Galaxie

Galaxie ( jiné řecky γᾰλαξίας  „Mléčná dráha“ [1] ze starořeckého γάλα , γάλακτος  „ mléko “) je gravitačně vázaný systém hvězd , hvězdokup , mezihvězdného plynu a prachu , temné hmoty , planet . Všechny objekty v galaxii se účastní pohybu vzhledem ke společnému těžišti [2] [3] [4] .

Všechny galaxie (s výjimkou naší ) jsou extrémně vzdálené astronomické objekty . Vzdálenost k nejbližšímu z nich se měří v megaparsekech a ke vzdáleným v jednotkách červeného posuvu  z  . Nejvzdálenější známá galaxie od roku 2022 je CEERS-93316 . Pouhým okem jsou na obloze vidět pouze čtyři galaxie : galaxie Andromeda (viditelná na severní polokouli), Velká a Malá Magellanova mračna (viditelná na jihu; jsou to satelity naší Galaxie) a galaxie M33 na severní polokouli. souhvězdí Trojúhelník (ze severní polokoule, na neosvětlené obloze) [5] .

Celkový počet galaxií v pozorovatelné části Vesmíru zatím není přesně znám. V 90. letech 20. století se na základě pozorování Hubbleova vesmírného dalekohledu věřilo, že celkem existuje asi 100 miliard galaxií [6] . V roce 2016 byl tento odhad revidován a počet galaxií byl zvýšen na dva biliony [7] . V roce 2021 se podle nových dat získaných sondou New Horizons odhad počtu galaxií opět snížil a nyní je to jen několik set miliard [8] .

Ve vesmíru jsou galaxie rozmístěny nerovnoměrně: v jedné oblasti můžete najít celou skupinu blízkých galaxií nebo nemůžete najít jedinou (tzv. prázdnoty ).

Získat obraz galaxií až po jednotlivé hvězdy bylo možné až na počátku 20. století. Na počátku 90. let 20. století nebylo více než 30 galaxií, ve kterých bylo možné vidět jednotlivé hvězdy, a všechny byly součástí Místní skupiny . Po vypuštění Hubbleova vesmírného dalekohledu a zprovoznění 10metrových pozemních dalekohledů se počet rozlišených galaxií dramaticky zvýšil.

Galaxie jsou velmi rozmanité: jsou mezi nimi sférické eliptické galaxie , diskové spirální galaxie , galaxie s příčkou (příčkou) , čočkovité , trpasličí , nepravidelné atd . Pokud mluvíme o číselných hodnotách, pak se například jejich hmotnost pohybuje od 0,5 ⋅ 10 6 hmotností Slunce v trpasličích galaxiích (jako je Segue 2 ) do 2,5 ⋅ 10 15 hmotností Slunce v galaxiích veleobra (jako je IC 1101 ), pro srovnání , hmotnost naší galaxie Mléčná dráha je 2⋅10 11 hmotností Slunce.

Průměr galaxií je od 5 do 250 kiloparseků [9] ( 16-800 tisíc světelných let ), pro srovnání průměr naší galaxie je asi 30 kiloparseků (100 tisíc světelných let). Největší známá (od roku 2021) galaxie IC 1101 má průměr přes 600 kiloparseků [10] .

Jedním z nevyřešených problémů struktury galaxií je temná hmota , která se projevuje pouze gravitační interakcí. Může to být až 90 % celkové hmotnosti galaxie, nebo může zcela chybět, jako v některých trpasličích galaxiích [11] .

Etymologie

Slovo „galaxie“ ( jině řecky γαλαξίας ) pochází z řeckého názvu naší Galaxie ( κύκλος γαλαξίας znamená „mléčný prstenec“ – jako popis pozorovaného jevu na noční obloze) [12] . Když astronomové navrhli, že různé nebeské objekty považované za spirální mlhoviny mohou být obrovskými sbírkami hvězd, tyto objekty se staly známými jako „ostrovní vesmíry“ nebo „hvězdné ostrovy“. Ale později, když vyšlo najevo, že tyto objekty jsou podobné naší Galaxii, se oba pojmy přestaly používat a byly nahrazeny pojmem „galaxie“.

Pozorování

Nejdůležitější integrální charakteristiky galaxií [9] (extrémní hodnoty jsou vynechány):

Parametr Hlavní metoda měření Hodnotový interval Přibližná hodnota pro Mléčnou dráhu
Průměr D 25 Fotometrie 5–50 kpc 30 kpc
Radiální měřítko kotouče R 0 Fotometrie 1-7 kpc 3 kpc
Tloušťka hvězdného disku Fotometrie okrajových disků 0,3-1 kpc 0,7 kpc
Zářivost Fotometrie 10 7 —10 11 L ☉ 5⋅10 10L ☉ _
Hmotnost M 25 v rámci D 25 Měření rychlostí plynu a/nebo hvězd pomocí Dopplerova jevu 10 7 —10 12 M ☉ 2⋅10 11M ☉ _
Relativní hmotnost plynu M plyn /M 25 v rámci D 25 Měření intenzit čar neutrálního a molekulárního vodíku 0,1–30 % 2 %
Rychlost rotace V vnějších oblastí galaxií Měření rychlostí plynu a/nebo hvězd pomocí Dopplerova jevu 50-300 km/s 220 km/s (pro okolí Slunce)
Období revoluce vnějších oblastí galaxií Měření rychlostí plynu a/nebo hvězd pomocí Dopplerova jevu 10 8 —10 9 let 2⋅10 8 let (pro okolí Slunce)
Hmotnost centrální černé díry Měření rychlostí hvězd a plynu v blízkosti jádra; empirická závislost na centrálním rozptylu hvězd 3⋅10 5 —3⋅10 9 M ☉ 4⋅106 mil. ☉ _ _

Vzdálenost

Vzdálenost od pozorovatele ke galaxii jako fyzikální charakteristika není zahrnuta v žádném procesu, který se vyskytuje v galaxii. Potřeba informací o vzdálenosti ke galaxii vyvstává při: identifikaci málo prozkoumaných událostí, například záblesků gama ; studium vesmíru jako celku, studium vývoje samotných galaxií, určování hmotnosti galaxií a jejich velikostí atd.

Všechny víceméně na modelu nezávislé metody určování vzdálenosti ke galaxii lze rozdělit do dvou typů: měření objektem uvnitř galaxie, jehož vzdálenost se od vzdálenosti ke galaxii samotné liší jen zanedbatelně nepatrně, a měřením objektu uvnitř galaxie. červený posuv.

První metodou je fotometrická metoda, využívající tzv. standardní svíčky , jejichž svítivost se považuje za známou. Poté lze vzdálenost vypočítat pomocí následujícího vzorce:

,

kde m  je zdánlivá velikost , M  je absolutní velikost a R  je vzdálenost v parsekech. V současné fázi se používají takové standardní svíčky [13] :

Druhá metoda vychází z Hubbleova empirického zákona a je více závislá na zvoleném modelu než předchozí.

,

kde H 0  je Hubbleova konstanta . Vezmeme-li nyní rozšířený model ΛCDM (se stejnou Hubbleovou konstantou), pak bude existovat určitá významná nesrovnalost v z~10, což nám umožňuje klasifikovat jej jako relativně nezávislý na modelu.

Existuje také řada silně na modelu závislých způsobů [13] :

Hlavní pozorovatelné složky galaxií

Mezi hlavní pozorovatelné složky galaxií patří [14] :

  1. Normální hvězdy různých hmotností a stáří, z nichž některé jsou obsaženy v kupách .
  2. Kompaktní zbytky vyvinutých hvězd.
  3. Prostředí studeného plynu a prachu.
  4. Nejzředěnější horký plyn o teplotě 10 5 - 10 6  K.

Dvojhvězdy nejsou v sousedních galaxiích pozorovány, ale soudě podle blízkosti Slunce by zde mělo být poměrně hodně vícenásobných hvězd. Plynno-prachové médium a hvězdy se skládají z atomů a jejich celek se nazývá baryonová hmota galaxie. Nebaryonová hmota zahrnuje hmotu temné hmoty a hmotu černých děr [14] .

Rychlost rotace galaxií

Rychlost rotace galaxie se týká rychlosti rotace různých složek galaxie kolem jejího středu. Tato rychlost je celková rychlost získaná v průběhu různých procesů. Rychlost rotace galaxie by měla být odlišena od kruhové rychlosti Vc , která je způsobena pouze gravitační silou a je podle definice rovna potřebné rychlosti tělesa pohybujícího se v kruhu pod vlivem přitažlivé síly. do centra. Rychlost rotace je v obecném případě určena také radiálním tlakovým gradientem P mezihvězdného plynu.

Zde Φ  je gravitační potenciál a ρ g  je hustota plynu.

Pro různé součásti galaxie se rychlost rotace odhaduje odlišně. U plynu Dopplerovým posunem emisních čar. U hvězd pomocí Dopplerova posunu absorpčních čar hvězd. Schéma pro získání rychlosti otáčení je následující.

Rychlost přímo získaná z pozorování je součtem rychlosti galaxie jako celku a rychlosti vnitřního pohybu. Obvykle se rychlost galaxie jako celku (V 0 ) ztotožňuje s rychlostí centrální oblasti. U vzdálených galaxií je tato rychlost způsobena Hubbleovým rozpínáním vesmíru, vlastní rychlost je zanedbatelná.

Rychlost získaná po zohlednění rychlosti pohybu galaxie jako celku je rychlost podél linie pohledu (V r ), a pro výpočet rychlosti rotace galaxie v dané vzdálenosti je nutné zohlednit efekty projekce. K tomu je nutné znát úhel sklonu osy galaxie k přímce pohledu i a také úhel φ mezi hlavní osou galaxie a přímkou ​​procházející středem galaxie a pozorovaný bod. Abychom tedy přešli z V r na V φ , musíme znát pět parametrů: rychlost galaxie V 0 , úhly i a φ , dvě souřadnice středu galaxie (vzhledem k libovolnému bodu na obrázku).

Pokud galaxie vypadá osově symetricky, pak je problém zjednodušen, protože úhly orientace a polohu středu lze vypočítat z rozložení jasu disku. A pokud je štěrbina spektrografu umístěna podél její hlavní osy, můžeme získat:

,

kde l  je vzdálenost od středu galaxie podél mezery. Nejúplnější informace o pohybu v galaxii však poskytuje rozbor rychlostního pole – soubor měření radiálních rychlostí pro velký počet bodů na disku galaxie. K získání rychlostního pole se používá dvourozměrná spektroskopie . Obvykle se používá buď vícekanálový přijímač nebo Fabry-Perotův interferometr . Rádiová pozorování plynu v liniích HI také umožňují získat dvourozměrný obraz rozložení rychlostí v galaxii [15] .

V březnu 2018 astronomové z Mezinárodního centra pro výzkum radioastronomie (ICRAR) zjistili, že všechny galaxie, bez ohledu na jejich velikost nebo typ, rotují stejnou rychlostí a dokončí jednu otáčku kolem své osy za 1 miliardu pozemských let [16] [17 ] .

Hmotnost a velikost

Galaxie nemají jasné hranice. Není možné přesně říci, kde končí galaxie a začíná mezigalaktický prostor . Pokud má například galaxie stejnou velikost v optickém rozsahu, pak se poloměr galaxie určený z rádiových pozorování mezihvězdného plynu může ukázat jako desítkykrát větší. Na velikosti závisí i naměřená hmotnost galaxie. Obvykle se velikostí galaxie rozumí fotometrická velikost izofota 25. magnitudy na čtvereční úhlovou sekundu v B filtru . Standardní označení této velikosti je D 25 [18] .

Hmotnost diskových galaxií se odhaduje z rotační křivky v rámci určitého modelu. Volba optimálního modelu galaxie je založena jak na tvaru rotační křivky, tak na obecných představách o struktuře galaxie. Pro hrubé odhady hmotnosti eliptických galaxií je nutné znát rozptyl hvězdných rychlostí v závislosti na vzdálenosti od středu a radiální rozložení hustoty [19] .

Hmotnost studeného plynu v galaxii je určena intenzitou přímky H I. Je-li registrovaná hustota toku záření z galaxie nebo jakékoli její části rovna F ν , pak je příslušná hmotnost rovna:

,

kde D  je vzdálenost v megaparsekech, tok je vyjádřen v jans .

Odhadnout hmotnost molekulárního plynu je velmi obtížné, protože spektrum nejběžnější molekuly H 2 nemá čáry excitované ve studeném plynu. Výchozími údaji jsou tedy intenzity spektrálních čar molekuly CO ( ICO ). Koeficient úměrnosti mezi intenzitou emise CO a jeho hmotností závisí na metalicitě plynu. Největší nejistota je však spojena s nízkou průhledností mraku, kvůli které je hlavní část světla vyzařovaného vnitřními oblastmi absorbována samotným mrakem, takže pozorovatel přijímá světlo pouze z povrchu mraků [ 20] .

Spektrum galaxie

Spektrum galaxií se skládá ze záření všech objektů, z nichž se skládá. Spektrum průměrné galaxie má dvě lokální maxima. Hlavním zdrojem záření jsou hvězdy, maximální intenzita záření většiny z nich je v optickém rozsahu (první maximum). V galaxii je obvykle hodně prachu, který absorbuje záření v optickém rozsahu a znovu ho vyzařuje v infračervené oblasti . Druhé maximum je tedy v infračervené oblasti. Pokud je svítivost v optickém rozsahu brána jako jednota, pak je pozorován následující vztah mezi zdroji a typy záření [21] :

Rozsah Relativní svítivost Hlavní zdroje záření
Gamma 10 −4 Aktivní jádra některých galaxií; zdroje, které vydávají jednotlivé krátké záblesky záření (neutronové hvězdy, černé díry)
rentgen 10 −3 —10 −4 Akreční disky blízkých binárních systémů; horký plyn; aktivní jádra
Optický jeden Hvězdy různých teplot; cirkumstelární prachové disky v blízké IR oblasti; emisní záření plynu v oblastech H II od UV do IR.
daleko IR 0,5–2 Mezihvězdný prach zahřátý světlem hvězd; v některých galaxiích aktivní jádra a prach v cirkumjaderných discích pokrytých tvorbou hvězd
Rádio 10 −2 —10 −4 Synchrotronové záření relativistických elektronů z galaktického disku nebo aktivního galaktického jádra; zbytky supernov, tepelné záření oblastí H II , emisní radiové čáry HI a různé molekuly mezihvězdného plynu

Problém temného halo

Pokud je celá hmota galaxií uzavřena ve hvězdách, pak při znalosti poměru hmotnosti a svítivosti a za předpokladu, že se s poloměrem příliš nemění, lze hustotu hmoty v galaxii odhadnout z jasnosti hvězdné populace. Blíže k jejímu okraji se galaxie stmívá, což znamená, že průměrná hustota hvězd klesá a s ní by měla klesat i rychlost rotace hvězd. Pozorované rotační křivky galaxií však naznačují radikálně odlišný obrázek: od určitého bodu jsou rychlosti rotace hvězd anomálně vysoké pro hustotu získanou ze závislosti hmotnosti a svítivosti.

Vysokou rychlost hvězd poblíž okraje disku lze vysvětlit předpokladem, že ve velkých vzdálenostech od středu galaxie hraje hlavní roli hmotnost, která se projevuje výhradně gravitační interakcí. Nezávisle lze dojít k závěru, že existuje skrytá hmotnost , pokud je celková hmotnost odhadnuta na základě podmínek stability hvězdného disku. Měření rychlostí satelitů masivních galaxií naznačují, že velikost tmavého halo je několikrát větší než optický průměr galaxie.

Přítomnost masivních tmavých halo byla nalezena v galaxiích všech typů, ale v různých poměrech s ohledem na světelnou hmotu [22] .

Morfologie

Jádro  je extrémně malá oblast ve středu galaxie. Pokud jde o jádra galaxií, nejčastěji se mluví o aktivních galaktických jádrech , kde procesy nelze vysvětlit vlastnostmi hvězd v nich soustředěných.

Disk  je relativně tenká vrstva, ve které je soustředěna většina objektů v galaxii. Dělí se na plynový a prachový disk a hvězdný disk.

Polární prstenec  je vzácná součást. V klasickém případě má polární prstencová galaxie dva disky rotující v kolmých rovinách. Středy těchto disků se v klasickém případě shodují. Důvod vzniku polárních prstenců není zcela jasný [23] .

Sféroidní složka  je sférické rozložení hvězd.

Vyboulenina je nejjasnější  vnitřní částí sféroidní složky . 

Halo  je vnější sféroidní složka; hranice mezi vyboulením a svatozářem je rozmazaná a spíše libovolná.

Spirální větev (spirální rameno)  je zhutněním mezihvězdného plynu a převážně mladých hvězd ve formě spirály. S největší pravděpodobností se jedná o vlny hustoty způsobené různými příčinami, ale otázka jejich původu ještě není definitivně vyřešena.

Bar (jumper)  - vypadá jako hustá protáhlá formace, skládající se z hvězd a mezihvězdného plynu. Podle výpočtů je hlavním dodavatelem mezihvězdného plynu do středu galaxie. Téměř všechny teoretické konstrukce jsou však založeny na skutečnosti, že tloušťka disku je mnohem menší než jeho rozměry, jinými slovy, disk je plochý a téměř všechny modely jsou zjednodušené dvourozměrné modely, existuje jen velmi málo výpočtů trojrozměrné modely disků. A ve známé literatuře existuje pouze jeden trojrozměrný výpočet galaxie s tyčí a plynem [24] . Podle autora tohoto výpočtu se plyn nedostane do středu galaxie, ale cestuje poměrně daleko.

Nejdůležitějšími součástmi jsou plynový a prachový disk, hvězdný disk a sféroidní složka. Existují čtyři hlavní typy galaxií [25] :

  1. Eliptické galaxie ( E ) jsou galaxie, které nemají diskovou složku nebo mají nízký kontrast. Všechny ostatní galaxie jsou diskové galaxie.
  2. Spirální galaxie ( S ) jsou galaxie se spirálními rameny. Někdy mohou větve degenerovat do prstenců.
  3. Lentikulární galaxie ( S0 ) jsou galaxie, které se svou strukturou neliší od spirálních galaxií, s výjimkou absence jasného spirálního vzoru. To je vysvětleno nízkým obsahem mezihvězdného plynu, a tedy nízkou rychlostí tvorby hvězd.
  4. Nepravidelné galaxie ( Irr ) - vyznačují se nepravidelnou členitou strukturou. Zpravidla obsahují hodně mezihvězdného plynu, až 50 % hmotnosti galaxie.
Tabulka charakteristik hlavních typů galaxií
E S0 S Irr
sféroidní složka celou galaxii Tady je Tady je Velmi slabá
hvězdný disk Žádné nebo slabé Tady je Hlavní složka Hlavní složka
Disk na plyn a prach Ne Žádné nebo velmi řídké Tady je Tady je
spirálové větve Žádný nebo jen blízko jádra Žádné nebo mírné Tady je Ne
Aktivní jádra Setkat Setkat Setkat Ne
Procento z celkového počtu galaxií dvacet % dvacet % 55 % 5 %

V mnoha případech se o něco podrobnější Hubbleova klasifikace galaxií podle poddruhů ukazuje jako velmi vhodná. Hubbleovo dělení (neboli Hubbleova ladička), pokrývající všechny galaxie, je založeno na jejich vizuálně vnímané struktuře. A pokud popisuje elipsy docela přesně, pak lze stejnou spirální galaxii klasifikovat různými způsoby.

V roce 2003 objevil Michael Drinkwater z University of Queensland nový typ galaxie klasifikovaný jako ultrakompaktní trpasličí galaxie [26] .

Velké asociace galaxií

Snímky galaxií ukazují, že skutečně osamělých galaxií (tzv. polních galaxií) je málo. Asi 95 % galaxií tvoří skupiny galaxií [27] . V nich se stejně jako v běžných galaxiích předpokládá přítomnost temné hmoty, která tvoří většinu hmoty skupiny, 10–30 % tvoří mezigalaktický plyn a asi 1 % hmotnost samotných hvězd [28] .

Nejmenší a nejrozšířenější kupa ve vesmíru, zahrnující několik desítek galaxií, je skupina galaxií . Často jim dominuje jedna masivní eliptická nebo spirální galaxie, která díky slapovým silám nakonec zničí satelitní galaxie a zvětší svou hmotnost a pohltí je . V takových kupách jsou rychlosti ústupu galaxií od sebe navzájem, způsobené Hubbleovým rozpínáním vesmíru, slabé a dominují náhodné zvláštní rychlosti. Z analýzy těchto náhodných rychlostí a viriálního teorému lze získat hmotnost takových skupin [29] . Naše Galaxie je jednou z galaxií Místní skupiny a dominuje jí spolu s Andromedou. V Místní skupině se nachází více než 40 galaxií o průměru asi 1 megaparsek. Samotná Místní skupina je součástí superkupy Virgo , ve které hlavní roli hraje kupa Virgo , do které naše Galaxie zahrnuta není [30] .

Kupa galaxií je spojením několika stovek galaxií, které mohou obsahovat jak jednotlivé galaxie, tak skupiny galaxií. Obvykle lze při pozorování v tomto měřítku rozlišit několik velmi jasných supermasivních eliptických galaxií [31] . Takové galaxie by měly přímo ovlivňovat proces vzniku a formování struktury kupy.

Superkupa  je největším typem asociace galaxií, která zahrnuje tisíce galaxií [32] . Tvar takových shluků se může lišit, od řetězu, jako je Markarianův řetěz , až po stěny, jako je velká zeď Sloane . Ve velkých měřítcích se vesmír jeví jako izotropní a homogenní [33] .

V měřítku superkup se galaxie seřadí do vláken , která obklopují rozsáhlé řídké dutiny ( dutiny ) a tvoří ploché kupy (stěny).

Procesy

Kolize

Pokud průměrná hodnota vzdálenosti mezi galaxiemi není o více než řád větší než jejich průměr , pak se slapové efekty galaxií stanou významnými. Každá složka galaxie na tyto vlivy za různých podmínek reaguje jinak. Pokud je vzdálenost relativně velká, ale doba letu dvou galaxií vůči sobě je také velká, pak hmotnější galaxie může stáhnout mezigalaktický horký plyn obklopující sousední galaxii, čímž ji připraví o zdroj, který doplňuje vnitřní zásoby. mezihvězdného plynu spotřebovaného během tvorby hvězd [34] .

Pokud se vzdálenost dále zmenší, pak je možné, že hmotnější složka spolu s mezigalaktickým plynem na sebe stáhne i temné halo galaxie a ponechá ji prakticky bez temné hmoty . Zvláště často k tomu dochází se silným rozdílem v hmotnostech galaxií. Také, pokud je vzdálenost malá, stejně jako doba interakce, pak se v galaxiích objeví vlny hustoty plynu, které mohou způsobit masivní výbuch hvězd a vznik spirálních větví [34] .

Limitujícím případem interakce je sloučení galaxií . Podle moderních koncepcí se nejprve spojí temná hala galaxií. Pak se galaxie začnou k sobě přibližovat po spirále . A teprve potom se hvězdné složky začnou spojovat, což způsobí vlny hustoty a výbuchy tvorby hvězd v okolním plynu.

Hubbleův orbitální dalekohled v roce 2006 vyfotografoval interagující galaxie, z nichž dvě trhají třetí a působí na ni svou gravitací (v souhvězdí Jižní ryby , vzdálené od Země ve vzdálenosti 100 milionů světelných let ) [35] .

Srážky galaxií jsou ve vesmíru velmi častým jevem. Výsledkem analýzy 21 902 galaxií (zpráva z počátku roku 2009 [36] ) bylo zjištěno, že téměř všechny se v minulosti setkaly s jinými galaxiemi. Potvrzuje to také předpoklad, že asi před 2 miliardami let došlo ke srážce Mléčné dráhy s jinou galaxií [37] .

Procesy v aktivních jádrech

Galaktická jádra mají známky aktivity, pokud [38] :

  1. spektrum elektromagnetického záření objektu je mnohem širší než spektrum běžných galaxií, někdy sahá od rádia po tvrdé gama záření ;
  2. je pozorována „variabilita“ - změna „výkonu“ zdroje záření v místě pozorování (zpravidla k tomu dochází s periodou 10 minut v rentgenovém rozsahu až 10 let v optickém a rádiovém rozsahu );
  3. existují vlastnosti spektra záření, které lze použít k posouzení pohybu horkého plynu vysokou rychlostí;
  4. jsou zde viditelné morfologické znaky, včetně odlehlých hodnot a „horkých míst“;
  5. existují vlastnosti spektra záření a jeho polarizace, pomocí kterých lze mimo jiné naznačit přítomnost magnetického pole.

Galaxie s aktivními jádry se dělí na galaxie Seyfert , kvasary , lacertidy a rádiové galaxie .

Podle moderních koncepcí se aktivita galaktických jader vysvětluje přítomností supermasivních černých děr v jejich jádrech [39] , na kterých je nahromaděn galaktický plyn . A rozdíl v typech galaxií s aktivními jádry se vysvětluje rozdílem v úhlu sklonu roviny galaxií vzhledem k pozorovateli [40] .

Pohyb plynu a hvězd

Protože se hvězdy nacházejí daleko od sebe a pravděpodobnost jejich srážky je malá, jsou hvězdy, jak v galaxiích, tak v kupách, bezkolizní médium. To lze snadno ukázat [41] . Srážkou dvou hvězd budeme nazývat případ, kdy dvě hvězdy při přiblížení vlivem gravitační síly změní směr pohybu, přičemž si zachovají celkovou energii. Pak zvažte tento přístup vzhledem ke středu hmoty hvězd. Pro zjednodušení výpočtů budeme předpokládat, že hmotnosti hvězd jsou stejné a jejich rychlosti na začátku přiblížení (formálně v nekonečně velké vzdálenosti) také. Pro první odhad je to naprosto přijatelná aproximace. Zapišme si zákon zachování mechanické energie :

,

kde V  je aktuální rychlost hvězd (rychlosti musí být stejné kvůli ohledům na symetrii ), r  je vzdálenost mezi hvězdami, V 0  je rychlost v nekonečnu před interakcí a G  je gravitační konstanta . Budeme předpokládat, že hvězdy zažily srážku, pokud se v okamžiku jejich přiblížení zdvojnásobila kinetická energie . Potom dosazením hodnoty parametru dopadu d do rovnice napsané výše dostaneme:

.

Pak se průměr průřezu srážky těles a podle toho plocha interakčního průřezu rovná:

, .

Odhadneme charakteristickou dobu srážky pro hvězdy v okolí Slunce (n = 3⋅10 −56 cm −3 a relativní rychlost je 20 km/s). Dostaneme:

.

Výsledná doba je o tři řády delší než životnost vesmíru. A ani ve hvězdokupách, kde je koncentrace hvězd o tři řády větší, se situace nelepší. Všimněte si, že mohl být proveden přesnější výpočet, který by vzal v úvahu zákon zachování hybnosti atd., ale výsledky by byly podobné [41] . Z nekolizní povahy prostředí vyplývá závěr o nerovnováze systému a rozložení náhodných rychlostí hvězd nemaxwellovským způsobem . Charakteristická doba jejího založení musí být mnohem delší než střední volná dráha hvězdy. Ve skutečnosti se však vše ukázalo mnohem komplikovanější.

Měření ukázala, že hvězdy, s výjimkou těch nejmladších, jsou částečně „uvolněným“ systémem: rozložení náhodných rychlostí hvězd je maxwellovské, ale s různými rozptyly podél různých os. Navíc ve stejném objemu prostoru dochází u starých hvězd k systematickému, byť zpomalujícímu, nárůstu náhodných rychlostí. Lze tedy tvrdit, že hvězdný disk se časem zahřívá [42] .

Tento problém nebyl definitivně vyřešen, zřejmě stále hrají rozhodující roli srážky, nikoli však s hvězdami, ale s masivními oblaky plynu [43] .

Fenomén gravitační čočky

Při průchodu kolem masivního tělesa se paprsek světla odkloní. Masivní těleso je tedy schopno shromáždit paralelní paprsek světla v určitém ohnisku a vytvořit obraz. Jas zdroje se navíc zvyšuje v důsledku změny jeho úhlové velikosti [44] .

V roce 1937 Fritz Zwicky předpověděl možnost gravitační čočky pro galaxie. A ačkoliv obecně přijímaný model tohoto jevu pro galaxie ještě nebyl sestaven, tento efekt již nabývá na významu z hlediska pozorovací astronomie. Používá se pro:

V současné době obsahuje databáze extragalaktických objektů NASA/IPAC (NED) [46] přes 700 čočkovitých galaxií a kvasarů.

Určení vzdálenosti gravitačními čočkami

Jak bylo uvedeno výše, gravitační čočka vytváří několik snímků najednou, doba zpoždění mezi snímky v první aproximaci je , kde d  je vzdálenost mezi snímky a c  je rychlost světla.

Díky znalosti úhlové vzdálenosti mezi obrazy a uplatněním zákonů geometrie můžete vypočítat vzdálenost k čočce. Nevýhodou této metody však je, že gravitační potenciál čočky a její struktura nejsou a priori známy. Související chyba může být významná pro přesná měření [47] .

Hledání temné hmoty v kupách galaxií

Pozorováním rozptylu rychlostí galaxií v kupách F. Zwicky spolu se S. Smithem zjistili, že hmotnost získaná z viriální věty je mnohem větší než celková hmotnost galaxií [48] . Bylo navrženo, že uvnitř kup galaxií, stejně jako v galaxii samotné, existuje nějaký druh skryté hmoty, která se projevuje pouze gravitačním způsobem.

To lze vyvrátit nebo potvrdit znalostmi gravitačního potenciálu v každém bodě a na základě Newtonova zákona univerzální gravitace . Gravitační potenciál lze zjistit zkoumáním účinku gravitační čočky. Na základě získaných dat učinili vědci dva závěry. Jednak se potvrdila přítomnost temné hmoty. Na druhou stranu bylo objeveno neobvyklé chování plynu a temné hmoty. Dříve se věřilo, že ve všech procesech by s sebou měla temná hmota táhnout plyn (tento předpoklad tvořil základ teorie hierarchického vývoje galaxií). V MACS J0025.4-1222 , což je srážka dvou masivních kup galaxií, je však chování plynu a temné hmoty diametrálně odlišné [49] .

Hledání vzdálených galaxií

Hledání vzdálených galaxií je spojeno s následujícími problémy:

  1. mnohem horší je citlivost přijímačů v infračervené oblasti, kde se vlivem kosmologického rudého posuvu pohybuje veškeré viditelné záření, až k linii L α (Lyman-alfa) a Lymanově skoku;
  2. emise vzdálených galaxií je oslabena jak v důsledku kosmologických vlivů, tak v důsledku skutečnosti, že mladé galaxie jsou podle moderních koncepcí mnohem menší než Mléčná dráha ve velkých jednotkách rudého posuvu z (a tedy v dřívějších fázích svého života ) a jsou podobné Magellanovým mrakům .

Vícenásobné zesílení světelného paprsku způsobené gravitační čočkou pomáhá vyřešit oba problémy, což umožňuje pozorování galaxií v z > 7. Na základě těchto teoretických myšlenek provedla skupina astronomů pozorování, která vyústila v seznam kandidátských objektů pro ultra -vzdálené galaxie [50] .

Vzdálené galaxie jsou pozorovány pomocí dalekohledů Hubble a Spitzer [51] .

Vznik hvězd

Vznik hvězd je proces ve velkém měřítku v galaxii, při kterém se hvězdy začínají hromadně tvořit z mezihvězdného plynu [52] . Výsledkem tohoto procesu jsou spirální ramena, obecná struktura galaxie, hvězdná populace, svítivost a chemické složení mezihvězdného prostředí  . Velikost oblasti pokryté tvorbou hvězd zpravidla nepřesahuje 100 pc. Existují však komplexy s výbuchem tvorby hvězd , nazývané superasociace, velikostně srovnatelné s nepravidelnou galaxií.

V naší a několika blízkých galaxiích je možné tento proces přímo pozorovat. V tomto případě jsou známky probíhající tvorby hvězd [53] :

  1. přítomnost hvězd spektrálních tříd OBA a příbuzných objektů (HII oblasti, výbuchy nových a supernov);
  2. infračervené záření, a to jak ze zahřátého prachu, tak ze samotných mladých hvězd;
  3. rádiové emise z plynových a prachových disků kolem formujících se a novorozených hvězd;
  4. Dopplerovo štěpení molekulárních čar v rotujícím disku kolem hvězd;
  5. Dopplerovské štěpení molekulárních linií tenkých rychlých výtrysků (jetů) unikajících z těchto disků (z jejich pólů) rychlostí přibližně 100 km/s;
  6. přítomnost asociací, hvězdokup a hvězdných komplexů s hmotnými hvězdami (hmotné hvězdy se téměř vždy rodí ve velkých skupinách);
  7. přítomnost globulí.

S rostoucí vzdáleností se zmenšuje i zdánlivá úhlová velikost objektu a od určitého okamžiku není možné vidět jednotlivé objekty uvnitř galaxie. Pak jsou kritéria pro vznik hvězd ve vzdálených galaxiích [52] :

  1. vysoká svítivost v emisních čarách, zejména v Hα ;
  2. zvýšený výkon v ultrafialové a modré části spektra, za který je přímo zodpovědné záření hmotných hvězd;
  3. zvýšené záření na vlnových délkách blízkých 8 µm (IR rozsah);
  4. zvýšený výkon tepelného a synchrotronového záření v rádiovém dosahu;
  5. zvýšený rentgenový výkon spojený s horkým plynem.

Obecně lze proces vzniku hvězd rozdělit do několika fází: vznik velkých plynných komplexů (o hmotnosti 10 7 M ☉ ), vznik gravitačně vázaných molekulárních mračen v nich, gravitační stlačení jejich nejhustších částí před vznik hvězd, zahřívání plynu zářením mladých hvězd a výrony nových a supernov, únik plynu.

Nejčastěji lze nalézt hvězdotvorné oblasti [53] :

  • v jádrech velkých galaxií,
  • na koncích spirálových ramen,
  • na periferii nepravidelných galaxií,
  • v nejjasnější části trpasličí galaxie.

Vznik hvězd je samoregulační proces: po vzniku hmotných hvězd a jejich krátkém životě dochází k sérii silných vzplanutí, které kondenzují a zahřívají plyn. Zhutnění na jednu stranu urychlí stlačování poměrně hustých mraků uvnitř komplexu, na druhou stranu ale ohřátý plyn začne opouštět oblast vzniku hvězd a čím více se zahřeje, tím rychleji odchází.

Evoluční procesy

Evoluce galaxie je změna jejích integrálních charakteristik v průběhu času: spektrum, barva , chemické složení, rychlostní pole. Popsat život galaxie není snadné: na vývoj galaxie má vliv nejen vývoj jejích jednotlivých částí, ale také vnější prostředí. Stručně, procesy, které ovlivňují vývoj galaxie, lze znázornit následujícím schématem [54] :

Ve středu jsou procesy spojené s jednotlivými objekty v rámci galaxie. Procesy, jejichž měřítko je srovnatelné s měřítkem galaxie, se dělí na jednak vnější a vnitřní, jednak rychlé (jejichž charakteristická doba je srovnatelná s dobou volné komprese) a pomalé (častěji přidružené s oběhem hvězd kolem středu galaxie), na druhé straně.

Malá fúze galaxií se od velké liší tím, že galaxie stejné hmotnosti se účastní velké a v malé jedna galaxie výrazně převyšuje druhou.

Stále neexistuje jednotná teorie o tom, jak jsou všechny tyto procesy vzájemně konzistentní, ale budoucí teorie vzniku a vývoje galaxií by měla vysvětlit následující pozorování:

Mléčná dráha

Naše galaxie Mléčná dráha, také jednoduše nazývaná Galaxie , je velká spirální galaxie s příčkou o průměru asi 30 kiloparseků (nebo 100 000 světelných let) a tloušťce 1 000 světelných let (až 3 000 v oblasti vyboulení ) [56] . Slunce a sluneční soustava jsou uvnitř galaktického disku naplněného prachem pohlcujícím světlo. Proto na obloze vidíme pás hvězd, ale roztrhaný, připomínající mléčné sraženiny. Z důvodu absorpce světla nebyla Mléčná dráha jako galaxie plně prozkoumána: nebyla sestrojena rotační křivka, nebyl zcela objasněn morfologický typ, počet spirál není znám atd. Galaxie obsahuje asi 3 ⋅10 11 hvězd [57] a jeho celková hmotnost je asi 3⋅10 12 hmotností Slunce.

Důležitou roli při studiu Mléčné dráhy hraje studium hvězdokup — relativně malých gravitačně vázaných objektů obsahujících stovky až stovky tisíc hvězd. Jejich gravitační vazba je pravděpodobně způsobena jednotou původu. Proto na základě teorie vývoje hvězd a znalosti umístění hvězd kupy na Hertzsprung-Russellově diagramu je možné vypočítat stáří hvězdokupy. Shluky se dělí na otevřené a kulové .

  • Kulové  - staré hvězdokupy, mající kulový tvar, soustřeďující se směrem ke středu Galaxie. Jednotlivé kulové hvězdokupy mohou být staré přes 12 miliard let.
  • Otevřené  - relativně mladé hvězdokupy, mají stáří až 2 miliardy let, u některých ještě probíhají procesy tvorby hvězd. Nejjasnější hvězdy v otevřených hvězdokupách jsou mladé hvězdy spektrálních tříd B nebo A, zatímco nejmladší hvězdokupy stále obsahují modré veleobry (třída O).

Vzhledem k jejich malým rozměrům (vzhledem k kosmologickým měřítkům) lze hvězdokupy přímo pozorovat pouze v Galaxii a jejích nejbližších sousedech.

Dalším typem objektů, které lze pozorovat pouze v blízkosti Slunce, jsou dvojhvězdy. Význam dvojhvězd pro studium různých procesů probíhajících v galaxii se vysvětluje tím, že díky nim je možné určit hmotnost hvězdy, právě v nich lze studovat akreční procesy. Nova a supernovy typu Ia jsou také výsledkem interakce hvězd v blízkých binárních systémech.

Historie studia galaxií

V roce 1610 Galileo Galilei pomocí dalekohledu objevil , že Mléčná dráha se skládá z obrovského množství slabých hvězd. V pojednání z roku 1755 založeném na práci Thomase Wrighta Immanuel Kant teoretizoval , že Galaxie by mohla být rotující těleso složené z obrovského množství hvězd držených pohromadě gravitačními silami podobnými těm ve sluneční soustavě, ale ve větším měřítku. Z pozorovacího bodu uvnitř Galaxie (zejména v naší sluneční soustavě) bude výsledný disk viditelný na noční obloze jako jasný pás. Kant také navrhl, že některé z mlhovin viditelných na noční obloze mohou být samostatné galaxie.

Do konce 18. století sestavil Charles Messier katalog obsahující 109 jasných mlhovin. Od vydání katalogu až do roku 1924 pokračovala debata o povaze těchto mlhovin.

William Herschel navrhl, že by mlhoviny mohly být vzdálené hvězdné systémy podobné těm v Mléčné dráze. V roce 1785 se pokusil určit tvar a velikost Mléčné dráhy a polohu Slunce v ní metodou „lopatek“ – počítání hvězd v různých směrech. V roce 1795 při pozorování planetární mlhoviny NGC 1514 jasně viděl v jejím středu jedinou hvězdu obklopenou mlhovinou. Existence pravých mlhovin byla tedy mimo pochybnost a nebylo třeba si myslet, že všechny mlhoviny byly vzdálené hvězdné systémy [58] .

V 19. století se myslelo, že mlhoviny, které nebylo možné rozložit na hvězdy, tvoří planetární systémy. A NGC 1514 byla příkladem pozdního stádia evoluce, kde centrální hvězda již kondenzovala z primární mlhoviny [58] .

Do poloviny 19. století objevil John Herschel , syn Williama Herschela, dalších 5000 mlhovinových objektů. Distribuce postavená na jejich základě se stala hlavním argumentem proti předpokladu, že jde o vzdálené „ostrovní vesmíry“, jako je náš systém Mléčné dráhy. Bylo zjištěno, že existuje „zóna vyhýbání se“ – oblast, ve které žádné nebo téměř žádné takové mlhoviny nejsou. Tato zóna se nacházela v blízkosti roviny Mléčné dráhy a byla interpretována jako spojení mezi mlhovinami a systémem Mléčné dráhy. Absorpce světla, která je nejsilnější v rovině Galaxie, byla stále neznámá [58] .

Po sestrojení svého dalekohledu v roce 1845 byl Lord Ross schopen rozlišit mezi eliptickými a spirálními mlhovinami. V některých z těchto mlhovin se mu podařilo identifikovat jednotlivé zdroje světla.

Rotaci Galaxie kolem jádra předpověděl Marian Kovalsky [59] , který v roce 1860 publikoval článek s jeho matematickým zdůvodněním ve Scientific Notes of Kazan University, publikace byla přeložena i do francouzštiny [60] .

V roce 1865 William Huggins poprvé získal spektrum mlhovin. Povaha emisních čar mlhoviny v Orionu jasně naznačovala její složení plynu, ale spektrum mlhoviny Andromeda (M31 podle Messierova katalogu) bylo spojité, podobně jako u hvězd. Huggins došel k závěru, že tento typ spektra M31 je způsoben vysokou hustotou a neprůhledností plynu, z něhož se skládá.

V roce 1890 Agnes Mary Clerke v  knize o vývoji astronomie v 19. století napsala: „Otázka, zda jsou mlhoviny vnější galaxie, si nyní sotva zaslouží diskusi. Pokrok výzkumu na to odpověděl. S jistotou lze říci, že žádný kompetentní myslitel nebude tváří v tvář existujícím faktům tvrdit, že alespoň jedna mlhovina může být hvězdným systémem srovnatelným velikostí s Mléčnou dráhou“ [58] .

Na začátku 20. století Vesto Slifer vysvětlil spektrum mlhoviny v Andromedě jako odraz světla centrální hvězdy (kterou považoval za jádro galaxie). Tento závěr byl učiněn na základě fotografií pořízených Jamesem Keelerem na 36palcovém reflektoru. Bylo objeveno 120 000 slabých mlhovin . Spektrum, pokud bylo k dispozici, bylo reflexní. Jak je nyní známo, jednalo se o spektra reflexních (většinou prachových) mlhovin kolem hvězd Plejád .

V roce 1910 pořídil George Ritchie pomocí 60palcového dalekohledu observatoře Mount Wilson snímky, které ukázaly, že spirální větve velkých mlhovin byly posety hvězdicovitými objekty, ale obrazy mnoha z nich byly rozmazané a mlhavé. Mohly by to být kompaktní mlhoviny a hvězdokupy a několik sloučených snímků hvězd.

V letech 1912-1913 byla objevena závislost „období a svítivosti“ pro cefeidy .

V roce 1918 Ernst Epic [61] určil vzdálenost k mlhovině Andromeda a zjistil, že nemůže být součástí Mléčné dráhy. Přestože hodnota, kterou získal, byla 0,6 současné hodnoty, bylo jasné, že Mléčná dráha není celý vesmír.

V roce 1920 proběhla „ velká debata “ mezi Harlowem Shapleyem a Geberem Curtisem . Podstatou sporu bylo změřit vzdálenost od Cefeid k Magellanovým mračnům a odhadnout velikost Mléčné dráhy. Pomocí vylepšené verze lopatkové metody Curtis odvodil malou (průměr 15 kiloparseků) zploštělou galaxii se Sluncem blízko středu. A také kousek k Magellanovým mrakům. Shapley na základě výpočtu kulových hvězdokup poskytl úplně jiný obrázek - plochý disk o průměru asi 70 kiloparseků se Sluncem daleko od středu. Vzdálenost k Magellanovým mrakům byla stejného řádu. Výsledkem sporu byl závěr o nutnosti dalšího nezávislého měření.

V roce 1924 našel Edwin Hubble na 100palcovém dalekohledu 36 cefeid v mlhovině Andromeda a změřil vzdálenosti k ní. Ukázalo se, že je obrovský (ačkoli jeho odhad byl 3krát menší než ten moderní). To potvrdilo, že mlhovina Andromeda není součástí Mléčné dráhy. Existence galaxií byla prokázána a „Velká debata“ je u konce [58] .

Moderní obrázek naší Galaxie se objevil v roce 1930, kdy Robert Julius Trumpler změřil účinek absorpce světla studiem rozložení otevřených hvězdokup koncentrujících se v rovině Galaxie [62] .

V roce 1936 zkonstruoval HST klasifikaci galaxií, která se dodnes používá a nazývá se Hubbleova sekvence [63] .

V roce 1944 Hendrik Van de Hulst předpověděl existenci 21 cm rádiové emise z mezihvězdného atomového vodíku, která byla objevena v roce 1951 . Toto záření, které není absorbováno prachem, umožnilo další studium Galaxie díky Dopplerovu posunu . Tato pozorování vedla k vytvoření modelu s příčkou ve středu Galaxie. Následně pokrok radioteleskopů umožnil sledovat vodík v jiných galaxiích. V 70. letech 20. století vyšlo najevo, že celková zdánlivá hmotnost galaxií (skládající se z hmotnosti hvězd a mezihvězdného plynu) nevysvětluje rychlost rotace plynu. To vedlo k závěru o existenci temné hmoty [48] .

Koncem 40. let 20. století A. A. Kalinyak , V. I. Krasovskii a V. B. Nikonov získali první infračervený snímek středu Galaxie [ 59] [64] .

Nová pozorování provedená na počátku 90. let pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu ukázala, že temná hmota v naší Galaxii nemůže být tvořena pouze velmi slabými a malými hvězdami. Vytvořil také snímky hlubokého vesmíru nazvané Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field a Hubble Extreme Deep Field , které ukazují, že v našem vesmíru jsou stovky miliard galaxií [6] .

Snímek jádra aktivní galaxie s rekordně vysokým úhlovým rozlišením v historii astronomie získala ruská vesmírná observatoř RadioAstron , která byla oznámena v roce 2016. Díky sérii pozorování provedených za účasti observatoře a tuctu pozemních radioteleskopů se vědcům podařilo získat rekordní úhlové rozlišení 21 obloukových mikrosekund. Objektem pozorování astronomů byli BL Lizards . Je to supermasivní černá díra ve středu galaxie. Je obklopen diskem plazmatu o teplotě miliard stupňů. Masivní magnetická pole a vysoké teploty vytvářejí výtrysky - výtrysky plynu, jejichž délka je až několik světelných let. Hypotézy a teoretické modelování ukázaly, že díky rotaci černé díry a akrečního disku by magnetické siločáry měly vytvářet spirální struktury a urychlovat tok hmoty v jetech. To vše se nám podařilo spatřit pomocí snímků orbitálního dalekohledu Radioastrona [65] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Dvoretského starověký řecko-ruský slovník: "γᾰλαξίας" . Získáno 18. června 2022. Archivováno z originálu dne 23. listopadu 2019.
  2. ↑ Sparke LS, Gallagher III JS [1] = Galaxies in the Universe: An Introduction. - 2. - Cambridge University Press, 2007. - 442 s. — ISBN 0521671868 .  (Přístup: 30. listopadu 2011)
  3. ↑ Zasov a Postnov, 2006 , s. 290.
  4. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. 11.1. Objekty patřící do naší Galaxie // Obecný kurz astronomie / VV Ivanov. - 2. - M. : Editorial URSS, 2004. - S. 433. - 544 s. - 3000 výtisků.  — ISBN 5-354-00866-2 .  (Přístup: 30. listopadu 2011)
  5. ↑ Galaxie viditelné pouhým okem v severních zeměpisných šířkách . Hypernova.ru (říjen 1997). Získáno 12. prosince 2017. Archivováno z originálu 12. prosince 2017.
  6. ↑ 12 Mackie , Glen. Vidět vesmír v zrnu písku Taranaki . Swinburne University (1. února 2002). Získáno 20. prosince 2006. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  7. ↑ Kristina Ulasovich. Astronomové „zvýšili“ počet pozorovatelných galaxií desetinásobně . N+1 (17. ledna 2017). Získáno 29. ledna 2021. Archivováno z originálu dne 3. února 2021.
  8. ↑ Počet galaxií ve vesmíru se „snížil“ ze dvou bilionů na stovky miliard , National Geographic Russia  (14. ledna 2021). Archivováno z originálu 27. ledna 2021. Staženo 29. ledna 2021.
  9. ↑ 1 2 Zasov a Postnov, 2006 , s. 299.
  10. ↑ Clarke, T.E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L. Komplexní chladicí jádro A2029: Rádiové a rentgenové  interakce . - 2004. - Sv. 616 , iss. 1 . - S. 178-191 . - doi : 10.1086/424911 . - .  (nedostupný odkaz)
  11. ↑ Zrození trpaslíka: Galaxie bez temnoty . Populární mechanika (11. března 2009). Získáno 26. července 2009. Archivováno z originálu 1. června 2009.
  12. ↑ Suchkov L. A. Galaxy . Astronet . Astronet .
  13. ↑ 1 2 Igor Drozdovský. Metody určování vzdáleností ke galaxiím . Získáno 21. září 2009. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  14. ↑ 1 2 Zasov a Postnov, 2006 , s. 295-296.
  15. ↑ Zasov a Postnov, 2006 , s. 312-317.
  16. ↑ A. Evglevskij. Astronomové zjistili, že všechny galaxie provedou jednu revoluci ve stejnou dobu | Nahá věda . Nahá věda . naked-science.ru (14. března 2018). Získáno 16. března 2018. Archivováno z originálu 16. března 2018.
  17. ↑ Mezinárodní centrum pro výzkum radioastronomie . Astronomové objevují galaxie, které se otáčejí jako hodinky , PHYS.org  (13. března 2018). Archivováno z originálu 15. března 2018. Staženo 16. března 2018.
  18. ↑ Zasov a Postnov, 2006 , s. 298.
  19. ↑ Zasov a Postnov, 2006 , s. 318-335.
  20. ↑ Zasov a Postnov, 2006 , s. 344-345.
  21. ↑ Zasov a Postnov, 2006 , s. 297.
  22. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  323 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  23. ↑ V. P. Rešetnikov. Tyto podivné galaxie s polárními prstenci (nepřístupný odkaz) . Získáno 18. září 2009. Archivováno z originálu 18. srpna 2011. 
  24. ↑ R. Fux. 3D samokonzistentní modely Mléčné dráhy s příčkou N-těl: II.  Dynamika plynu . arXiv.org (10. března 1999). Získáno 26. července 2009. Archivováno z originálu 8. ledna 2017.
  25. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  301 -302. — ISBN 5-85099-169-7 .
  26. ↑ Phillipps, S.; Pitná voda, MJ; Gregg, M.D.; Jones, JB Ultrakompaktní trpasličí galaxie v kupě Fornax  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Sv. 560 , č.p. 1 . - S. 201-206 . - doi : 10.1086/322517 .  (Angličtina)
  27. ↑ McKee, Maggie. Galaktičtí samotáři produkují více hvězd . New Scientist (7. června 2005). Získáno 4. srpna 2009. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  28. ↑ Ricker, Paul. Když se kupy galaxií srazí . Superpočítačové centrum v San Diegu. Získáno 4. srpna 2009. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  29. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  335 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  30. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  385 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  31. ↑ Dubinski, John. Původ nejjasnějších kup galaxií  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Sv. 502 , č.p. 2 . - S. 141-149 . - doi : 10.1086/305901 .  (Angličtina)
  32. ↑ Bahcall, Neta A. Rozsáhlá struktura ve vesmíru indikovaná kupami galaxií  //  Annual review of astronomy and astrofyzika : journal. - 1988. - Sv. 26 . - S. 631-686 . - doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 .  (Angličtina)
  33. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  401 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  34. ↑ 1 2 Mihos, Chris. Interakce a slučování kup galaxií (5. ledna 2003). Získáno 29. září 2017. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  35. ↑ Hubble fotografuje galaktické „přetahování lanem“ . Lenta.ru (4. března 2009). Získáno 26. července 2009. Archivováno z originálu dne 5. března 2009.
  36. ↑ Téměř všechny galaxie se v minulosti srazily se svými sousedy . Lenta.ru (5. ledna 2009). Získáno 26. července 2009. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2013.
  37. ↑ Astronomové tlačí Mléčnou dráhu do jiné galaxie . Lenta.ru (23. února 2009). Datum přístupu: 26. července 2009. Archivováno z originálu 27. dubna 2009.
  38. ↑ S. B. Popov (GAISh). Aktivní galaktická jádra (nedostupný odkaz) . Vědecká síť Nature Web.ru (9. prosince 2000). Datum přístupu: 26. července 2009. Archivováno z originálu 20. března 2008. 
  39. ↑ Údaje k roku 2006.
  40. ↑ Antonucci, R. Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars  //  Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics : journal. - 1993. - Sv. 31 , č. 1 . - str. 473-521 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 .  (Angličtina)
  41. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  305 -307. — ISBN 5-85099-169-7 .
  42. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  308 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  43. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  309 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  44. ↑ Zakharov A.F. Gravitační čočky a mikročočky. - Janus-K, 1997. - 328 s. - ISBN 5-88929-037-1 .
  45. ↑ Vakif K. Onemli. Gravitační čočky od Dark Matter Caustics  . arXiv.org (1. ledna 2004). Získáno 1. září 2009. Archivováno z originálu 24. listopadu 2017.
  46. ↑ Extragalaktická databáze  NASA/ IPAC . IPAC. Získáno 26. července 2009. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  47. ↑ V. Žarov, M. Sažin. Gravitační čočky v astronomii . Získáno 1. října 2009. Archivováno z originálu 18. listopadu 2011.
  48. ↑ 1 2 Příběh temné hmoty . Astronet . Získáno 14. srpna 2009. Archivováno z originálu 6. prosince 2010.
  49. ↑ Odhalení vlastností temné hmoty ve slučovaném shluku MACSJ0025.4-1222 . Získáno 25. června 2020. Archivováno z originálu dne 15. dubna 2020.
  50. ↑ 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. Novinky od z~6—10 kandidátů na galaxie nalezené za kupami gravitačních čoček . Evoluce galaxie napříč Hubbleovým časem (8. ledna 2007). doi : 10.1017/S1743921306010520 . Datum přístupu: 6. dubna 2018.
  51. ↑ Dan Coe. Zpět v čase // Ve světě vědy . - 2019. - č. 1/2 . - S. 64-73 .
  52. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  53. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovič. Hvězdy / Jak se rodí hvězdy (nepřístupný odkaz) . Astronet . Získáno 30. září 2009. Archivováno z originálu 17. prosince 2011. 
  54. ↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Sekulární evoluce a vznik pseudobulg v diskových galaxiích . Annual Review of Astronomy and Astrophysics (7. června 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Získáno 31. července 2009. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  55. ↑ Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. O vzniku masivních galaxií: Současná studie hustoty čísel, velikosti a vnitřního vývoje barev ve  ZBOŽÍ . MNRAS (7. ledna 2009). Získáno 1. září 2009. Archivováno z originálu 23. ledna 2022.
  56. ↑ Thanu Padmanabhan. Po prvních třech minutách: příběh našeho vesmíru . - Cambridge University Press , 1998. - S. 87. - 215 s. — ISBN 0-521-62039-2 .
  57. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. Galaxie Mléčná dráha . SEDS (25. srpna 2005). Získáno 9. května 2007. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  58. ↑ 1 2 3 4 5 Yu. N. Efremov. Hubbleova konstanta . Astronet . Získáno 31. července 2009. Archivováno z originálu dne 26. prosince 2010.
  59. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 80. Mléčná dráha a struktura Galaxie // Co a jak pozorovat na obloze . - 4. vyd. — M .: Nauka , 1973. — 384 s.
  60. ↑ Kowalski M. A. Sur les lois du mouvement propre des étoiles du Catalog de Bradley  // Recherches astronomiques de l'Observatoire de Kasan. Ne. 1. - Kazaň: Imprimerie de l`Université, 1859.
  61. ↑ Astrophysical Journal, 55, 406-410 (1922)
  62. ↑ G. Kolchinsky, A. A. Korsun, M. R. Rodriguez. Trumpler Robert Julius // Astronomové . - 2. vyd. - Kyjev: Naukova Dumka, 1977.
  63. ↑ Hubble, EP Realm of the Nebulae. — New Haven: Yale University Press, 1936.
  64. ↑ A. A. Kalinyak, V. I. Krasovský, V. B. Nikonov. Pozorování oblasti galaktického středu v infračervených paprscích // Zprávy Akademie věd SSSR . - 1949. - T. 66 , čís. 1 .
  65. ↑ TASS: Science - RadioAstron obdržel nejpodrobnější snímky černé díry v souhvězdí Ještěrky . Staženo 25. června 2020. Archivováno z originálu 13. srpna 2018.

Literatura

  • Zasov A. V., Postnov K. A. Obecná astrofyzika. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 s. - 3000 výtisků.  - ISBN 5-85099-169-7 , MDT 52, BBC 22.6.  (Přístup: 27. ledna 2012)
  • Yu. N. Efremov. Hubbleova konstanta . Astronet . Staženo: 31. července 2009.
  • James Binney. Galaktická astronomie. — Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. Vesmír a dál . — Čtvrté vydání. — Firefly Books Ltd., 2004.
  • Marochnik, L.S.; Suchkov, A.A. Galaxie. - Moskva: Nauka, 1984. - 392 s.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie