромінювання на довжинах хвиль у районі 8 мкм (ІК діапазон);
  4. підвищена потужність теплового та синхротронного випромінювання в радіодіапазоні;
  5. підвищена потужність рентгенівського випромінювання, пов'язана з гарячим газом.

У загальному вигляді процес зореутворення можна розділити на кілька етапів: формування великих газових комплексів (з масою 10 7 М ʘ), поява в них гравітаційно пов'язаних молекулярних хмар, гравітаційне стиснення найбільш щільних їх частин до виникнення зірок, нагрівання газу випромінюванням молодих зірок і спалахи нових і наднових, догляд газу.

Найчастіше області зореутворення можна знайти [45] :

  • в ядрах крупних галактик,
  • на кінцях спіральних рукавів,
  • на периферії неправильних галактик,
  • в найбільш яскравою частини карликової галактики.

Зореутворення є саморегульованим процесом: після формування масивних зірок і їх короткого життя відбувається ряд потужних спалахів, ущільнюючих і нагрівають газ. З одного боку, ущільнення призводить до прискорення стиснення порівняно густих хмарок всередині комплексу, але з іншого боку нагрітий газ починає покидати область зореутворення, і чим більше його нагрівають, тим швидше він йде.


5.6. Еволюційні процеси

Еволюцією галактики називається зміна її інтегральних характеристик з часом: спектра, кольору, хімічного складу, поля швидкостей. Описати життя галактики непросто: на еволюцію галактики впливають не тільки еволюція окремих її частин, але також і її зовнішнє оточення. Коротенько процеси, що впливають на еволюцію галактики, можна представити наступною схемою [46] :

Process in) galaxy.png

У центрі вказані процеси, пов'язані з окремими об'єктами всередині галактики. Процеси, масштаб яких можна порівняти з масштабом галактики, діляться на зовнішні і внутрішні, з одного боку, і швидкі (характерний час яких можна порівняти з часом вільного стиснення) і повільні (частіше пов'язані з обігом зірок навколо центру галактики), з іншого.

Мале злиття галактик відрізняється від великого тим, що у великому беруть участь рівні за масою галактики, а в малому одна галактика значно перевершує другу.

До цих пір немає єдиної теорії про те, як усі ці процеси узгоджуються між собою, але майбутня теорія освіти і еволюції галактик повинна пояснювати такі спостереження:

  • В момент закінчення темних століть речовина була вкрай однорідним. Флуктуації температури реліктового фону в різних ділянках простору не перевищують 0,01%.
  • Первинними елементами, отриманими в ході первинного нуклеосинтезу, були водень, дейтерій, гелій, літій і трохи берилію.
  • Процес первинного зореутворення закінчився до z ~ 7, а можливо і до z ~ 10. На це чітко вказують лінія L α в спектрі найдальшої галактики [43].
  • Кількість надмасивних еліптичних галактик в одиниці об'єму майже не змінюється за останні 8 млрд років [47].
  • Структури еліптичних і спіральних галактик динамічно сильно відрізняються один від одного.

6. Чумацький Шлях

Картина Чумацького Шляху

Чумацький Шлях, званий також просто Галактикою, 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) [48]. Сонце з Сонячною системою знаходяться всередині галактичного диска, наповненого пилом, що поглинає світло. Тому на небі ми бачимо смугу зірок, 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, невідомо число спіралей і т. д. Галактика містить близько 3 10 11 зірок [49], а її загальна маса становить близько 3 10 12 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 діляться на розсіяні і кульові.

  • Кульові - старі зоряні скупчення, які мають кулясту форму, концентруються до центру Галактики. Окремі кульові 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 зірки розсіяних скупчень - молоді зірки 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 тільки в Галактиці і її найближчих сусідів.

Ще один тип об'єктів, доступний для спостереження тільки в околицях Сонця, - подвійні зірки. Значимість подвійних зірок для дослідження різних процесів, що відбуваються в галактиці, пояснюється тим, що завдяки їм можливо визначити масу зірки, саме в них можна вивчити процеси акреції. Нові і наднові типу Ia - це теж результат взаємодії зірок у подвійних системах, званих тісними подвійними системами.


7. Історія вивчення галактик

В 1610 Галілео Галілей при дослідженні Чумацького Шляху за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезного числа слабких зірок. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта ( англ. Thomas Wright ), Іммануїл Кант припустив, що Галактика може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зірок, утримуваних гравітаційними силами, схожими з тими, що діють в Сонячній системі, але у великих масштабах. З точки спостереження, розташованої усередині Галактики (зокрема, в нашій Сонячній системі), що вийшов диск буде видно на нічному небі як світла смуга. Кант висловив і припущення, що деякі з туманностей, видимих ​​на нічному небі, можуть бути окремими галактиками.

Об'єкт M31, галактика Андромеда. Малюнок Мєссьє

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

Вільям Гершель висловив припущення, що туманності можуть бути далекими зоряними системами, аналогічними системі Чумацького Шляху. У 1785 році він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і положення в ньому Сонця, використовуючи метод "черпаків" - підрахунку зірок за різними напрямками. У 1795 році, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у її центрі одиночну зірку, оточену туманним речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності думати, що всі туманні плями - далекі зоряні системи [50].

У XIX столітті вважалося, що нерозв'язні на зірки туманності є формуються планетними системами. А NGC 1514 була прикладом пізній стадії еволюції, де з первинної туманності вже сконденсувалася центральна зірка [50].

До середини XIX століття Джон Гершель, син Вільяма Гершеля, відкрив ще 5000 туманних об'єктів. Побудоване на їх основі розподіл стало головним аргументом проти припущення, що вони є далекими "острівними всесвітами", подібними нашій системі Чумацького Шляху. Було виявлено, що існує "зона уникнення" - область, в якій немає або майже немає подібних туманностей. Ця зона знаходилася поблизу площині Чумацького Шляху і була проинтерпретирована як зв'язок туманностей з системою Чумацького Шляху. Поглинання світла, найбільш сильний в площині Галактики, було ще невідомо [50].

Після побудови свого телескопа в 1845 лорд Росс зміг побачити відмінності між еліптичними і спіральними туманностями. У деяких з цих туманностей він зміг виділити і окремі джерела світла.

У 1865 році Вільям Хаггінс ( англ. William Huggins ) Вперше отримав спектр туманностей. Характер емісійних лінії туманності Оріона явно говорив про її газовому складі, але спектр туманності Андромеди (M31 по каталогу Мессьє) був безперервний, як і у зірок. Хаггінс уклав, що такий вид спектра M31 викликаний високою щільністю і непрозорістю становить її газу.

У 1890 році Агнеса Клерк ( англ. Agnes Mary Clerke ) У книзі про розвиток астрономії в XIX столітті писала: "Питання про те, чи є туманності зовнішніми галактиками, навряд чи заслуговує тепер обговорення. Прогрес досліджень відповів на нього. Можна з упевненістю сказати, що жоден компетентний мислитель перед особою існуючих фактів не буде стверджувати, що хоча б одна туманність може бути зірковою системою, порівнянної за розмірами з Чумацьким Шляхом " [50].

Світлина M31, 1899 р.

На початку XX століття Вести Слайфер ( англ. Vesto Melvin Slipher ) Пояснив спектр туманності Андромеди віддзеркаленням світла центральної зірки (за яку він прийняв ядро ​​галактики). Такий висновок був зроблений на основі фотографій, отриманих Джеймсом Кілер на 36-дюймовому рефлекторі. Було виявлено 120 000 слабких туманностей. Спектр там, де його можна отримати, був відбивним. Як відомо зараз, це були спектри відбивних (в основному пилових) туманностей навколо зірок Плеяд.

У 1910 році Джордж Річі ( англ. George Willis Ritchey ) На 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон одержав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей усипані зіркоподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, і зоряні скупчення, і кілька злилися зображень зірок.

В 1912 - 1913 була відкрита залежність "період - світність" для цефеїд.

В 1918 Ернст Епік [51] визначив відстань до туманності Андромеди і виявив, що вона не може бути частиною Чумацького Шляху. Хоча отримана ним величина становила 0,6 від сучасного значення, стало зрозуміло, що Чумацький Шлях не є всього Всесвіту.

В 1920 відбувся " Великий суперечка "між Харлоу Шеплі і Геберіт Кертісом. Суть суперечки полягала в вимірюванні відстані по цефеїдам до Магелланових Хмар та оцінки розміру Чумацького Шляху. Використовуючи удосконалений варіант методу черпаків, Кертіс зробив висновок про маленьку (діаметром в 15 кілопарсек) сплюсненою галактиці з Сонцем поблизу центру. І також невеликій відстані до Магелланових Хмар. Шеплі, грунтуючись на підрахунку кульових скупчень, дав зовсім іншу картину - плоский диск діаметром близько 70 кілопарсек з Сонцем, що знаходяться далеко від центру. Відстань до Магелланових Хмар було того ж порядку. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання.

У 1924 році на 100-дюймовому телескопі Едвін Хаббл знайшов в туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстані до неї, воно виявилося величезним (хоча і в 3 рази менше сучасної величини). Це підтвердило, що туманність Андромеди - не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і "Великий суперечка" завершено [50].

Сучасна картина нашої Галактики з'явилася в 1930, коли Роберт Джуліус Трюмплер ( англ. Robert Julius Trumpler ) Виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики [52].

В 1936 Хаббл побудував класифікацію галактик, яка використовується донині і називається послідовністю Хаббла [53].

В 1944 Хендрік Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) передбачив існування радіовипромінювання з довжиною хвилі 21 см, випромінюваного міжзоряним атомарним воднем, яке було виявлено в 1951. Дане випромінювання, не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплеровскому зсуву. Ці спостереження привели до створення моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом прогрес радіотелескопів дозволив відслідковувати водень і в інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зірок і міжзоряного газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це призвело до висновку про існування темної матерії [41].

Нові спостереження, зроблені на початку 1990-х років на космічному телескопі "Хаббл", показали, що темна матерія в нашій Галактиці не може складатися тільки з дуже слабких і малих зірок. На ньому також були отримані зображення далекого космосу, що одержали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, що показали очевидність того, що в нашому Всесвіті існують сотні мільярдів галактик [6].


Примітки

  1. Sparke LS, Gallagher III JS [1] - books.google.com / books? id = tzNF79roUfoC & hl = ru & source = gbs_navlinks_s = Galaxies in the Universe: An Introduction - 2. - Cambridge University Press, 2007. - 442 с. - ISBN 0521671868.
  2. Засув А. В., Постнов К. А. 11.1. Зоряні скупчення і наша Галактика / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 290. - 496 с. - ISBN 5-85099-169-7.
  3. Кононович Е. В., Мороз В. І. 11.1. Об'єкти, що належать нашій Галактиці / / Загальний курс астрономії / Іванов В. В. - 2. - М: Едіторіал УРСС, 2004. - С. 433. - 544 с. - 3000 екз . - ISBN 5-354-00866-2.
  4. 1 2 А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 299. - ISBN 5-85099-169-7.
  5. Народження карлика: Галактика без темряви - www.popmech.ru/article/5092-rozhdenie-karlika/. Popmech.ru (11 березня 2009). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7UNRME з першоджерела 11 серпня 2011.
  6. 1 2 Mackie, Glen. To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand - astronomy.swin.edu.au / ~ gmackie / billions.html. Swinburne University (1 лютого 2002). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7Xm9UZ з першоджерела 11 серпня 2011.
  7. Сучков Л. А. Галактика - www.astronet.ru:8100/db/msg/1180523. Астронет.
  8. 1 2 Ігор Дроздовський. Методи визначення відстаней до галактик - nature.web.ru / db / msg.html? mid = 1168209 & uri = distances.html. архіві - www.webcitation.org/60r7aUzeK з першоджерела 11 серпня 2011.
  9. 1 2 А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 295-296. - ISBN 5-85099-169-7.
  10. А. В. Засув, К. А. Постнов. Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 312-317. - ISBN 5-85099-169-7.
  11. А. В. Засув, К. А. Постнов. Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 298. - ISBN 5-85099-169-7.
  12. А. В. Засув, К. А. Постнов. Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 318, 335. - ISBN 5-85099-169-7.
  13. А. В. Засув, К. А. Постнов. Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 344, 345. - ISBN 5-85099-169-7.
  14. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 297. - ISBN 5-85099-169-7.
  15. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 323. - ISBN 5-85099-169-7.
  16. В. П. Решетников. Ці дивні галактики з полярними кільцями - www.rfbr.ru/pics/28159ref/file.pdf. архіві - www.webcitation.org/60r7b4pFZ з першоджерела 11 серпня 2011.
  17. R. Fux. 3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: II. Gas dynamics - arxiv.org/abs/astro-ph/9903154 (Англ.) . ArXiv.org (10 March 1999).
  18. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 301-302. - ISBN 5-85099-169-7.
  19. Phillipps, S.; Drinkwater, MJ; Gregg, MD; Jones, JB (2001). " Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster - adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..201P ". The Astrophysical Journal 560 (1): 201-206. DOI : 10.1086/322517 - dx.doi.org/10.1086/322517. (Англ.)
  20. McKee, Maggie. Galactic loners produce more stars - www.newscientist.com/article.ns?id=dn7478. New Scientist (07-06-2005). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7bjRkM з першоджерела 11 серпня 2011.
  21. Ricker, Paul. When Galaxy Clusters Collide - www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html. San Diego Supercomputer Center. архіві - www.webcitation.org/60r7cEguw з першоджерела 11 серпня 2011.
  22. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 335. - ISBN 5-85099-169-7.
  23. Dubinski, John. (1998). " The Origin of the Brightest Cluster Galaxies - www.cita.utoronto.ca/ ~ dubinski / bcg / ". Astrophysical Journal 502 (2): 141-149. DOI : 10.1086/305901 - dx.doi.org/10.1086/305901. (Англ.)
  24. Bahcall, Neta A. (1988). " Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters - adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA & A. .26 .. 631B ". Annual review of astronomy and astrophysics 26: 631-686. DOI : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 - dx.doi.org/10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. (Англ.)
  25. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 401. - ISBN 5-85099-169-7.
  26. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 385. - ISBN 5-85099-169-7.
  27. 1 2 Mihos, Chris. Interactions and Mergers of Cluster Galaxies - adsabs.harvard.edu / cgi-bin / bib_query? arXiv: astro-ph/0305512 (05-2003). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7cTICP з першоджерела 11 серпня 2011 .
  28. "Хаббл" сфотографував галактичне "перетягування каната" - lenta.ru/news/2009/03/04/three /. Lenta.ru (4 березня 2009). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7chB15 з першоджерела 11 серпня 2011.
  29. У минулому майже всі галактики стикалися з сусідами - lenta.ru/news/2009/01/05/galaxies /. Lenta.ru (5 січня 2009). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7dPDvl з першоджерела 11 серпня 2011.
  30. Астрономи зіштовхнули Чумацький Шлях з іншою галактикою - lenta.ru/news/2009/02/23/collision /. Lenta.ru (23 лютого 2009). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7dxjtn з першоджерела 11 серпня 2011.
  31. С. Б. Попов (ГАЇШ). Активні ядра галактик - nature.web.ru / db / msg.html? mid = 1157501. Наукова мережа Nature Web.ru (9 грудня 2000). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7eViZe з першоджерела 11 серпня 2011.
  32. Дані станом на 2006 рік.
  33. 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 - dx.doi.org/10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. (Англ.)
  34. 1 2 А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 305-307. - ISBN 5-85099-169-7.
  35. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 308. - ISBN 5-85099-169-7.
  36. А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 309. - ISBN 5-85099-169-7.
  37. Захаров А. Ф. Гравітаційні лінзи і мікролінзи - Янус-К, 1997. - 328 с. - ISBN 5-88929-037-1.
  38. Vakif K. Onemli. Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics - ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0401162 (Англ.) . ArXiv.org (01-2004).
  39. NASA / IPAC Extragalactic Database - nedwww.ipac.caltech.edu / (Англ.) . IPAC. архіві - www.webcitation.org/60r7f2bOq з першоджерела 11 серпня 2011.
  40. В. Жаров, М. Сажин. Гравітаційне лінзування в астрономії - www.den-za-dnem.ru/page.php?article=324. архіві - www.webcitation.org/60r7fHqiQ з першоджерела 11 серпня 2011.
  41. 1 2 Сказання про темної матерії - www.astronet.ru/db/msg/1233291/text.html. архіві - www.webcitation.org/60r7hNXMX з першоджерела 11 серпня 2011.
  42. Revealing the properties of dark matter in the merging cluster MACSJ0025.4-1222 - arxiv.org/abs/0806.2320
  43. 1 2 D. Schaerer, R. Pello, E. Egami, A. Hempel, J. Richard, J.-F. Le Borgne, J.-P. Kneib, M. Wise, F. Boone, F. Combes. News from z ~ 6-10 galaxy candidates found behind gravitational lensing clusters - arxiv.org/abs/astro-ph/0701195. Galaxy Evolution Across the Hubble Time (08-01-2007). doi : 10.1017/S1743921306010520 - dx.doi.org/10.1017/S1743921306010520.
  44. 1 2 А. В. Засув, К. А. Постнов. Галактики і скупчення галактик / / Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - С. 356-359. - ISBN 5-85099-169-7.
  45. 1 2 Ю. А. Насімовіч. Зірки / Як народжуються зірки - www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect11.html. архіві - www.webcitation.org/60r7g1KHo з першоджерела 11 серпня 2011.
  46. John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies - adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA & A. .42 .. 603K. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (7 червня 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 - dx.doi.org/10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. архіві - www.webcitation.org/60r7gML5H з першоджерела 11 серпня 2011.
  47. Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. On the formation of massive galaxies: A simultaneous study of number density, size and intrinsic colour evolution in GOODS - arxiv.org/abs/0901.4555 (Англ.) . MNRAS (07-2009).
  48. Thanu Padmanabhan. After the first three minutes: the story of our universe - books.google.com / books? id = lZerfB7L_jgC & lpg = PA87 & dq = milky way thickness & hl = ru & pg = PA87 # v = onepage & q & f = false - Cambridge University Press, 1998. - P. 87. - 215 p. - ISBN 0-521-62039-2.
  49. Frommert, H.; Kronberg, C. The Milky Way Galaxy - www.seds.org / messier / more / mw.html. SEDS (August 25, 2005). Фотогалерея - www.webcitation.org/60r7gXIR2 з першоджерела 11 серпня 2011.
  50. 1 2 3 4 5 Ю. М. Єфремов. Постійна Хаббла - www.astronet.ru/db/msg/1198709. архіві - www.webcitation.org/60r7gd7of з першоджерела 11 серпня 2011.
  51. Astrophysical Journal, 55, 406-410 (1922)
  52. Г. Колчинський, А. А. Корсунь, М. Р. Родрігес. Трюмплер Роберт Джуліус / / Астрономи - www.astronet.ru/db/msg/1219764 - 2-е вид. - Київ: Наукова Думка, 1977.
  53. Hubble, EP Realm Of The Nebulae - New Haven: Yale University Press, 1936.

Література

  • А. В. Засув, К. А. Постнов. Загальна астрофізика - Фрязіно: Век 2, 2006. - ISBN 5-85099-169-7.
  • Ю. М. Єфремов. Постійна Хаббла - www.astronet.ru/db/msg/1198709. архіві - www.webcitation.org/60r7gd7of з першоджерела 11 серпня 2011.
  • James Binney. Galactic Astronomy - Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. The Universe and Beyond - Fourth Edition. - Firefly Books Ltd., 2004.

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
M 88 (галактика)
M 87 (галактика)
M 86 (галактика)
M 85 (галактика)
M 84 (галактика)
M 77 (галактика)
M 66 (галактика)
M 65 (галактика)
M 83 (галактика)
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru