Както показват наблюденията и изчисленията, звездите се движат в космоса с високи скорости до стотици километри в секунда. Скоростта, с която една звезда се движи в пространството, се нарича пространствена скорост тази звезда.
Пространствена скорост Vзвездите се разлагат на два компонента: радиална скоростзвезди спрямо слънцето V r(той е насочен по линията на видимост) и тангенциална скорост V t(насочен перпендикулярно на зрителната линия). Тъй като V rИ V tвзаимно перпендикулярни, пространствена скоростзвезди равни
Радиална скоростзвездата се определя от Доплеровото изместване на линиите в спектъра на звездата. Но директно от наблюдения може да се намери радиалната скорост спрямо Земята v r :
Къде лИ л¤ - еклиптични дължини на звездата и съответно Слънцето, b- еклиптична ширина на звездата (виж § 1.9). Връзката (6.3) показва, че да се намери V rнеобходимо от скорост v rизключват проекцията на скоростта на въртене на Земята около Слънцето vА = 29,8 км/секкъм звездата.
Наличност тангенциална скорост звезди V tводи до ъгловото изместване на звездата по небето. Преместването на звезда върху небесната сфера за една година се нарича собствено движение звезди m. Изразява се в дъгови секунди на година.
Правилните движения на различните звезди се различават по величина и посока. Само няколко десетки звезди имат собствени движения, по-големи от 1" на година. Най-голямото известно собствено движение м= 10”,27 (за „летящата” звезда на Барнард). По-голямата част от измерените собствени движения на звездите са стотни и хилядни от дъговата секунда на година. Поради малките собствени движения, промените във видимите позиции на звездите не се забелязват с просто око.
Има два компонента на правилното движение на звездата: правилното движение при право изкачване m aи правилно движение в деклинация m d. Собственото движение на звездата мизчислено по формулата
Познавайки и двата компонента V rИ V t, е възможно да се определи величината и посоката на пространствената скорост на звездата V.
Анализът на измерените пространствени скорости на звездите ни позволява да направим следните заключения.
1) Нашето Слънце се движи спрямо най-близките до нас звезди със скорост около 20 км/секкъм точка, разположена в съзвездието Херкулес. Тази точка се нарича връхслънце
2) Освен това Слънцето, заедно с околните звезди, се движи със скорост около 220 км/секкъм точка в съзвездието Лебед. Това движение е следствие въртене на галактиката около собствената си ос. Ако изчислите времето за пълна революция на Слънцето около центъра на Галактиката, то се оказва приблизително 250 милиона години. Този период от време се нарича галактическа година.
Въртенето на Галактиката се извършва по посока на часовниковата стрелка, когато се гледа Галактиката от нейния северен полюс, разположен в съзвездието Coma Berenices. Ъгловата скорост на въртене зависи от разстоянието до центъра и намалява с отдалечаване от него.
По небесната сфера през годината поради движението й в пространството.
Ефектът на Доплер е както следва. Нека дължината на вълната на светлината, получена от неподвижен източник, е равна на λ 0. Тогава светлина с дължина на вълната λ = λ 0 (l + v/c), Къде v— скорост по линията на видимост; c- скорост на светлината. Радиалната скорост е положителна, ако източникът се отдалечава от нас; в този случай всички спектрални линии са изместени към по-дълги дължини на вълните, т.е. към червения край на спектъра.
Като снимате спектъра на звезда (или друг обект), измервате дължините на вълните и ги сравнявате с дължините на вълните в стандартния спектър на неподвижен източник, можете да определите нейната радиална скорост.
Ако по някакъв начин е възможно да се определи ъгълът между посоките на звездата и пълната скорост v(и това понякога е възможно и за група звезди наведнъж), тогава горната формула дава възможност да се определят разстоянията до тези звезди.
Ако е известно собственото движение на звездата m в дъгови секунди за година (вижте § 91) и разстоянието до нея r в парсеци, тогава не е трудно да се изчисли проекцията на пространствената скорост на звездата върху равнината на небето . Тази проекция се нарича тангенциална скорост Vt и се изчислява по формулата (12.3) За да се намери пространствената скорост V на звезда, е необходимо да се знае нейната радиална скорост Vr, която се определя от Доплеровото изместване на линиите в звездата спектър (§ 107). Тъй като Vr и Vt са взаимно перпендикулярни, пространствената скорост на звездата е равна на (12.4) Познаването на собствените движения и радиалните скорости на звездите ни позволява да преценим движенията на звездите спрямо Слънцето, което заедно с планетите около той също се движи в пространството. Следователно наблюдаваните движения на звездите се състоят от две части, едната от които е следствие от движението на Слънцето, а другата е индивидуалното движение на звездата. За да се прецени движението на звездите, трябва да се намери скоростта на движение на Слънцето и да се изключи от наблюдаваните скорости на движение на звездите. Нека определим величината и посоката на скоростта на Слънцето в космоса. Точката от небесната сфера, към която е насочен векторът на скоростта на Слънцето, се нарича слънчев апекс, а противоположната му точка се нарича антиапекс. За да обясним принципа, на който се определя позицията на слънчевия връх, нека приемем, че всички звезди с изключение на Слънцето са неподвижни. В този случай наблюдаваните собствени движения и радиални скорости на звездите ще бъдат причинени само от движението на Слънцето, протичащо със скорост VS (224). Да разгледаме някаква звезда S, чиято посока сключва ъгъл q с вектора VS. Тъй като приехме, че всички звезди са неподвижни, видимото движение на звездата S спрямо Слънцето трябва да има скорост, равна по големина и противоположна по посока на скоростта на Слънцето, т.е. - VS. Тази привидна скорост има два компонента: един по линията на видимост, съответстващ на радиалната скорост на звездата Vr = VScos q, (12.5) и другият, разположен в равнината на изображението, съответстващ на собственото движение на звездата, Vt = VS sin q. (12.6) Като вземем предвид зависимостта на величината на тези проекции от ъгъла q, получаваме, че поради движението на Слънцето в пространството, радиалните скорости на всички звезди, разположени в посоката на движение на Слънцето, трябва да изглеждат да са по-малки от действителните със сумата VS. За звезди, разположени в противоположна посока, напротив, скоростите трябва да изглеждат по-големи със същото количество. Радиалните скорости на звездите, разположени в посока, перпендикулярна на посоката на движение на Слънцето, не се променят. Но те ще имат свои собствени движения, насочени към антиапекса и по размер равен на ъгъла, под който векторът VS се вижда от разстоянието на звездата. С приближаването на върха и антивърха, величината на това собствено движение намалява пропорционално на sin q, до нула. Като цяло изглежда, че всички звезди сякаш бягат по посока на антиапекса. По този начин, в случай, че се движи само Слънцето, величината и посоката на скоростта на неговото движение могат да бъдат намерени по два начина: 1) чрез измерване на радиалните скорости на звездите, разположени в различни посоки, намерете посоката, където радиалната скорост е най-голямото отрицателна стойност; върхът е разположен в тази посока; скоростта на движение на Слънцето в посока на върха е равна на намерената максимална радиална скорост; 2) след измерване на собствените движения на звездите, намерете обща точка на небесната сфера, към която са насочени всички: точката, противоположна на нея, ще бъде върхът; за да определите скоростта на Слънцето, първо трябва да преобразувате ъгловото изместване в линейна скорост, за което трябва да изберете звезда с известно разстояние и след това да намерите VS по формула (12.6). Ако сега приемем, че не само Слънцето, но и всички други звезди имат индивидуални движения, тогава проблемът ще стане по-сложен. Въпреки това, гледайки тази област на небето голям бройзвезди, можем да предположим, че средно техните индивидуални движения трябва да се компенсират взаимно. Следователно средните стойности на собствените движения и радиалните скорости за голям брой звезди трябва да показват същите модели като отделните звезди в току-що разгледания случай на движение само на Слънцето. С помощта на описания метод е установено, че върхът на Слънчевата система се намира в съзвездието Херкулес и има ректасцезия a = 270° и деклинация d = +30°. В тази посока Слънцето се движи със скорост около 20 км/сек.
Собствено движение и радиални скорости на звездите. Пекулярни скорости на звездите и Слънцето в Галактиката. Въртене на галактиката.
Сравнението на екваториалните координати на едни и същи звезди, определени за значителни периоди от време, показа, че a и d се променят с времето. Значителна част от тези промени се причиняват от прецесия, нутация, аберация и годишен паралакс. Ако изключим влиянието на тези причини, тогава промените намаляват, но не изчезват напълно. Оставащото преместване на звездата върху небесната сфера за една година се нарича собствено движение на звездата m. Изразява се в секунди. дъги на година.
Правилните движения се различават за различните звезди по величина и посока. Само няколко десетки звезди имат собствени движения, по-големи от 1” на година. Най-голямото известно собствено движение на „летящата“ звезда на Барнард е m = 10”,27. Повечето звезди имат собствено движение, равно на стотни и хилядни от дъговата секунда на година.
За дълги периоди от време, равни на десетки хиляди години, моделите на съзвездията се променят значително.
Собственото движение на звездата се извършва в голям кръг с постоянна скорост. Ректасцензията се променя с количество m a, наречено собствено движение на ректасцензия, а деклинацията се променя с количество m d, наречено деклинация собствено движение.
Правилното движение на звездата се изчислява по формулата:
m = Ö(m a 2 + m d 2).
Ако са известни правилното движение на звездата за година и разстоянието до нея r в парсеци, тогава не е трудно да се изчисли проекцията на пространствената скорост на звездата върху равнината на небето. Тази проекция се нарича тангенциална скорост V t и се изчислява по формулата:
V t = m”r/206265” ps/година = 4,74 m r km/s.
за да се намери пространствената скорост V на звезда, е необходимо да се знае нейната радиална скорост Vr, която се определя от Доплеровото изместване на линиите в спектъра на звездата. Тъй като V t и V r са взаимно перпендикулярни, пространствената скорост на звездата е равна на:
V = Ö(V t 2 + V r 2).
Най-бързите звезди са променливите RR Lyrae. Средната им скорост спрямо Слънцето е 130 km/s. Тези звезди обаче се движат срещу въртенето на Галактиката, така че скоростта им се оказва ниска (250 -130 = 120 km/s). Много бързи звезди със скорости около 350 km/s спрямо центъра на Галактиката не се наблюдават, тъй като скорост от 320 km/s е достатъчна, за да напусне гравитационното поле на Галактиката или да се върти в силно издължена орбита.
Познаването на собствените движения и радиалните скорости на звездите позволява да се прецени движението на звездите спрямо Слънцето, което също се движи в космоса. Следователно наблюдаваните движения на звездите се състоят от две части, едната от които е следствие от движението на Слънцето, а другата е индивидуалното движение на звездата.
За да се прецени движението на звездите, трябва да се намери скоростта на движение на Слънцето и да се изключи от наблюдаваните скорости на движение на звездите.
Точката от небесната сфера, към която е насочен векторът на скоростта на Слънцето, се нарича слънчев апекс, а противоположната точка се нарича антиапекс.
Апекс слънчева системасе намира в съзвездието Херкулес, има координати: a = 270 0, d = +30 0. В тази посока Слънцето се движи със скорост около 20 km/s спрямо звезди, разположени на не повече от 100 pc от него. През годината Слънцето изминава 630 000 000 км, или 4,2 AU.
Ако група от звезди се движи с еднаква скорост, тогава ако сте на една от тези звезди, не можете да откриете общото движение. Ситуацията е различна, ако скоростта се променя така, сякаш група звезди се движат около общ център. Тогава скоростта на звездите по-близо до центъра ще бъде по-малка от тези по-далече от центъра. Наблюдаваните радиални скорости на далечни звезди демонстрират такова движение. Всички звезди, заедно със Слънцето, се движат перпендикулярно на посоката на центъра на Галактиката. Това движение е следствие от общото въртене на Галактиката, чиято скорост варира в зависимост от разстоянието от нейния център (диференциално въртене).
Въртенето на галактиката има следните характеристики:
1. Появява се по посока на часовниковата стрелка, когато се гледа Галактиката от нейния северен полюс, разположен в съзвездието Coma Berenices.
2. Ъгловата скорост на въртене намалява с отдалечаване от центъра.
3. Линейната скорост на въртене първо се увеличава, когато се отдалечава от центъра. Тогава, приблизително на разстоянието от Слънцето, тя достига най-високата си стойност от около 250 km/s, след което бавно намалява.
4. Слънцето и звездите в близост до него извършват революция около центъра на Галактиката за приблизително 230 милиона години. Този период от време се нарича галактическа година.
24.2 Звездни популации и галактически подсистеми.
Звездите, разположени близо до Слънцето, се отличават с висока яркост и принадлежат към първия тип население. те обикновено се намират във външните региони на Галактиката. Звездите, разположени далеч от Слънцето, разположени близо до центъра на Галактиката и в короната, принадлежат към популация тип II. Разделянето на звездите на популации е извършено от Бааде, докато изучава мъглявината Андромеда. Най-ярките звезди от популация I са сини и имат абсолютни величини до -9 m, а най-ярките звезди от популация II са червени с абсолютни величини. магнитуд -3 m. В допълнение, Популация I се характеризира с изобилие от междузвезден газ и прах, които липсват в Популация II.
Подробно разделение на звездите в Галактиката на популации включва 6 типа:
1. Екстремна популация I - включва обекти, съдържащи се в спирални разклонения. Това включва междузвезден газ и прах, концентрирани в спиралните ръкави, от които се образуват звездите. Звездите от тази популация са много млади. Тяхната възраст е 20 - 50 милиона години. Районът на съществуване на тези звезди е ограничен до тънък галактически слой: пръстен с вътрешен радиус 5000 ps, външен радиус 15 000 ps и дебелина около 500 ps.
Тези звезди включват звезди от спектрални класове от O до B2, свръхгиганти от късни спектрални класове, звезди от типа Wolf-Rayet, емисионни звезди от клас B, звездни асоциации, променливи T Tauri.
2. Звездите от обикновеното население I са малко по-възрастни, възрастта им е 2-3 космически години. Те са се отдалечили от спиралните ръкави и често са разположени близо до централната равнина на Галактиката.
Те включват звезди от подкласове от B3 до B8 и нормални звезди от клас A, дис. клъстери със звезди от същите класове, звезди от класове A до F със силни метални линии, по-малко ярки червени свръхгиганти.
3. Звезди на населението на диска. Възрастта им е от 1 до 5 милиарда години, т.е. 5-25 космически години. Тези звезди включват Слънцето. Тази популация включва много фини звезди, разположени в рамките на 1000 pc от централната равнина в галактическия пояс с вътрешен радиус от 5000 pc и външен радиус от 15 000 pc. Тези звезди включват обикновени гиганти от класове от G до K, звезди основна последователносткласове от G до K, променливи с дълъг период, с периоди над 250 дни, полуредовни променливи звезди, планетарни мъглявини, нови звезди, стари отворени купове.
4. Звездите от междинното население II включват обекти, разположени на разстояния, по-големи от 1000 pc от двете страни на централната равнина на Галактиката. Тези звезди се въртят в удължени орбити. Те включват повечето стари звезди с възраст от 50 до 80 космически години, звезди с високи скорости, със слаби линии, дългопериодични променливи с периоди от 50 до 250 дни, цефеиди на W Дева, променливи RR Lyrae, бели джуджета, кълбовидни клъстери.
5. Население на галактическата корона. включват обекти, които възникват върху ранни етапиеволюцията на Галактиката, която по това време е била по-малко плоска, отколкото е сега. Тези обекти включват субджуджета, коронни кълбовидни купове, звезди RR Lyrae, звезди с изключително бледи линии и звезди с най-високи скорости.
6. Звездите от основното население включват най-малко известните обекти. В спектрите на тези звезди, наблюдавани в други галактики, натриевите линии са силни, а цианогенните (CN) ленти са интензивни. Това може да са джуджета от клас M. Такива обекти включват звезди от типа RR Lyrae, кълбовидни звезди. богати на метал купове, планетарни мъглявини, джуджета от M-клас, гигантски звезди от G- и M-клас със силни цианидни ленти, инфрачервени обекти.
Основни елементиструктури на Галактиката - централен конденз, спирални ръкави, диск. Централната кондензация на Галактиката е скрита от нас от тъмна непрозрачна материя. Южната му половина се вижда най-добре като ярък звезден облак в съзвездието Стрелец. Втората половина може да се наблюдава и в инфрачервени лъчи. Тези половини са разделени от мощна ивица прахообразна материя, която е непрозрачна дори за инфрачервените лъчи. Линейните размери на централната кондензация са 3 на 5 килопарсека.
Областта на Галактиката на разстояние 4-8 kpc от центъра се отличава с редица особености. Концентрира се най-голямото числопулсари и газови остатъци от експлозии на свръхнови, интензивно нетермично радиоизлъчване, млади и горещи O и B звезди са по-чести. В този регион съществуват водородни молекулярни облаци. В дифузната материя на този регион концентрацията на космически лъчи е повишена.
На разстояние 3-4 kpc от центъра на Галактиката радиоастрономическите методи са открили ръкав от неутрален водород с маса около 100 000 000 слънчеви, разширяващ се със скорост около 50 km/s. от другата страна на центъра, на разстояние около 2 kpc, има ръкав с 10 пъти по-малка маса, който се отдалечава от центъра със скорост 135 km/s.
В централната зона има няколко газови облака с маси 10 000 - 100 000 слънчеви маси, които се отдалечават със скорост 100 - 170 km/s.
Централната област с радиус по-малък от 1 kpc е заета от пръстен от неутрален газ, който се върти със скорост 200 km/s около центъра. Вътре в него има огромна дисковидна H II област с диаметър около 300 ps. В района на центъра се наблюдава нетермично излъчване, което показва увеличаване на концентрацията на космическите лъчи и силата на магнитните полета.
Комбинацията от явления, наблюдавани в централните региони на Галактиката, предполага възможността, че преди повече от 10 000 000 години газови облаци с обща маса от около 10 000 000 слънчеви маси и със скорост от около 600 km/s са възникнали от центъра на Галактиката.
В съзвездието Стрелец, близо до центъра на Галактиката, има няколко мощни източника на радио и инфрачервено лъчение. Един от тях, Стрелец-А, се намира в самия център на Галактиката. Той е заобиколен от пръстеновиден молекулен облак с радиус 200 ps, разширяващ се със скорост 140 km/s. В централните райони има активен процес на звездообразуване.
В центъра на нашата Галактика най-вероятно има ядро, подобно на кълбовиден звезден куп. Инфрачервените приемници откриха там елипсовиден обект с размери 10 ps. Вътре в него може да има плътен звезден куп с диаметър 1 ps. Може също да е обект с неизвестен релативистичен характер.
24.3 Спирална структура на Галактиката.
Природата на спиралната структура на Галактиката е свързана със спирални вълни на плътност, разпространяващи се в звездния диск. Тези вълни са подобни на звуковите вълни, но поради въртенето придобиват вида на спирали. Средата, в която се разпространяват тези вълни, се състои не само от газ и прах междузвездна материя, но и от самите звезди. Звездите също образуват вид газ, различен от редовни темиче няма сблъсъци между неговите частици.
Спиралната вълна на плътност, подобно на обикновената надлъжна вълна, е редуване на последователни уплътнения и разреждания на Средата. За разлика от газа и звездите, спираловидният модел от вълни се върти в същата посока като цялата Галактика, но значително по-бавно и с постоянна ъглова скорост, като твърдо тяло.
Поради това веществото постоянно наваксва спиралните разклонения с вътреи минава през тях. Въпреки това, за звездите и газа това преминаване през спиралните ръкави се случва по различен начин. Звездите, подобно на газа, се уплътняват в спирална вълна, концентрацията им се увеличава с 10 - 20%. Съответно се увеличава гравитационният потенциал. Но тъй като няма сблъсъци между звездите, те поддържат инерция, леко променят пътя си в спиралния ръкав и излизат от него в почти същата посока, в която са влезли.
Газът се държи различно. Поради сблъсъци, когато влиза в ръкава, той губи ъглов момент, забавя се и започва да се натрупва при вътрешна границаръкави Постъпващите нови порции газ водят до образуването на ударна вълна с голяма разлика в плътността на тази граница. В резултат на това в спиралните рамена се образуват газови уплътняващи ръбове и възниква термична нестабилност. Газът бързо става непрозрачен, охлажда се и навлиза в плътна фаза, образувайки газово-прахови комплекси, благоприятни за образуването на звезди. Младите и горещи звезди възбуждат сиянието на газа, което предизвиква появата на ярки мъглявини, които заедно с горещите звезди очертават спирална структура, която повтаря спиралната вълна на плътност в звездния диск.
Спиралната структура на нашата Галактика е изследвана чрез изучаване на други спирални галактики. Изследванията показват, че спиралните ръкави на съседни галактики се състоят от горещи гиганти, свръхгиганти, прах и газ. Ако премахнете тези обекти, спиралните клони ще изчезнат. Червени и жълти звезди запълват зоните равномерно във и между клоните.
За да изясним спиралната структура на нашата Галактика, трябва да наблюдаваме горещи гиганти, прах и газ. Това е доста трудно да се направи, тъй като Слънцето е в равнината на Галактиката и различни спирални разклонения се проектират един върху друг. Съвременни методине позволяват точно определяне на разстоянията до далечни гиганти, което затруднява създаването на пространствена картина. Освен това големи маси прах с нехомогенна структура и различна плътност лежат в равнината на Галактиката, което прави изучаването на отдалечени обекти още по-трудно.
Големи очакванияосигурява изследване на водорода при дължина на вълната 21 см. С тяхна помощ можете да измерите плътността на неутрален водород на различни места в Галактиката. Тази работа е извършена от холандските астрономи Холст, Мюлер, Оорт и други, като резултатът е картина на разпределението на водорода, която очертава контурите на спиралната структура на Галактиката. Водородът се намира в големи количества близо до млади, горещи звезди, които определят структурата на спиралните ръкави. Излъчването на неутралния водород е дълговълново, в радиообхвата и междузвездната прахова материя е прозрачна за него. 21-сантиметровата радиация достига от най-отдалечените райони на Галактиката без изкривяване.
Галактиката непрекъснато се променя. Тези промени настъпват бавно и постепенно. Те са трудни за откриване от изследователите, тъй като човешки животмного кратък в сравнение с живота на звездите и галактиките. Когато се говори за космическата еволюция, човек трябва да избере много дълга единица време. Такава единица е космическата година, т.е. Времето, необходимо на Слънцето да се завърти напълно около центъра на Галактиката. Равнява се на 250 милиона земни години. Звездите на Галактиката непрекъснато се смесват и за една космическа година, движейки се дори с ниска скорост от 1 km/s една спрямо друга, две звезди ще се отдалечат с 250 ps. През това време някои звездни групи могат да се разпаднат, докато други могат да се образуват отново. Външният вид на галактиката ще се промени значително. В допълнение към механичните промени, космическата година се променя физическо състояниеГалактики. Звездите от класове O и B могат да блестят ярко само за време, равно на някаква част от космическата година. Възрастта на най-ярките наблюдавани гиганти е около 10 милиона години. Но въпреки това конфигурацията на спиралните рамена може да остане доста стабилна. Някои звезди ще напуснат тези региони, други ще отлетят на мястото си, някои звезди ще умрат, други ще се родят от огромна маса газово-прахови комплекси от спирални клони. Ако разпределението на позициите и движенията на обектите в една галактика не претърпява големи промени, тогава тази звездна система е в състояние на динамично равновесие. За определена група звезди състоянието на динамично равновесие може да се поддържа в продължение на 100 космически години. Въпреки това, за по-дълъг период, равен на хиляди космоси. години, състоянието на динамично равновесие ще бъде нарушено поради случайни близки преминавания на звезди. То ще бъде заменено от динамично квазипостоянно състояние на статистическо равновесие, по-стабилно, в което звездите са по-пълно смесени.
25. Извънгалактична астрономия.
25.1 Класификация на галактиките и тяхното пространствено разпределение.
Френските търсачи на комети Месие и Машам съставиха през 1784 г. каталог на мъгливи обекти, наблюдавани в небето с невъоръжено око или през телескоп, така че в бъдеща работа те да не бъдат объркани с идващи комети. Обектите от каталога на Месие се оказаха от най-разнообразен характер. Някои от тях - звездни купове и мъглявини - принадлежат на нашата Галактика, другата част са по-далечни обекти и са същите звездни системи като нашата Галактика. Разбирането на истинската природа на галактиките не дойде веднага. Едва през 1917 г. Ричи и Къртис, наблюдавайки свръхнова в галактиката NGC 224, изчисляват, че тя е на разстояние 460 000 pc, т.е. 15 пъти по-голям от диаметъра на нашата Галактика, което означава далеч отвъд нейните граници. Въпросът беше окончателно изяснен през 1924-1926 г., когато Е. Хъбъл, използвайки 2,5-метров телескоп, получи снимки на мъглявината Андромеда, където спиралните клони се разлагат на отделни звезди.
Днес са известни много галактики, които се намират от нас на разстояние от стотици хиляди до милиарди светлинни години. години.
Много галактики са описани и каталогизирани. Най-често използваният е „Новият общ каталог на Dreyer“ (NGC). Всяка галактика има свой номер. Например мъглявината Андромеда е обозначена като NGC 224.
Наблюденията на галактиките показват, че те са много разнообразни по форма и структура. Според вида си галактиките се делят на елиптични, спирални, лещовидни и неправилни.
Елиптични галактики(E) на снимките имат формата на елипси без резки граници. Яркостта постепенно се увеличава от периферията към центъра. Обикновено няма вътрешна структура. Тези галактики са изградени от червени и жълти гиганти, червени и жълти джуджета и редица бели звезди с ниска светимост, т.е. главно от популация тип II звезди. Няма синьо-бели свръхгиганти, които обикновено създават структурата на спирални ръкави. Външно елиптичните галактики се различават по по-голяма или по-малка компресия.
Индикаторът за компресия е стойността
лесно се намира, ако голямата а и малката b оси са измерени на снимката. Индексът на компресия се добавя след буквата, указваща формата на галактиката, например E3. Оказа се, че няма силно компресирани галактики, така че най-високият показател е 7. Сферичната галактика има показател 0.
Очевидно е, че елиптичните галактики имат геометричната форма на елипсоид на въртене. Е. Хъбъл поставя въпроса дали разнообразието на наблюдаваните форми е следствие от различни ориентации на еднакво сплескани галактики в пространството. Тази задача беше решена математически и се получи отговорът, че най-често срещаните галактики в галактическите купове са тези с индекси на компресия 4, 5, 6, 7 и почти никакви сферични галактики. А извън клъстерите се срещат почти само галактики с индекси 1 и 0. Елиптичните галактики в клъстерите са гигантски галактики, а извън клъстерите са галактики джуджета.
Спирални галактики(S). Те показват структура под формата на спираловидни клони, които се простират от централното ядро. Клоните се открояват на по-малко ярък фон поради факта, че съдържат най-горещите звезди, млади купове и светещи газови мъглявини.
Едуин Хъбъл разделя спиралните галактики на подкласове. Мярката е степента на развитие на клоните и размера на галактическото ядро.
В галактиките Sa клоните са плътно усукани и сравнително гладки, слабо развити. Ядрата винаги са големи, обикновено представляващи около половината от наблюдавания размер на цялата галактика. Галактиките от този подклас са най-подобни на елиптичните. Обикновено има два клона, излизащи от противоположни части на ядрото, но рядко има повече.
В Sb галактиките спиралните ръкави са забележимо развити, но нямат разклонения. Ядрата са по-малки от тези на предишния клас. Галактиките от този тип често показват много спирални ръкави.
Галактиките със силно развити разклонения, разделени на няколко ръкава и малко в сравнение с тях ядро, се класифицират като Sc тип.
Въпреки разнообразието външен вид, спиралните галактики имат подобна структура. В тях могат да се разграничат три компонента: звезден диск, чиято дебелина е 5-10 пъти по-малък от диаметърагалактики, сфероидален компонент, плосък компонент, който е няколко пъти по-малък по дебелина от диска. Плоският компонент включва междузвезден газ, прах, млади звезди и спирални разклонения.
Коефициентът на компресия на спиралните галактики винаги е по-голям от 7. В същото време елиптичните галактики винаги са по-малки от 7. Това предполага, че в слабо компресирани галактики не може да се развие спирална структура. За да се появи, системата трябва да е силно компресирана.
Доказано е, че една силно компресирана галактика не може да стане слабо компресирана по време на своята еволюция, както и обратното. Това означава, че елиптичните галактики не могат да се превърнат в спирални галактики, а спиралните галактики не могат да се превърнат в елиптични. Различната компресия се дължи на различното количество въртене на системите. Тези галактики, които са получили достатъчно ротация по време на образуването, са придобили силно компресирана форма и в тях са се развили спирални разклонения.
Има спирални галактики, в които ядрото е разположено в средата на права лента и спиралните разклонения започват само в краищата на тази лента. Такива галактики се обозначават като SBa, SBb, SBc. Добавянето на буквата B показва наличието на джъмпер.
Лещовидни галактики(S0). Външно приличат на елиптични, но имат звезден диск. Те са подобни по структура на спиралните галактики, но се различават от тях по липсата на плосък компонент и спирални разклонения. Лещовидните галактики се различават от спиралните галактики, наблюдавани от ръба, по липсата на лента от тъмна материя. Шварцшилд предложи теория, според която лещовидните галактики могат да се образуват от спирални в процеса на измиване на газова и прахова материя.
Неправилни галактики(Ir). Имат асиметричен външен вид. Те нямат спираловидни разклонения и в тях са концентрирани горещи звезди и газопрахова материя отделни групиили разпръснати из целия диск. Има сфероидален компонент с ниска яркост. Тези галактики се характеризират с високо съдържание на междузвезден газ и млади звезди.
Неправилната форма на една галактика може да се дължи на факта, че тя не е имала време да приеме правилна формапоради ниската плътност на материята в него или поради младата му възраст. Една галактика може също да стане неправилна поради изкривяване на формата си в резултат на взаимодействие с друга галактика.
Неправилните галактики се делят на два подтипа.
Подтипът Ir I се характеризира с висока повърхностна яркост и сложна неправилна структура. Някои галактики от този подтип показват разрушена спирална структура. Такива галактики често се срещат по двойки.
Подтипът Ir II се характеризира с ниска повърхностна яркост. Това свойство затруднява откриването на такива галактики и само няколко са известни. Ниската повърхностна яркост показва ниска звездна плътност. Това означава, че тези галактики трябва много бавно да преминат от неправилна форма към правилна.
През юли 1995 г. беше проведено изследване на космическия телескоп. Хъбъл търси неправилни бледи сини галактики. Оказа се, че тези обекти, разположени от нас на разстояние от 3 до 8 милиарда светлинни години, са най-често срещаните. Повечето от тях имат изключително наситен син цвят, което показва, че те са подложени на интензивно звездообразуване. На близки разстояния, съответстващи на съвременната Вселена, тези галактики не се срещат.
Галактиките са много по-разнообразни от разглежданите типове и това разнообразие засяга форми, структури, яркост, състав, плътност, маса, спектър и характеристики на излъчване.
Могат да се разграничат следните морфологични типове галактики, като се подходи към тях от различни гледни точки.
Аморфни, безструктурни системи- включително E галактики и повечето S0. Те не съдържат или почти не съдържат дифузна материя и горещи гиганти.
Галактика Аро- по-синьо от другите. Много от тях имат тесни, но ярки линии в спектъра. Може би са много богати на газ.
Сейфертови галактики - различни видове, но се характеризират с много голяма ширина на силни емисионни линии в техните спектри.
Квазари- квазизвездни радиоизточници, QSS, неразличими на външен вид от звезди, но излъчващи радиовълни, като най-мощните радио галактики. Те се характеризират със синкав цвят и ярки линии в спектъра, които имат огромно червено изместване. Свръхгигантските галактики превъзхождат по яркост.
Квазаги- QSG квазизвездни галактики - различават се от квазарите по липсата на силно радиоизлъчване.