Определение размеров галактик кратко

Обновлено: 05.07.2024

Астрономический Институт Санкт-Петербургского Университета
Санкт-Петербург, 1997

Введение.

Построение точной шкалы расстояний во Вселенной является одной из фундаментальных проблем современной науки. В настоящее время в астрономии нет единого универсального способа определения расстояний до небесных тел. По мере перехода от близких объектов к более далеким один метод определения расстояний заменяется другим, причем каждый предыдущий обычно служит основой для последующего. Следует отметить, что прямые методы оценки расстояний, такие как измерение тригонометрических параллаксов, применимы всего лишь до расстояний не превышающих 100 пк. Расстояния до более далеких звезд, галактик, скоплений галактик приходится определять косвенными методами с использованием тех или иных космических индикаторов, характеристики которых нам известны. Ошибки при построении шкалы космических расстояний велики и чаще всего вызваны ошибками в отождествлении космических эталонов и неточностью их калибровки. И лишь в последние годы, благодаря прогрессу в наблюдательной астрофизике,удалось измерить расстояния до некоторых галактик с ошибкой не превышающей 20 %.

Детальные обзоры основных методов определения расстояний приводятся во многих работах (например, [1,2]).

  1. наблюдательные возможности (разрешается ли данная галактика на звезды, шаровые скопления или другие объекты);
  2. морфологический тип галактики;
  3. приемлемая точность определения расстояния и трудоемкость метода.

Краткий обзор основных методов определения расстояний до галактик.

1. Цефеиды.

Цефеиды на данное время остаются наиболее точными индикаторами расстояний на промежутке до 10 Мпк. Яркости цефеид заключены в пределах -2 m >Mv> -6 m и, вследствие переменности их блеска, они легко выявляются и классифицируются.

Классические цефеиды (I-го типа населения) - это молодые объекты, принадлежащие дисковой составляющей: они обнаруживаются в галактиках, в которых до недавнего времени происходило звездообразование, т.е. в S и Irr-галактиках. Периоды цефеид от нескольких дней до несколько сот дней.

Для получения расстояния по цефеидам требуются достаточно большие и точные ряды наблюдений. Но даже, если известен абсолютно точно период одной из цефеид в галактике, то ошибка в определяемом расстоянии составит около 30%. Причиной этого является разброс значений в зависимости период-светимость-цвет(PLC) - ширина полосы разброса, например, в цвете B - 1.2 m ; в V - 0.9 m ; а в B-V ~0.4 m [3]. Для повышения точности требуется искать как можно больше цефеид в наблюдаемой галактике. В итоге ошибку можно свести к 10%. Кроме того, необходимо учитывать ошибку калибровки нуль-пункта соотношений PL и PC, которые определяются по цефеидам БМО и ММО, а также ошибки фотометрии.

  1. Недостаточное число наблюдаемых цефеид;
  2. Неточность в определении расстояния до БМО и ММО(+/-0.13 m ), цефеиды которых используют для калибровки соотношения PLC;
  3. Неточность в оценке яркости цефеиды, вследствие отсутствия возможности точно учесть неравномерность поглощения света в галактике.

Большая трудоемкость и необходимость длительных рядов наблюдений привели к появлению вторичных индикаторов расстояний, которые калибруются, в основном, по цефеидам.

2. Сверхгиганты.

Для близких галактик,разрешимых на звезды (до 25 Мпк), в качестве "стандартной свечи" бывает целесообразно использовать ярчайшие звезды (голубые и красные сверхгиганты - BSG и RSG). Такие звезды представляют интерес еще и как предельные по массе и светимости образцы звезд.

Голубые сверхгиганты можно использовать для проверки Эддингтоновского предела светимости, поскольку ярчайшие из них находятся у этого предела, когда в звезде в равновесии световое давление и сила гравитации. У ярчайших BSG Mb= -10 m +/-0.15 m . Поэтому они различимы при современном уровне наблюдений до m-M=34 m (т.е. до 60 Мпк).

Физические причины существования предела светимости у RSG не до конца ясны, хотя наличие этого предела установлено эмпирически. Красные сверхгиганты также используют для проверки теории эволюции массивных звезд. Абсолютные болометрические звездные величины RSG порядка -9.5 m .

Важным событием в деле оценки расстояния до галактик с помощью ярчайших звезд стало использование зависимости между абсолютной звездной величиной ярчайших сверхгигантов и светимостью их родительской галактики, которая обсуждалась еще в работах Хаббла. Вид этой зависимости различен для BSG и RSG.

При использовании ярчайших звезд,как и при любом другом методе, основанном на небольшом числе экстремальных объектов в галактиках необходимо учитывать эффекты селекции.

3. Красные гиганты.

Sandage в 1971 году нашел [4], что ярчайшие красные гиганты имеют сходную абсолютную звездную величину Mv = -3.0 m +/-0.2 m и что их можно использовать для оценок расстояний. В наше время полагают, что эти красные звезды представляют либо крайнюю точку первого подъема ветви красных гигантов (RGB) звезд малых масс, либо более яркую асимптотическую ветвь гигантов (AGB).

  1. Наблюдения показали, что I TRGB в интервале ошибок +/-0.1 m не чувствительна к металличности [Fe/H] m , что на 4 m ярче, чем у звезд типа RR Лиры;
  2. По сравнению с цефеидами, красные гиганты могут располагаться вдалеке от областей звездообразования,что уменьшает влияние поглощения на их звездную величину.

4. Метод флюктуаций поверхностной яркости.

Разрешимые на звезды галактики дают возможность изучать в них историю звездообразования, выделять отдельные типы звезд (сверхгиганты, цефеиды) и определять по ним расстояния до галактик. Однако большинство галактик не разрешается на звезды (в силу недостаточного углового разрешения), хотя приемники излучения способны зарегистрировать достаточное число фотонов от ярчайших звезд. Поэтому закономерным развитием метода ярчайших звезд стал метод флюктуаций поверхностной яркости, который можно использовать для эллиптических галактик или для балджей некоторых спиралей.

На практике после первичных редукций из кадра вычитается сглаженное изображение галактики и дальнейшие оценки флюктуаций проводят по остаточному изображению.Важной проблемой на этом этапе является правильное исключение из кадра всех артефактов, которые могут привести к неправильной оценке флюктуаций: проектирующиеся звезды фона и другие посторонние объекты, дефектные пиксели и области содержащие пыль. Получающиеся флюктуации поверхностной яркости подвергают двумерному преобразованию Фурье, что позволяет отделить шум считывания, космические частицы и дробовой шум фотонов, которые имеют спектр мощности белого шума , а также случайные флюктуации, звезды, шаровые скопления и галактики фона ,которые не были исключены из данных в силу схожести их спектра со спектром функции рассеяния точки.

  1. В эллиптических и линзовидных галактиках меньше пыли, значит меньше и поглощение света;
  2. В них, в силу большой дисперсии скоростей,не образуются структуры, подобные спиральным рукавам, которые приводят к тому, что флюктуации от пикселя к пикселю уже не являются случайными.
  • красные гиганты наиболее ярки в этой области длин волн, что сводит к минимуму сильное влияние фона неба;
  • уменьшается влияние поглощения света на пыли.
  1. с помощью моделирования звездного населения в галактиках;
  2. по шаровым скоплениям Галактики;
  3. по галактикам, принадлежащих Местной Группе.

Этот метод, дающий точность до 0.15 m , на данное время является одним из наиболее точных методов.

5. Шаровые скопления.

Эти скопления старых звезд обнаруживаются в гало всех больших галактик.Типичные шаровые скопления имеют абсолютные звездные величины Mv = -7 m (-7.5 m ), что сравнимо с яркостью сверхгигантов; а в гигантских эллиптических галактиках,которые могут содержать тысячи шаровых скоплений, ярчайшие из них могут достигать светимостей Mv~-11 m , что превышает яркость любых других звездных индикаторов расстояний (за исключением сверхновых). Они обнаруживаются на расстояниях до 100 Мпк на крупнейших наземных телескопах.

Это все делает притягательным использование их в качестве "стандартных свечей".

  1. Использование функции светимости [1];
  2. Использование дисперсии скоростей звезд в шаровых скоплениях [6]

Последний метод применим пока только к близким галактикам Местной Группы и является аналогом соотношения Faber - Jackson для эллиптических галактик.

Характерная форма интерполяционной кривой функции светимости в виде гауссианы позволяет использовать все множество наблюдаемых шаровых скоплений для оценки расстояния до их родительской галактики, что дает больше полезной информации о расстоянии, чем несколько ярчайших скоплений. Для оценки расстояния определяют максимум функции светимости mo, которая и является "стандартной свечей". Harris [7] показал, что абсолютная звездная величина Mo в максимуме функций светимости шаровых скоплений почти не зависит от светимости родительской галактики. Замечательным фактом является отсутствие различий между Mo шаровых скоплений в спиральных и эллиптических галактиках. Это дает возможность использовать шаровые скопления в качестве индикаторов относительных расстояний между галактиками различных морфологических типов.

Метод предпочтительно использовать для гигантских эллиптических галактик, которые содержат больше тысячи шаровых скоплений. Большим достоинством является также то, что шаровые скопления находятся чаще всего в гало галактик и вследствие этого на оценку расстояния не накладываются ошибки за различие внутреннего покраснения, за переналожение объектов и неправильное отождествление, а также за неправильный учет наклона галактики.

Средняя точность оценки расстояния по ФСШС порядка 0.4 m для одной галактики. Предельные расстояния которые доступны с помощью этого метода, ограниченные возможностями современных наземных телескопов,порядка 50 Мпк.

6. Планетарные туманности.

Светимость молодых планетарных туманностей сравнима со светимостью ярчайших звезд и несмотря на то, что узкие интерференционные фильтры (шириной порядка 30A) в полосе [5007A] пропускают всего около 15% энергии, испускаемой этими яркими источниками,оставшаяся часть позволяет выделить их на изображениях близких галактик, в которых за счет выбора фильтра подавлены основные звезды. В больших близких галактиках таким образом можно увидеть несколько сотен планетарных туманностей, функция светимостей которых имеет область значений порядка двух звездных величин. Вид функции светимостей хорошо представляется экспоненциальным законом, с учетом того, что в области предельно слабых звездных величин часто наблюдается завал.

Метод ФСПТ в основном применяется к галактикам ранних морфологических типов, в первую очередь в силу того, что для галактик поздних морфологических типов возрастает вероятность перепутать планетарные туманности с компактными областями HII.

Этот метод сравнительно новый и еще недостаточно хорошо исследована универсальность применения функции светимостей планетарных туманностей для различных галактик, хотя уже было отмечено пока еще плохо объясняемое отсутствие значимой корреляции между ФСПТ и металличностью, а также относительным возрастом звездного населения материнской галактики. Отмечена зависимость между светимостью родительской галактики и ФСПТ [8] (аналогично сверхгигантам).

7. Новые звезды.

Основой метода оценки расстояния по новым служит зависимость между их светимостью(звездной величиной) в максимуме и скоростью убывания яркости после вспышки, открытая в 1936 году Zwicky.

Для оценки расстояния по этому методу необходимо измерить видимую звездную величину новой как можно ближе к максимуму светимости и значение скорости убывания светимости,когда яркость уменьшается на 2 звездные величины после максимума.

Суммарная ошибка оценки расстояния по кривым убывания новых составляет порядка +0.4 m .

  1. Средняя звездная величина всех наблюденных новых в данной галактике на 15 день после максимума ( = -5.60 m +0.14 m );
  2. Функция светимости новых: а) в максимуме светимости (близка к гауссиане); б) в минимуме между первым и повторным пиками - для соответствующих новых; в) интегральная функция светимостей новых в максимуме (линейна в широком диапазоне звездных величин и имеет практически постоянный наклон);
  3. Зависимость между промежутком видимости новой и некоторой абсолютной звездной величиной в некоторый фиксированный момент от начала вспышки.

8. Сверхновые.

Сверхновые - чрезвычайно яркие (Mb = -19.5 m ) точечные источники и вследствие этого рассматриваются как одни из наиболее привлекательных стандартных источников для больших расстояний (порядка 50 Мпк).

Сверхновые I типа (SNeI) выделяются отсутствием водорода и гелия в их оптическом спектре и имеют подклассы Ia, Ib, Ic [9].

Относительная одинаковость кривых блеска и схожесть эволюции спектров SNeIa привели к тому, что их часто используют для определения космологических параметров H0 и q0 [10]. Этот тип сверхновых является к тому же ярчайшим среди остальных типов.

Вспышка SN 1987A в БМО возвратила интерес к использованию метода Baade-Wesselinka для оценки геометрического размера расширяющейся фотосферы SNeII, калибровку которого связывают с этой сверхновой (она также дала на сегодняшний момент наибольшую точность для калибровки нуль-пункта цефеид).

В принципе можно использовать и сверхновые типов Ib, Ic и II-L, но они и слабее и вспыхивают реже.

Выше перечисленные методы относились в основном к чисто фотометрическим. Методы, о котором речь пойдет далее, помимо фотометрических параметров требуют наблюдений лучевых скоростей и потому их можно назвать динамическими.

9. Зависимость Талли-Фишера.

Исторически первым появился на свет метод, который в наши дни известен как метод Талли-Фишера, хотя, как указывается в [1], сходный метод применял для оценки расстояния до M31 Opik еще в 1922 году. Талли и Фишер в 1977 в своей работе [11] были первыми, кто отстаивал применимость использования для определения расстояний метода, в котором устанавливалась эмпирическая зависимость между светимостью галактики позднего типа и шириной линии 21 см (т.е. скоростью вращения галактики).

Для оценки расстояния по методу ТФ необходимо получить видимые звездные величины галактик из некоторой выборки, исправленные за поглощение света в Млечном Пути и внутреннее поглощение в каждой галактике, а также каким-либо способом измеренные скорости вращения, исправленные за наклон галактик.

    а) больших неопределенностей в поправке за поглощение света;
    б) большая часть голубого света галактики может приходить от голубых коротко живущих звезд галактики, которые составляют малую часть массы галактики;
    в) роста неточностей в определении наклона галактики , причина которых - большая чувствительности полосы B к пыли и областям HII, которые в первую очередь связаны со спиральными рукавами.

Спиральные и иррегулярные галактики наблюдаются как в богатых скопления галактик, так и по одиночке. Метод ТФ наиболее полезен для проведения массовых статистических работ в скоплениях далеких галактик для оценки структуры Вселенной на больших расстояниях.

10. Зависимость Фабер-Джексона.

Фундамент, на основе которого был предложен метод Dn-, - корреляция между светимостью нормальных эллиптических галактик и дисперсией их центральных скоростей, открытая Фабер и Джексоном в 1976 году [13]. В последствии от светимости галактики перешли к другому связанному с ней параметру Dn, который определяется как диаметр галактики до изофоты с поверхностной яркостью в цвете B 20.75 mag/[]" [14]. Этот параметр приводит к меньшим ошибкам, чем использование полных звездных величин. Он хорошо определяется, если приближать профиль E-галактики известным законом Вакулера "r 1/4 ".

Наибольшую пользу метод может принести, если использовать его для измерений относительных расстояний между галактиками.

11. Новые методы и перспективы на будущее.

  1. на возможность использования молекулярных колец в галактиках для оценки расстояния было указано в работе [15];
  2. в [16] предложено использовать рассеянные скопления в качестве стандартных источников;
  3. в работах [17,18] использовались углеродные звезды для оценки расстояния до NGC 55;
  4. по желтым сверхгигантам (YSG) оценили расстояние до NGC 4523 в статье [19].
  5. получает все большее распространение метод гравитационного линзирования, описание которого можно найти, например в [22];
  6. описание метода оценки расстояний на основе "эффекта Сюняева - Зельдовича" приведено в [23];
  7. используя теоретическое предположение о гравитационной устойчивости газового диска галактики с известным распределением плотности газа и кривой вращения, Засов и Бизяев ("метод Засова") предложили новый метод оценок расстояний, используя который они пришли к короткой шкале расстояний H0 = 90 км/сек /Мпк [24].

За последнее время произошли серьезные изменения в методике оценок внегалактических расстояний: были введены новые методы, исключены некоторые старые, дающие небольшую точность (например, метод оценок расстояний по размерам областей HII), были изучены различные фотометрические поправки (например,за поглощение,за металличность, за тип и светимость родительской галактики и т.п.), статистические поправки (эффект Malmquist'а [20,21]), были пересмотрены оценки точности для разных методов и т.д. Дальнейший прогресс связан с более точной калибровкой всех "стандартных свечей", с учетом новых эффектов и зависимостей, что в основном определяется развитием как наблюдательной базы, так и продвижением теоретических исследований.

Во второй половине XVIII века помимо звезд было заме­чено на небе немало неподвижных туманных пятен — ту­манностей. Природа большинства их долгое время оставалась спорной. Только в середине 20-х годов нашего столетия выяснилось, что большинство их представляет собой грандиозные звездные системы, по своим размерам сравнимые с нашей Галактикой. Поэтому они получили название галактик.

Совокупность всех галактик составляет наибольшую известную нам систему, называемую Метагалактикой. До ее границ мы не добрались еще, и имеет ли она центр — неизвестно.

Эта проблема была кардинальной для выяснения вопроса о природе таких туманных пятен и об их месте во Вселенной, центр которой человек перенес с Земли сна­чала к Солнцу, затем к центру нашей Галактики,

До серединыXX века галактики многими считались небольшими объектами, находящимися внутри нашей Га­лактики наряду со звездными скоплениями и газовыми туманностями. Считали даже в 20-х годах, что это линзы, состоящие из пыли и освещенные изнутри одной яркой звездой в их центре. Путь к определению расстоянии открыли сотрудники Гарвардской обсерватории, а затем Лундмарк и Хаббл. Первые из них установили, что в Магеллановых Облаках, выглядящих как обрывки Млечного Пути, видно много цефеид — периодических переменных звезд, у которых период изменения блеска растет с их видимым блеском. Вокруг Магеллановых Облаков цефеид практически не было видно, и было ясно, чтоих видимая концентрация в Облаках есть результат пространствен­ной концентрации в них цефеид, а различия их видимого блеска соответствуют различиям в их истинной силе света — в светимости. Так было открыто важнейшее свойство цефеид, оказавшееся справедливым везде, а именно существование соотношения период — светимость. Установив (с трудом из-за их дальности от нас) светимости бли­жайших к нам цефеид разного периода, можно было из сравнения их видимого блеска в нашей Галактике и в Магеллановых Облаках установить, во сколько раз последние от нас дальше, чем ближайшие к нам цефеиды. Ока­залось, что Магеллановы Облака находятся за пределами нашей Галактики. Линейный размер их, определяемый по видимому угловому размеру и уже известному теперь расстоянию, оказался в несколько раз меньше нашей Галактики, но все же они представляют собой гигантские звездные системы. Они содержат миллионы звезд, газовые туманности и сотни звездных скоплений, сходных с нашими. Магеллановы Облака были первыми системами, открытыми за границей нашей Галактики. Но они имеют неправильную клочковатую форму, и это еще ни­чего пока не говорило о природе самых интересных ту­манностей спирального вида.

Только в ближайших к нам галактиках можно среди ярчайших звезд распознать цефеиды и, определив их пе­риоды, найти их расстояние более точно, чем по новым звгздам.

В 1924 г. Лундмарк и Виртц обнаружили по неболь­шому числу измеренных уже спектрально (по принципу Доплера — Физо) лучевых скоростей, что галактики уда­ляются от нас по всем направлениям и тем скорее, чем они дальше от нас. Скорость этого удаления Хаббл определил около 1930 г. в 550 км/с на каждый мегапарсек расстояния, и поэтому открытие красного смещения при­писывается обычно ему. Непрерывные проверки эффекта, глав­ным образом за счет увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик, к настоящему времени довели по­стоянную Хаббла до значений около 50 км/(с • Мпс), но большинство астрофизиков все еще предпочитает пользоваться более ранним определением Но = 75 км/(с • Мпс), быть может, выжидая, когда уляжется волна новых ре­зультатов, колеблющихся между 100 и 50 км/(с • Мпс).

§ 29. ДРУГИЕ ГАЛАКТИКИ

1. Открытие других галактик. В начале XX в. было до­казано, что некоторые туманные пятна, видимые в телескоп в разных участках неба, находятся вне нашей Галактики и представляют собой другие галактики, каждая из которых, подобно нашей, состоит из многих миллиардов звезд. Огром­ные расстояния, отделяющие Солнечную систему от этих миров, почти лишают нас возможности видеть их невоору­женным глазом. Зато телескоп раскрывает перед человеком поистине глубины Вселенной: крупнейшим современным те­лескопам доступна область Вселенной, в которой находятся миллиарды галактик. Исследованием мира галактик зани­мается внегалактическая астрономия. Подобно физике эле­ментарных частиц, проникающей в тайны невидимого ми­кромира, внегалактическая астрономия изучает разнообраз­ные, очень далекие от нас, не видимые невооруженным гла­зом космические объекты безграничного мегамира, непре­рывно расширяя наши представления о Вселенной.

2*. Определение размеров, расстояний и масс галактик. Один из методов определения расстояния до галактик основан на определении видимых и абсолютных звездных величин цефеид, новых и сверхновых звезд, открываемых в других галактиках. По формуле (41) можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефе­иды, новые и сверхновые звезды.

Обозначив расстояние до галактики через r , линей­ный диаметр — D , угловой диаметр — d ˝, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галак­тики:

где D и г выражены в парсеках, a d ˝ — в секундах дуги.

Линейный диаметр Туманности Андромеды не менее 40 кпк, т. е. превышает диаметр нашей Галактики.

Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различ­ных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свиде­тельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии R от ее центра), имеет линейную скорость вращения v , то центростремительное ускорение этой области будет . Приравняем его к гравитационному ускорению, получаемому из закона всемирного тяготения , где М — масса ядра галактики:

отсюда найдем массу ядра галактики:

Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 10 40 кг (примерно 10 10 масс Солнца), а всей галактики — примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей Галактики).

По внешнему виду галактики условно разделены на три основных типа: эллиптические, спиральные и неправиль­ные.

Пространственная форма эллиптических галактик — эл­липсоиды с разной степенью сжатия. Среди эллипти­ческих галактик встречаются гигантские и карликовые. Почти четверть всех изученных галактик относится к эл­липтическим. Это наиболее простые по структуре галактики. Распределение звезд в них равномерно убывает от центра, пыли и газа почти нет. Самые яркие звезды — красные ги­ганты.

Рис. 97. Туманность Андромеды.

Спиральные галактики — самый многочисленный тип галактик (рис. 97, 98). К нему относятся наша Галактика и гигантская Туманность Андромеды (М 31 или NGC 224, рис. 97), удаленная от нас примерно на 2,5 млн. св. лет. Это одна из немногих галактик, видимых невооруженным глазом. Массы спиральных галактик — по­рядка 10 9 —10 12 масс Солнца. Ближайшая к нам галактика М 31 не только красива, но и опасна. Через несколько миллионов лет она может столкнуться с Галактикой.

Неправильные галактики не имеют центральных ядер и не обнаруживают закономерностей в своем строении. Жители Южного полушария Земли могут невооруженным глазом видеть две неправильные галактики — Большое и Малое Магеллановы Облака, являющиеся спутниками на­шей Галактики (рис. 99). Они находятся сравнительно неда­леко от нас, на расстоянии всего лишь в полтора раза боль­шем диаметра Галактики. Магеллановы Облака значительно меньше нашей Галактики по массе и размерам. Изучение Магеллановых Облаков позволяет получить ценнейшие сведе­ния о звездах, звездных скоплениях и диффузной материи. Вспомните, например, об открытии сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке (с. 151).

Рис. 99. Неправильные галактики: Большое(слева) и Малое(справа) Магеллановы Облака(соответственно в созвездиях Золотой Рыбы и Тукана).

Другой известный источник радиоизлучения — шаровая галактика NGC 5128 в созвездии Центавра (рис. 100). На фотографии этой галактики четко выделяются огромные об­лака темной пылевой материи, которые как бы разделяют галактику на две части.

Рис. 100. Радиогалактика Центавр А.

Рис. 101. Радиогалактика Дева А.

Водной из ближайших к нам радиогалактик (Дева А; М 87 или NGC 4486) хорошо видна газовая струя, устрем­ленная из ядра (рис. 101). Длина струи достигает несколь­ких тысяч световых лет, внутри нее заметны отдельные сгу­щения.

Еще недавно считалось, что самые грандиозные проявле­ния взрывных процессов — вспышки сверхновых. Однако при взрывах в ядрах галактик выделяется во много раз больше энергии. Наблюдаемая активность ядер галактик проявляется в следующих основных формах: непрерывное истечение потоков вещества; выбросы сгустков газа и обла­ков газа с массой в миллионы солнечных масс; нетепловое (т. е. не связанное с нагреванием) радиоизлучение из около­ядерной области; взрывы, превращающие галактику в ра­диогалактику. Причина активности ядер галактик пока не выяснена. На протяжении многих лет активность ядер га­лактик в нашей стране исследовали академик В. А. Амбарцумян ( 1908 —1996) и его ученики.

Эта статья — о галактиках в общем. О нашей галактике см. Млечный Путь; о прочих значениях термина см. Галактика (значения).

NGC 4414, спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники, диаметром около 17 кило­парсек, расположенная на расстоянии около 20 мега­парсек от Земли

NGC 4414, спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники, диаметром около 17 кило­парсек, расположенная на расстоянии около 20 мега­парсек от Земли

Все галактики (за исключением нашей) — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них измеряют в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z . Самой удалённой из известных по состоянию на 2021 год является галактика UDFj-39546284. Разглядеть на небе невооружённым глазом можно всего лишь четыре галактики: галактика Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном; являются спутниками нашей Галактики) и галактика М33 в созвездии Треугольника (из северного полушария, на незасвеченном небе) [5] .

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик , а можно не обнаружить ни одной (так называемые войды).

Читайте также: