Сблъсък на галактикиNGC 2207 иIC 2163. След милиарди години ще оцелее само едната от тях. Смята се, че по-голямата NGC 2207 (ляво) ще погълне по-малката IC 2163.
Типичните галактики съдържат от един милион до хиляда милиарда звезди, гравитиращи около общияцентър на масата. Въпреки че тя все още не е добре изучена и разбрана, предполага се, четъмната материя съставлява около 90% от масата на повечето галактики. Последните изследвания и наблюдения дават основание да се счита, че в центъра на повечето, ако не и на всички, галактики има масивничерни дупки.[1]
До началото на 1990-те класифицираните галактики, в които е възможно да се видят отделни звезди, наброяват не повече от 30. След изнасянето на космическия телескоп „Хъбъл“ и въвеждането в строй на 10-метрови наземнителескопи броят на галактиките, в които могат да се различат отделни звезди, рязко нараства.
Думатаγαλαξίας идва от гръцки език и означавамлечен кръгов път поради изгледа си на небето. Вгръцката митология,Зевс поставя сина сиХеркулес, роден от смъртна жена, на гърдите наХера, докато тя е заспала, за да може да засуче от нейното мляко и стане безсмъртен. Но Хера се събужда и осъзнава, че кърми непознато дете. Тя го отблъсква и струя от млякото опръсква нощното небе, като създава сиянието, което днес е познато като Млечен път.[2]
Осъзнаването на факта, че живеем в галактика и че всъщност съществуват много други галактики, става успоредно с откритията за Млечния път и другите мъглявини, видими в нощното небе.
Древногръцкият философДемокрит (450 – 370 г. пр.н.е.) прави предположението, че ярката ивица на нощното небе, известна катоМлечен път, може да се състои от отдалечени звезди.[3]Аристотел (384 – 322 г. пр.н.е.) обаче смята, че Млечният път се дължи на „възпламеняването на избухливите изпарения от някои звезди, които са големи, многобройни и близки една до друга“ и че това възпламеняване „става в горната част на атмосферата, в областта на света, свързана с небесните движения“.[4] НеоплатоникътОлимпиодор Млади (ок. 495 – 570) критикува този възглед с аргумента, че ако Млечният път е разположен в подлунното пространство, той трябва да е различен в различни моменти и при наблюдение от различни места, както и че той трябва да имапаралакс. Според него Млечният път е небесен обект, както звездите. Разсъжденията на Олимпиодор по-късно оказват значително влияние върху астрономите вИслямския свят.[5]
Иракският астрономИбн ал-Хайтам (965 – 1037) прави първия опит за наблюдение и измерване на паралакса на Млечния път,[6] и по този начин установява, че „тъй като Млечният път няма паралакс, той е много отдалечен от Земята и не е част от атмосферата“.[7] Хорезмийският астрономАл-Бируни (973 – 1048) прави предположението, че Млечният път е „сбор от безчислени фрагменти, подобни на мъглявинните звезди“.[8][9] АндалусецътИбн Баджа (1095 – 1138) смята, че Млечният път е съставен от множество звезди, които почти се опират една в друга и изглеждат свързани, заради ефекта напречупването на светлината в подлунната материя.[4][5] В подкрепа на този възглед той сочи своите наблюдения насъединението наЮпитер иМарс, при които е забелязал подобно сливане на образа на близкоразположени обекти.[4] Според сириецаИбн Кайим ал-Джаузия (1292 – 1350) Млечният път е „множество малки звезди, събрани заедно в сферата на неподвижните звезди“.[10]
Същинското доказателство, че Млечният път се състои от много звезди, идва през 1610 година, когато италианецътГалилео Галилей използвателескоп за неговото наблюдение.[11] През 1750 година английският астрономТомас Райт в своята „Оригинална теория или нова хипотеза за Вселената“ („An original theory or new hypothesis of the Universe“) стига до вярното разсъждение, че галактиката може би е въртящо се тяло, съставено от огромен брой звезди, задържани заедно отгравитационните сили, подобно наСлънчевата система, но в много по-голям мащаб. Полученият диск от звезди се вижда като ивица на небето от нашата гледна точка във вътрешността на диска.[12] В един трактат от 1755 година германецътИмануел Кант доразработва идеята на Райт за структурата на Млечния път.
Формата на Млечния път, според преброяването на звезди на Уилям Хершел от 1785 година – предполага се, че Слънчевата система е близо до центъра
Първият опит да се опише формата на Млечния път и разположението наСлънцето в него е направен от германецаУилям Хершел, който внимателно преброява броя на звездите в различни участъци от небето и съставя схема с формата на галактиката и Слънчевата система близо до нейния център.[13] Използвайки по-точни измервания, през 1920 година нидерландският астрономЯкобус Каптейн достига до представата за малка елиптична галактика с диаметър около 15 килопарсека и Слънцето близо до нейния център. АмериканецътХарлоу Шапли прилага различен метод, основаващ се на каталогизирането накълбовидните звездни купове и стига до напълно различен резултат – плосък диск с диаметър приблизително 70 килопарсека и Слънцето отдалечено от центъра.[12] И двете изследвания не взимат под внимание абсорбцията на светлината отмеждузвездния прах в галактическата равнина. До съвременната представа за Млечния път се стига след като през 1930 година швейцарско-американският астрономРобърт Джулиъс Тръмплър оценява количествено този ефект при изследванията си наразсеяните звездни купове.[14]
Схема наМесие 51 отУилям Парсънс, 1845 годинаФотография от 1899 година на „Голямата мъглявина Андромеда“, известна днес като галактиката Андромеда
През 10 век персийският астрономАс-Суфи (903 – 986) прави най-ранното известно наблюдение на галактикатаАндромеда, описвайки я като „малък облак“.[15] Той идентифицира иГолемия Магеланов облак, видим отЙемен, но не и отИсфахан, който става известен на европейците едва след експедицията наФернандо Магелан през 16 век.[16][17] Това са първите галактики, освен Млечния път, наблюдавани от Земята.
През 1750 година Томас Райт допуска, че някои отмъглявините, видими в нощното небе, може би не са част от Млечния път.[12][18] През 1755 година Имануил Кант използва за тези отдалечени мъглявини наименованието „островни вселени“.
Към края на 18 век френският астрономШарл Месие съставя каталог от 109 ярки мъглявини, последван от много по-големия каталог с 5 хиляди мъглявини на Уилям Хершел.[12] През 1845 година англичанинътУилям Парсънс конструира нов телескоп и успява да разграничи елиптичните от спиралните мъглявини. Той забелязва и индивидуални точкови източници на светлина във вътрешността на мъглявините, с което подкрепя по-ранната хипотеза на Кант.[19]
През 1912 година американецътВесто Слайфър прави спектрографски изследвания на най-ярките спирални мъглявини, за да определи дали те са съставени от вещества, характерни за планетарните системи. Той установява, че спиралните мъглявини имат голямочервено отместване, което показва, че те се отдалечават от Земята със скорост, по-голяма отвтора космическа скорост на Млечния път. Това означава, че те не са гравитационно свързани с Млечния път и вероятно не са част от него.[20][21] През 1917 година американецътХебър Къртис наблюдава появата нанова звезда в Голямата мъглявина Андромеда. Преглеждайки фотографския архив, той намира още 11 нови, които средно са значително по-бледи от наблюдаваните в Млечния път. Така той оценява разстоянието до мъглявината на 150 хиляди парсека и става привърженик на хипотезата за островните вселени, според която спиралните мъглявини са самостоятелни галактики.[22]
През 1920 година се провежда т.нар. „Велик дебат“ между Харлоу Шапли и Хебър Къртис за характера на Млечния път, спиралните мъглявини и размерите на Вселената. В подкрепа на твърдението си, че Голямата мъглявина Андромеда е външна галактика, Къртис отбелязва видимите тъмни ивици, наподобяващи прашните облаци в Млечния път, както и значителното червено отместване.[23] До окончателно решение на въпроса се стига в началото на 20-те години. През 1922 година естонецътЕрнст Епик прави изчисление на разстоянието, което подкрепя хипотезата, че мъглявината Андромеда наистина е отдалечен извънгалактически обект.[24] През 1929 година, използвайки новият стоинчов телескоп в обсерваториятаМаунт Уилсън, американецътЕдуин Хъбъл успява да определи, че външните части на някои спирални мъглявини са сбор от индивидуални звезди. Той идентифицира няколкоцефеиди, чрез които оценява разстоянието до мъглявините и установява, че те са твърде отдалечени, за да бъдат част от Млечния път.[25] През 1936 година Хъбъл създава използвана и днес система за класифициране на галактики –камертонната диаграма на Хъбъл.[26]
Този раздел е празен или емъниче. Можете да помогнете на Уикипедия, като горазширите.
Днес се смята, че във видимата вселена съществуват 175 милиарда галактики. Подобрена технология (радио, инфрачервени, рентгенови телескопи) разкрива неща, невидими за човека, които откриват нови галактики.
Галактиките се отличават с огромно разнообразие. Различават се различни типове галактики в зависимост от формата и структурата им. Учените са дали имена на над 200 000 галактики. Четирите основни вида са елиптична, спирална, неправилна и пръстеновидна, макар че съществуват и други видове.
Елиптични галактики – това са най-старите, с форма накръг илиелипса галактики, съдържащи трилионизвезди. Те могат да имат огромни размери и да са изключително ярки (гиганти) или да са малки и бледи (джуджета). Всяка елиптична галактика се обозначава с число от 0 до 7, което съответства на формата на галактиката. От тип 0 са елиптични галактики с правилна кръгла форма, а от тип 7 са такива със силно изразена елиптична форма. В елиптичните галактики не се формират нови звезди и в тях има много малко звезден прах.[27]
система от спирални ръкави, лежащи в една равнина, поне два, и населени с млади звезди, придаващи на ръкавите характеренсин цвят.
Характеристичният ъгъл еъгълът междудопирателната към най-изпъкналата част на спиралния ръкав иправата, свързваща тази най-изпъкнала точка с центъра на ядрото. Той варира между 0° и 90°. Когато ъгълът е 90°,спиралата се изражда вокръжност, а колкото по-малък е този ъгъл, толкова по-разгънат е спиралният ръкав.
Неправилни галактики – тези галактики нямат определена форма. Възможно е да са образувани от останките на галактики, които са се сблъскали. Те не могат да се отнесат към елиптичните или спиралните галактики и затова се наричат неправилни. Всяка от тях е уникална и неповторима по външността си. Тези галактики са изключително ярки поради наличието на много звезден прах в тях. По същата причини в неправилните галактики се образуват много нови звезди.[28]
Пръстеновидни галактики – тези галактики са с формата на пръстен. Пръстенът се състои от еднородни, относително млади сини звезди, които са изключително светли. В центъра си светят в синьо. Астрономите предполагат, че пръстеновидни галактики се образуват, когато малка галактика премине през центъра на голяма галактика. Понеже галактиките съдържат голямо количество „празнина“ това „сблъскване“ рядко води до реално сблъскване на звезди. Гравитационно разцепване обаче може да доведе до вълна от звездна формация, която да премине през по-голямата галактика.
Спирални галактики (S, SB)
Елиптични галактики (E)
Неправилни галактики (I)
Форма и структура
Силно сплескан диск от звезди и газ, спирални ръкави и дебело ядро в центъра
Без диск, звездите са равномерно разпределени, Е0 е сферична форма, Е7 е силно издължена елиптична
Нямат определена структура или форма
Съдържание на звезди
Съдържа млади и стари звезди, халото е само от стари звезди, новите звезди се намират в ръкавите
Съдържа само стари звезди, няма данни за образуване на нови звезди в последните 30 милиона години
Съдържа млади и стари звезди, засилено образуване на нови
Съдържание на газ и прах
Съдържа големи количества прах и газ
Почти не съдържа никакъв прах или газ
Изобилие от прах и газ
Движение
Газта и прахът се движат в кръгови орбити около центъра на галактиката, звездите имат произволни орбити
Ядро или още наричаногалактически център е много малка област в центъра на галактиката. Често се говори за активни ядра на галактиките. Процесите в тях не могат да се обяснят с концентрирането на звезди.
Диск – относително тънък слой, в който е концентрирано най-голямото количество от обекти. Подразделя се на звезден диск и газов диск.
Полярен кръг – това е компонент, който се среща рядко. В класическия случай галактика с полярен кръг се състои от два диска, които се въртят в перпендикулярни плоскости. Не е ясна появата на полярен кръг.[29].
Бълдж (наанглийски:bulge – подутина) – най-ярката вътрешна част на сферичния компонент.
Хало – външният сферичен компонент. Границата между бълджа и халото е размита и условна.
Спирален ръкав – уплътнение от междузвезден газ с преимуществено млади звезди във вид на спирала. Въпросът за произхода им все още не е решен.
Бар – плътно издължено образувание, състоящо се от междузвезден газ.[30].
Галактиките са отделени една от друга на огромни разстояния.Големият Магеланов облак, който е най-близката до нас галактика, се намира на повече от 150 000светлинни години. Методът напаралакса е неприложим в случая именно поради огромните разстояния. Ъгълът, с който се променя разположението на галактиката, е твърде малък, за да може да бъде измерен. Поради тази причинаастрономите са принудени да ползват други методи.
Ако е известна светимостта на даден източник на светлина, може да бъде използван закона за яркостта, за да се намери разстоянието до източника. Катостандартни свещи най-често се ползват ярките променливи звезди, познати под иметоцефеиди. Цефеидите имат светимост около един милион пъти по-голяма отслънчевата и това ги прави лесно различими от обкръжението им. Техният период е свързан със светимостта им, поради което е необходимо само да се измери времето на един техен цикъл. Следващата стъпка е да се намери тяхната светимост и оттам използвайки закона за яркостта, разстоянието до галактиката.
Въпреки яркостта на цефеидите, те не могат да бъдат използвани за намирането на разстоянието до далечните галактики. Това налага използването на други стандартни свещи – свръхгиганти,червени гиганти,планетарни мъглявини илисвръхнови. Затова когато става въпрос за отдалечени галактики, астрономите използват други методи.
Куп от галактики, известен като Секстета на Сайфър
През1920-те години астрономите правят революционното откритие, че галактиките се отдалечават една от друга, като при това скоростта на разбягване става по-голяма с увеличаване на разстоянието. Това откритие идва вследствие изучаване на спектъра на далечни галактики. Спектърът на галактиката е общият спектър на всички звезди от галактиката. Ако една галактика се приближава или отдалечава от нас, спектралните линии се отместват следствиеефекта на Доплер. Отдалечаването води до така нареченоточервено отместване; това значи, че честотата на светлинната вълна е по-ниска, когато стига до нас, в сравнение с началната ѝ честота; колкото по-голяма е разликата в честотите, толкова по-далече е галактиката. Чрез използване на отместването на спектралните линии и формулата за доплеровото отместване може да се намери скоростта на отдалечаване на галактиката.
Съществуват двойни и кратни галактики. 90% от галактиките образуват системи, наречени купове от галактики[32], които съдържат от няколко до няколко хиляди галактики. В тях се наблюдава тъмна материя, която съставлява най-голямата част от масата, 10 – 30% – междугалактичен газ и около 1% е масата на самите звезди[33]. Обединяват ги гравитационните сили, които ги държат заедно и движението е около общ център на масата. Известни са около 3000 купа от галактики с голям брой галактики в тях. Много често в тях доминира една масивна елиптична или спирална галактика, която за сметка на преливните сили с времето разрушава другите галактики-спътници и увеличава масата си, като ги поглъща. Най-богатият, с около 2500 галактики, е купът в съзвездиетоДева, който се намира на около 70 милиона светлинни години от нас. Централна галактика в него е радиогалактикатаМ87 – най-масивният обект въвВселената. Съществуват и свръхкупове (купове от купове) от галактики. Най-близкият до нас свръхкуп е с център също в съзвездието Дева.[34]
↑O'Connor, J J et al.Abu Arrayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni // MacTutor History of Mathematics. School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews, Scotland, 1999. Посетен на 10 юли 2011. (на английски)
↑Livingston, J. W. Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation // Journal of the American Oriental Society 91 (1). 1971. DOI:10.2307/600445. p. 96 – 103 [99]. (на английски)
↑O'Connor, J. J. et al.Galileo Galilei // University of St. Andrews, November. Посетен на 8 януари 2007. (на английски)
↑абвгEvans, J. C.Our Galaxy // George Mason University, 24 ноември. Архивиран оторигинала на 2012-06-30. Посетен на 4 януари 2007. (на английски)
↑Trimble, V. Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space // Bulletin of the American Astronomical Society 31 (31). 1999. p. 1479. (на английски)
↑Slipher, V. M. The radial velocity of the Andromeda Nebula // Lowell Observatory Bulletin 1. 1913. p. 56 – 57. (на английски)
↑Slipher, V. M. Spectrographic Observations of Nebulae // Popular Astronomy 23. 1915. p. 21 – 24. (на английски)
↑Curtis, H. D. Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory // Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100. 1988. DOI:10.1086/132128. p. 6. (на английски)
↑Weaver, H. F.Robert Julius Trumpler // United States National Academy of Sciences. Посетен на 5 януари 2007. (на английски)
.jpg)
