Что входит в состав галактики


Галактика — гигантское космические скопление звезд, газа и пыли, удерживаемые силами гравитации. Все объекты, входящие в состав галактики обращаются вокруг общего центра масс. Чаще всего это гигантское ядро, которое находится в центре, состоящее из черной дыры.

С появлением телескопа «Хаббл» астрономы начали наблюдения за далекими галактиками. Наблюдаемая часть Вселенной содержит их не менее 100 млрд. штук! Они распределены хаотично – есть районы сосредоточения плотных групп галактик, есть совсем пустынные области. Массы галактик колеблются от 107 до 1012 масс нашего Солнца. Диаметры их составляют от 16 тыс. до 800 тыс. световых лет.

Галактические объединения и состав галактик

Галактики состоят всего из трех компонент:

  1. Тёмная материя, составляет основную часть массы
  2. Межзвездный газ и пыль, которого 10 – 30%
  3. Звёзды, черные дыры, нейтронные звезды, планеты, астероиды и прочая мелочь общей массой около 1%

Около 95% галактик собраны в группы. Минимальные группы насчитывают всего несколько десятков объектов, а большие — десятки тысяч. Сотни галактик объединяются в скопления, а тысячи – в сверхскопления.

Структура

Структура галактики


  • Ядро. Обычно подразумеваются активные ядра в самом центре. В ядрах галактик живут огромные чёрные дыры.
  • Диск. В этом тонком слое сконцентрировано наибольшее количество галактических объектов (звезд, газа, пыли).
  • Балдж.  Это яркая внутренняя часть в центре. Буквально означает «вздутие».
  • Гало. Это название внешнего сфероидального компонента. Между ним и балджем нет чёткой границы.
  • Спиральный рукав. Представляет собой плотную структуру, в состав которой входят молодые звёзды и межзвёздный газ.
  • Бар. Перемычка в виде плотного вытянутого образования. Состоит из межзвёздного газа и звёзд.

Виды галактик

Виды галактик

  1. Эллиптические. У них нет дисковой составляющей, или же она малоконтрастна.

  2. Спиральные. Имеют спиральные ветви, реже выраженные в кольца.
  3. Линзообразные. Отличаются от спиральных только отсутствием чёткого спирального рукава. Процент межзвёздного газа в них мал, поэтому темп образования новых звезд в них низок.
  4. Неправильные. Имеют клочковатую, изорванную структуру. Содержат в себе до 50% межзвездного газа.

Столкновения

Столкновения галактик не редкий случай во Вселенной. С большой долей вероятности, и наш Млечный Путь испытал подобное около 2 млрд. лет назад.  Поскольку расстояния между объектами очень велики, то при соприкосновении лишь некоторые из звёзд реально сталкиваются. Галактики имеют различные скорости, поэтому и процесс столкновения происходит всегда по-разному. Зачастую это переходит в слияние галактик, или они пролетают сквозь друг-друга.

Как они произошли

Есть две разных версии происхождения галактик:

  1. Образование из малых объектов. Вначале образовались области неоднородной материи массой около 1 млн. солнечных. Постепенно они сливались и создавали более крупные образования, набирая массу сотен миллиардов звёзд. После этого происходило объединение галактик в группы и скопления.
  2. Образование из крупных объектов. После Большого взрыва в пространстве происходило сильное расширение, «растягивающее» крупные образования. Из них получались «листы» плотной материи,  из которых рождались шаровые скопления.

Как изучают галактики

Великий Кант уже в 1755 году предвидел, что галактика может состоять из огромного количества звёзд и вращаться. У. Гершель в 1780 году подтвердил эту гипотезу. Он произвёл систематический подсчёт видимых светил, и на основе наблюдений ему удалось составить трёхмерную структуру Млечного Пути.

А в 1936 году  галактики были классифицированы Э. Хабблом. Этой классификацией пользуются и ныне. Ему также удалось определить расстояние до Туманности Андромеды, правда, с большой погрешностью. Но главное, что было им установлено что Вселенная не ограничена Млечным Путём.И чем больше удалённость наблюдаемого объекта, тем выше его скорость. Из этого может следовать только одно: в очень далёком будущем остальные галактики и звёзды просто исчезнут из виду, так как свет от них уже не будет до нас долетать. А наша галактика сольется с Туманностью Андромеды.

Источник: light-science.ru

Виды галактик

Американский астроном Эдвин Хаббл изучал Вселенную. Именно он предложил разделить галактики по видам в зависимости от их формы.

  • эллиптические,
  • спиральные (обычные и пересечённые),
  • неправильные,
  • линзообразные.

Галактика Млечный путь

Млечный путь — спиральная галактика.

В этой галактике находится Солнце, наша планета Земля и другие планеты. Они вращаются вокруг Солнца и образуют Солнечную систему.

Помимо Солнечной системы, в галактике есть более 200 миллионов звёзд, межзвёздных пыли и газа.

Размеры и строение галактики

Строение Млечного пути сравнивают с диском.

Галактика состоит из гало сферической формы (а это тёмная материя, звёзды и газ вместе). В центре находится чёрная дыра. Она растянулась на 100 000 световых лет (диаметр).

Как увидеть?

Млечный путь можно увидеть невооружённым глазом. Лучше всего его видно ночью, когда на небе нет облаков.

Особенно повезло жителям Южной части Земного шара. Галактику можно рассмотреть, находясь в Бразилии, Парагвае, на севере Аргентины, в ЮАР, Намибии, на юге Мадагаскара, а также в Центральной и Южной Австралии.

Кто открыл Млечный путь?

Млечный путь наблюдали и использовали для навигации ещё древние греки и римляне.

Первым учёным, который представил доказательства строения нашей галактики, был итальянский астроном Галилео Галилей. В 1610 году с помощью телескопа он доказал, что Млечный путь состоит из множества звёзд.


А Эдвин Хаббл намного позже (в начале 20 века) открыл, что Млечный путь — это целая галактика.

Почему так называется?

По легенде смертная женщина Алкмена родила сына от Зевса, которого назвали Гераклом.

Богиню и жену Зевса Геру обуяла ревность, и она невзлюбила ребёнка.

С помощью хитрости богиня Афина (а по другой версии Гермес) заставили Геру накормить Геркулеса своим молоком.

Но Гера, узнав, что это за ребёнок, оттолкнула его. Пролитое молоко богини и образовало Млечный путь.

Узнайте больше про нашу Солнечную систему.

Чем галактика отличается от Вселенной?

Вселенная состоит из галактик.

Тех, которые мы можем увидеть своими глазами, — четыре: Млечный путь, Туманность Андромеды, Большое Магелланово облако и Малое Магелланово облако.

Но учёные насчитывают около 100 миллионов галактик. Но так как нам видна не вся Вселенная, то их может быть гораздо больше.

К тому же галактики не считали вручную. Эта цифра примерная.

Учёные определили количество галактик в одной части Вселенной. А потом вывели их среднее число во всей Вселенной.

Читайте подробнее про Космологию.

Источник: www.uznaychtotakoe.ru

Классификация и структура галактик

Мно­го­об­ра­зие на­блю­дае­мых форм Г.


­тре­бо­ва­ло раз­ра­бот­ки их клас­си­фи­ка­ции. Пер­вая клас­си­фи­ка­ция Г., дан­ная в 1920-х гг. Э. П. Хабб­лом, ока­за­лась на­столь­ко удач­ной, что с не­боль­ши­ми мо­ди­фи­ка­ция­ми ис­поль­зу­ет­ся до на­стоя­ще­го вре­ме­ни. Все Г. бы­ли раз­де­ле­ны на три ти­па: эл­лип­ти­че­ские, спи­раль­ные и ир­ре­гу­ляр­ные (рис.). Эл­лип­ти­че­ские га­лак­ти­ки ли­ше­ны струк­тур­ных де­та­лей и под­раз­де­ля­ют­ся на под­ти­пы от E0 до E7 по сте­пе­ни сжа­тия. Спи­раль­ные га­лак­ти­ки, об­ла­даю­щие дис­ка­ми, как это вид­но у Г., на­блю­дае­мых «с реб­ра», со­став­ля­ют две по­сле­до­ва­тель­но­сти – нор­маль­ных (S) и пе­ре­се­чён­ных (SB) спи­раль­ных Г. У пер­вых спи­раль­ные вет­ви на­чи­на­ют­ся от яр­ко­го цен­траль­но­го сгу­ще­ния (балд­жа), у вто­рых в цен­тре, по­ми­мо центрального сгу­ще­ния, име­ет­ся бар (пе­ре­мыч­ка), из кон­цов ко­то­ро­го и на­чи­на­ют­ся спи­раль­ные вет­ви. По сте­пе­ни за­кру­чен­но­сти спи­раль­ных вет­вей, раз­ли­чи­мо­сти в них де­та­лей и от­но­си­тель­ной яр­ко­сти цент­раль­но­го сгу­ще­ния и спи­ра­лей обе по­сле­до­ва­тель­но­сти под­раз­де­ля­ют­ся на ряд под­ти­пов (Sa, Sb и т. д.). Ир­ре­гу­ляр­ные Г. (не­пра­виль­ные га­лак­ти­ки) ха­рак­те­ри­зу­ют­ся от­сут­ст­ви­ем цент­раль­но­го сгу­ще­ния и не­пра­виль­ной фор­мой. Мо­ди­фи­ка­ция хабб­лов­ской клас­си­фи­ка­ции све­лась к вве­де­нию про­ме­жу­точ­но­го ме­ж­ду эл­лип­ти­че­ски­ми и спи­раль­ны­ми Г. клас­са S0 (Г. с дис­ком, но без спи­раль­ных вет­вей, лин­зо­вид­ные), под­раз­де­ле­нию ир­ре­гу­ляр­ных Г.

два под­ти­па (Irr I и Irr II; раз­ли­чие ме­ж­ду ни­ми в том, что у пер­вых на­блюда­ет­ся боль­шое чис­ло струк­тур­ных де­та­лей, а вто­рые аморф­ны) и вве­де­нию па­ра­мет­ра r, ха­рак­те­ри­зую­ще­го на­ли­чие в центральной час­ти коль­це­вых струк­тур. Не­боль­шое чис­ло Г., не ук­лады­ваю­щих­ся в эту клас­си­фи­ка­цию, на­зы­ва­ют пе­ку­ляр­ны­ми (осо­бен­ны­ми). При­мер пе­ку­ляр­ной Г. при­ве­дён на ри­с. д (т. н. га­лак­ти­ка с по­ляр­ным коль­цом). Струк­тур­ные осо­бен­но­сти час­то свя­за­ны с гра­ви­тац. взаи­мо­дей­ст­ви­ем меж­ду близ­ки­ми Г. (взаи­мо­дей­ст­вую­щие га­лак­ти­ки) ли­бо со след­ст­вия­ми взаи­мо­дей­ст­вия в про­шлом. Во­об­ще взаи­мо­дей­ст­вие, а ино­гда и по­гло­ще­ние Г. бо­лее мас­сив­ным парт­нё­ром, яв­ля­ет­ся важ­ным фак­то­ром в эво­лю­ции га­лак­тик. В ча­ст­но­сти, эл­лип­тич. Г. боль­шой мас­сы и све­ти­мо­сти (ги­гант­ские эл­лип­тич. Г.), по-ви­ди­мо­му, пред­став­ля­ют со­бой ре­зуль­тат по­гло­ще­ния мас­сив­ной Г. сво­их бо­лее мел­ких со­се­дей.

Состав галактик

По­ми­мо звёзд, Г. со­дер­жат меж­звёзд­ные газ и пыль; в них при­сут­ст­ву­ют час­ти­цы вы­со­ких энер­гий и маг­нит­ные по­ля. На­се­ле­ние Г., фи­зич. про­цес­сы в них и струк­тур­ные осо­бен­но­сти Г. раз­ных ти­пов су­ще­ст­вен­но раз­лич­ны. Эл­лип­тич. Г. бед­ны хо­лод­ным га­зом и пы­лью (но го­ря­чий газ, со­глас­но рент­ге­нов­ским на­блю­де­ни­ям, в ги­гант­ских Г.


и­сут­ст­ву­ет); в них нет очень яр­ких (в аб­со­лют­ной ме­ре) звёзд, от­но­ся­щих­ся к на­се­ле­нию I. Осн. вклад в ос­ве­щён­ность от них да­ют звёз­ды на­се­ле­ния II – крас­ные ги­ган­ты. От­сут­ст­вие звёзд вы­со­кой све­ти­мо­сти ука­зы­ва­ет на от­сут­ст­вие в них ин­тен­сив­но­го про­цес­са звез­до­об­ра­зо­ва­ния. В спи­раль­ных и ир­ре­гу­ляр­ных Г., на­про­тив, мно­го га­за и пы­ли, кон­цен­три­рую­щих­ся в дис­ках и осо­бен­но в спи­раль­ных ру­ка­вах Г. Пыль хо­ро­шо вид­на в Г., на­блю­дае­мых «с реб­ра», в ви­де тём­ной по­ло­сы, тя­ну­щей­ся вдоль Г. (рис. в). На­ли­чие мо­ло­дых го­ря­чих звёзд вы­со­кой све­ти­мо­сти го­во­рит об ин­тен­сив­ных про­цес­сах звез­до­об­ра­зо­ва­ния в спи­раль­ных ру­ка­вах и об­шир­ных об­лас­тях звез­до­об­ра­зо­ва­ния в ир­ре­гу­ляр­ных Г. Раз­ло­же­ние на звёз­ды спи­раль­ных ру­ка­вов и вы­яв­ле­ние в них звёзд с из­вест­ной из др. сооб­ра­же­ний аб­со­лют­ной ве­ли­чи­ной (це­фе­ид и яр­чай­ших го­лу­бых звёзд) по­зво­ли­ло Э. П. Хабб­лу в 1920-х гг. оп­ре­де­лить рас­стоя­ния до бли­жай­ших ту­ман­но­стей и ус­та­но­вить их вне­га­лак­тич. при­ро­ду.

Основные характеристики галактик

Для оп­ре­де­ле­ния фун­дам. па­ра­мет­ров Г. (ли­ней­но­го раз­ме­ра, све­ти­мо­сти и мас­сы) не­об­хо­ди­мо знать рас­стоя­ние до неё. Для близ­ких Г., в ко­то­рых уда­ёт­ся вы­де­лить отд.


ъ­ек­ты (ин­ди­ка­то­ры рас­стоя­ний), рас­стоя­ние оп­ре­де­ля­ет­ся срав­не­ни­ем их ви­ди­мых звёзд­ных ве­ли­чин или уг­ло­вых раз­ме­ров с аб­со­лют­ны­ми звёзд­ны­ми ве­ли­чи­на­ми или ли­ней­ны­ми раз­ме­ра­ми, из­вест­ны­ми для ин­ди­ка­то­ров за­ра­нее. Для да­лё­ких Г., в ко­то­рых ин­ди­ка­то­ры вы­де­лить не уда­ёт­ся, рас­стоя­ние оп­ре­де­ля­ет­ся по вы­зван­но­му эф­фек­том До­п­ле­ра крас­но­му сме­ще­нию ли­ний в спек­трах Г., об­на­ру­жен­но­му в 1910-х гг. В. М. Слай­фе­ром. Как по­ка­зал Э. П. Хаббл, су­ще­ст­ву­ет пря­мая про­пор­цио­наль­ность ме­ж­ду най­ден­ны­ми по крас­но­му сме­ще­нию лу­че­вы­ми ско­ро­стя­ми Г. и рас­стоя­ния­ми до них. Ко­эф. про­пор­цио­наль­но­сти в этой за­виси­мо­сти (по­сто­ян­ная Хабб­ла), по со­вре­менным дан­ным, рав­ня­ет­ся (с точ­но­стью до 10–15%) 65 км/(с·Мпк). Раз­брос све­ти­мо­стей Г., ус­та­нов­лен­ных по их ин­те­граль­ным ви­ди­мым звёзд­ным ве­ли­чи­нам и рас­стоя­ни­ям, со­став­ля­ет при­мер­но от –10-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны у кар­ли­ко­вых Г. до –23-й звёзд­ной ве­личи­ны у ги­гант­ских Г. Ли­ней­ные раз­ме­ры на­хо­дят­ся в пре­де­лах при­мер­но от 1 кпк до не­сколь­ких де­сят­ков ки­ло­парсек.

Как по­ка­зы­ва­ют спек­траль­ные на­блю­де­ния, спи­раль­ные Г. вра­ща­ют­ся во­круг оси, пер­пен­ди­ку­ляр­ной плос­ко­сти их дис­ков. За­ви­си­мость ли­ней­ной ско­ро­сти вра­ще­ния га­лак­тик, оп­ре­де­ляе­мой по эф­фек­ту До­п­ле­ра, от рас­стоя­ния до цен­тра Г.


­зы­ва­ет­ся кри­вой вра­ще­ния. По­строе­ние кри­вой вра­ще­ния для Г. с из­вест­ным рас­стоя­ни­ем ис­поль­зу­ет­ся для оп­ре­де­ле­ния масс Г. По­ве­де­ние кри­вых вра­ще­ния на да­лё­кой пе­ри­фе­рии Г. за­став­ля­ет пред­по­ла­гать, что в га­лак­ти­че­ской ко­ро­не по­ми­мо све­тя­щей­ся ма­те­рии име­ет­ся тём­ное га­ло, со­дер­жа­щее за­мет­ную часть об­щей мас­сы. При­ро­да этой «тём­ной ма­те­рии» (скры­той мас­сы) не­из­вест­на. Мас­сы эл­лип­тич. Г., не об­ла­даю­щих за­мет­ным вра­ще­ни­ем, оп­ре­де­ля­ют­ся с при­ме­не­нием тео­ре­мы ви­риа­ла по ши­ри­не аб­сорб­ци­он­ных ли­ний в их спек­трах. Мас­сы Г. за­клю­че­ны в пре­де­лах от 105 до 1012 масс Солн­ца. Эти чис­ла оп­ре­де­ля­ют и при­мер­ное чис­ло звёзд в га­лак­тиках.

Спиральная структура и ядра галактик

Важ­ней­ши­ми струк­тур­ны­ми де­та­ля­ми га­лак­тик яв­ля­ют­ся их цент­раль­ные сгу­ще­ния (яд­ра га­лак­тик) и спи­раль­ные вет­ви (в слу­чае спи­раль­ных га­лак­тик). Во 2-й пол. 20 в. при­ро­да спи­раль­ных вет­вей и эво­лю­ция спи­раль­ной струк­ту­ры Г. бы­ли в осн. вы­яс­не­ны. Счи­та­ет­ся, что спи­раль­ные вет­ви пред­став­ля­ют со­бой вол­ны плот­но­сти, пе­ре­ме­щаю­щие­ся по вра­щаю­ще­му­ся дис­ку Г. Их ус­той­чи­вость под­дер­жи­ва­ет­ся маг­нит­ны­ми по­ля­ми, на­прав­лен­ны­ми вдоль ру­ка­вов. Что ка­са­ет­ся об­лас­тей ядер Г., то рас­пре­де­ле­ние плот­но­сти в них, оп­ре­де­ляе­мое по рас­пре­де­ле­нию яр­ко­сти, в ря­де слу­ча­ев ука­зы­ва­ет на на­ли­чие в яд­ре сверх­мас­сив­но­го (от 106 до 109 масс Солн­ца) ком­пакт­но­го объ­ек­та, по всей ве­ро­ят­ности чёр­ной ды­ры (в яд­ре на­шей Га­лак­ти­ки су­ще­ст­во­ва­ние та­ко­го объ­ек­та с мас­сой 3·106 масс Солн­ца ус­та­нов­ле­но впол­не оп­ре­де­лён­но по дви­же­ни­ям звёзд). За­хват чёр­ной ды­рой ок­ру­жаю­щей ма­те­рии (звёзд и га­за) со­про­во­ж­да­ет­ся мощ­ным всплеском гра­ви­тац. из­лу­че­ния. В не­по­сред­ст­вен­ной бли­зо­сти от чёр­ной ды­ры об­ра­зу­ет­ся ак­кре­ци­он­ный диск, го­ря­чие центр. час­ти ко­то­ро­го из­лу­ча­ют в рент­ге­нов­ском диа­па­зо­не. В на­прав­ле­ни­ях, пер­пен­ди­ку­ляр­ных плос­ко­сти дис­ка, вы­бра­сы­ва­ют­ся с ре­ля­ти­вист­ски­ми ско­ро­стя­ми уз­кие струи плаз­мы (дже­ты), про­тя­жён­ность ко­то­рых, как это сле­ду­ет из на­блю­де­ний в ра­дио­диа­па­зо­не, обыч­но пре­вос­хо­дит раз­ме­ры га­лак­ти­ки, ино­гда дос­ти­гая ги­гант­ских раз­ме­ров в неск. ме­га­пар­сек. Ра­дио­ин­тер­фе­ро­мет­рич. ис­сле­до­ва­ния со сверх­длин­ной ба­зой по­зво­ля­ют изу­чить об­лас­ти в ос­но­ва­нии дже­та, не­раз­ре­шае­мые при оп­тич. на­блю­де­ни­ях, и про­сле­дить за из­ме­не­ни­ем их струк­ту­ры. Из­лу­че­ние во всех диа­па­зо­нах спек­тра, ис­хо­дя­щее из не­боль­ших объ­ё­мов про­стран­ст­ва, ока­зы­ва­ет­ся пе­ре­мен­ным с ма­лы­ми ха­рак­тер­ны­ми вре­ме­на­ми пе­ре­мен­но­сти (ми­ну­ты и да­же се­кун­ды); вме­сте с тем от­ме­ча­ет­ся пе­ре­мен­ность и на про­ме­жу­точ­ных и длин­ных вре­мен­ны́х шка­лах (по­ряд­ка дней – ме­ся­цев и лет – де­сят­ков лет). Сте­пен­ное рас­пре­де­ле­ние энер­гии в спек­тре пе­ре­мен­ных ком­по­нен­тов и вы­со­кая сте­пень по­ля­ри­за­ции их из­лу­че­ния ука­зы­ва­ют на син­хро­трон­ный ме­ха­низм из­лу­че­ния (из­лу­че­ние ре­ля­ти­ви­ст­ских элек­тро­нов в маг­нит­ном по­ле). Пе­ре­мен­ность в ра­дио­диа­па­зо­не хо­ро­шо объ­яс­ня­ет­ся про­хо­ж­де­ни­ем по дже­ту удар­ных волн. В за­ви­си­мо­сти от сте­пе­ни энер­го­вы­де­ле­ния ак­тив­ных ядер га­лак­тик объ­ек­ты под­раз­де­ля­ют на ква­за­ры (яд­ро из­лу­ча­ет энер­гию на 2–3 по­ряд­ка бо́ль­шую, чем вся Г.) и ак­тив­ные Г. то­го или ино­го ти­па, напр. сей­фер­тов­ские га­лак­ти­ки, ра­дио­га­лак­ти­ки.

Сис­те­мы га­лак­тик. Рас­пре­де­ле­ние Г. в про­стран­ст­ве край­не не­од­но­род­но. Су­ще­ст­ву­ют об­лас­ти боль­шой про­тя­жён­но­сти, в ко­то­рых их во­об­ще нет («вой­ды»), и об­лас­ти по­вы­шен­ной плот­но­сти Г. Изо­ли­ро­ван­ные Г. встре­ча­ют­ся ред­ко. Ча­ще встре­ча­ют­ся двой­ные и крат­ные сис­те­мы и груп­пы Г. На­ша Га­лак­ти­ка ок­ру­же­на сис­те­мой не­боль­ших спут­ни­ков, из ко­то­рых са­мы­ми круп­ными яв­ля­ют­ся Боль­шое и Ма­лое Ма­гел­ла­но­вы Об­ла­ка. У ту­ман­но­сти Ан­дро­ме­ды то­же есть спут­ни­ки. Все эти объ­ек­ты, в свою оче­редь, вхо­дят в Ме­ст­ную груп­пу га­лак­тик, на­счи­ты­ваю­щую неск. де­сят­ков Г. (в осн. кар­ли­ко­вых), при­чём на­ша Га­лак­ти­ка и ту­ман­ность Ан­дро­ме­ды яв­ля­ют­ся са­мы­ми яр­ки­ми и мас­сив­ны­ми чле­на­ми этой груп­пы. В пре­де­лах 30 млн. све­то­вых лет от Ме­ст­ной груп­пы Г. об­на­ру­же­но бо­лее де­сят­ка по­добных групп. На­блю­да­ют­ся ещё бо­лее круп­ные объ­е­ди­не­ния Г. – ско­п­ле­ния и сверх­ско­п­ле­ния, на­счи­ты­ваю­щие сот­ни и ты­ся­чи Г. (см. Ско­п­ле­ния га­лак­тик).

Источник: bigenc.ru

Измерение расстояния в космосе

Есть два способа обозначения расстояния между галактиками. Первый предназначен для относительно малых расстояний, то есть, до ближайшей системы или нескольких систем — измеряется в мегапарсеках (1 парсек = 1пк = 3,26 светового года).

А поскольку световой год — это расстояние, проходимое светом за 365,25 суток… Расстояние даже между двумя галактиками является настолько огромным, что осознанию поддаётся с трудом. Ну например, если брать за среднюю скорость 17 км/с (средняя скорость беспилотного межзвёздного аппарата Voyager 1), то лететь от нашей планеты до ближайшего подобного объекта (Карликовая галактика в Большом Псе) ~440 миллион лет. И это расстояние считается очень близким.

А вот для обозначения больших расстояний между галактиками пользуются единицами красного смещения z (понижение частот излучения, связанное с удалением других галактик от нашей). То есть, галактики, находящиеся на разном расстоянии относительно Земли, имеют различные частоты излучения.

Свойства галактик

По форме и размеру галактики бывают очень разными. Можно увидеть как карликовые, так и огромные. Бывают они спиральными, как «Млечный путь» (наша галактика), а бывают сфероподобными, дисковыми, линзовидными и вообще непонятной неправильной формы.
Масса их колеблется от 107 масс Солнца до 1012, а размер — от 16 до 800 световых лет. Также имеет значение такая важная характеристика, как скорость вращения (50-300 км/с).

К слову, по всем характеристикам «Млечный путь» находится примерно в середине. Не самая большая, не самая яркая, не обладает самой большой скоростью или периодом обращения вокруг центра.

Источник: naturae.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.