Galaksilerin, yıldızların ve gezegenlerin nasıl ve ne zaman ortaya çıkabileceğini anlayan bilim adamları, Evrenin ana gizemlerinden birini çözmeye yaklaştılar. büyük patlamanın bir sonucu olarak - ve zaten bildiğimiz gibi, 15-20 milyar yıl önce (bkz. "Bilim ve Yaşam" No.) - tam olarak gök cisimlerinin ve kümelerinin daha sonra ortaya çıkabileceği türden bir malzemenin ortaya çıktığını iddia ediyorlar. biçim.

Lyra takımyıldızındaki gezegenimsi gaz bulutsu Halkası.

Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu.

Orion'un Büyük Bulutsusu.

Toros takımyıldızındaki Ülker yıldız kümesi.

Andromeda Bulutsusu, galaksimizin en yakın komşularından biridir.

Galaksimizin uyduları galaktik yıldız kümeleridir: Küçük (yukarıda) ve Büyük Macellan Bulutları.

Erboğa takımyıldızında geniş bir toz şeridine sahip eliptik bir gökada. Bazen Puro denir.

Güçlü teleskoplarla Dünya'dan görülebilen en büyük sarmal gökadalardan biri.

Bilim ve yaşam // İllüstrasyonlar

Galaksimiz - Samanyolu - milyarlarca yıldıza sahiptir ve hepsi merkezinin etrafında hareket eder. Bu devasa galaktik atlıkarıncada sadece yıldızlar dönmüyor. Sisli noktalar veya bulutsular da vardır. Çoğu çıplak gözle görülemez. Başka bir şey, yıldızlı gökyüzüne dürbün veya teleskopla bakarsanız. Ne tür bir kozmik sis göreceğiz? Tek tek görülemeyen uzak küçük yıldız grupları mı yoksa tamamen, tamamen farklı bir şey mi?

Bugün, gökbilimciler belirli bir bulutsunun ne olduğunu biliyorlar. Tamamen farklı oldukları ortaya çıktı. Gazdan oluşan ve yıldızlar tarafından aydınlatılan bulutsular vardır. Genellikle yuvarlak olarak adlandırılırlar ve buna gezegen denir. Bu bulutsuların çoğu, yaşlı büyük kütleli yıldızların evriminin bir sonucu olarak oluşmuştur. Bir süpernovanın "sisli kalıntısına" bir örnek (size ne olduğu hakkında daha fazla bilgi vereceğiz) Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu'dur. Bu yengeç benzeri bulutsu oldukça genç. 1054 yılında doğduğu bilinmektedir. Bulutsular var ve çok daha yaşlılar, yaşları onlarca ve yüz binlerce yıldır.

Gezegenimsi bulutsular ve bir zamanlar patlayan süpernova kalıntıları, anıt bulutsu olarak adlandırılabilir. Ancak yıldızların dışarı çıkmadığı, tam tersine doğup büyüdüğü diğer bulutsular da bilinmektedir. Örneğin, Orion takımyıldızında görünen bulutsu budur, buna Büyük Orion Bulutsusu denir.

Yıldız kümeleri olan bulutsuların onlardan tamamen farklı olduğu ortaya çıktı. Ülker kümesi, Boğa takımyıldızında çıplak gözle açıkça görülebilir. Buna bakıldığında, bunun bir gaz bulutu değil, yüzlerce ve binlerce yıldız olduğunu hayal etmek zor. Ayrıca yüz binlerce hatta milyonlarca yıldızdan oluşan daha "zengin" kümeler de var! Bu tür yıldız "toplara" küresel yıldız kümeleri denir. Bu tür "topların" tamamı Samanyolu'nu çevreler.

Dünya'dan görülebilen yıldız kümelerinin ve bulutsuların çoğu, bizden çok uzak mesafelerde yer almalarına rağmen, hala Galaksimize aittir. Bu arada, yıldız kümeleri değil, bulutsular değil, tüm galaksiler olduğu ortaya çıkan çok uzak sisli noktalar var!

En ünlü galaktik komşumuz, Andromeda takımyıldızındaki Andromeda Bulutsusu'dur. Çıplak gözle bakıldığında puslu bir yama gibi görünüyor. Ve büyük teleskoplarla çekilen fotoğraflarda Andromeda Bulutsusu güzel bir gökada olarak karşımıza çıkıyor. Bir teleskopla, yalnızca kurucu yıldızlarının çoğunu değil, aynı zamanda merkezden çıkan ve “spiraller” veya “kollar” olarak adlandırılan yıldız dallarını da görüyoruz. Boyut olarak komşumuz Samanyolu'ndan bile daha büyük, çapı yaklaşık 130 bin ışıkyılı.

Andromeda Bulutsusu, bize en yakın sarmal gökada ve bilinen en büyük sarmal gökadadır. Bir ışık huzmesi ondan Dünya'ya "sadece" yaklaşık iki milyon ışıkyılı kadar gider. Yani, "Andromedalılar"ı parlak bir spot ışığıyla işaret ederek selamlamak isteseydik, neredeyse iki milyon yıl sonra bizim çabalarımızı bileceklerdi! Ve onlardan gelen cevap bize aynı zamandan, yani ileri geri - yaklaşık dört milyon yıl sonra gelirdi. Bu örnek, Andromeda Bulutsusu'nun gezegenimizden ne kadar uzakta olduğunu hayal etmeye yardımcı olur.

Andromeda Bulutsusu'nun fotoğraflarında sadece galaksinin kendisi değil, aynı zamanda bazı uyduları da açıkça görülüyor. Tabii ki, galaksinin uyduları, örneğin gezegenler - Güneş'in veya Ay'ın uyduları - Dünya'nın bir uydusu ile aynı değildir. Galaksilerin uyduları da galaksilerdir, sadece milyonlarca yıldızdan oluşan "küçük".

Galaksimizde uydular var. Birkaç düzine var ve ikisi Dünya'nın Güney Yarımküresinin gökyüzünde çıplak gözle görülebilir. Avrupalılar onları ilk önce Macellan'ın etrafını dolaşırken gördüler. Bir tür bulut olduklarını düşündüler ve onlara Büyük Macellan Bulutu ve Küçük Macellan Bulutu adını verdiler.

Galaksimizin uyduları elbette Dünya'ya Andromeda Bulutsusu'ndan daha yakındır. Büyük Macellan Bulutu'ndan gelen ışığın bize ulaşması sadece 170.000 yıl sürer. Yakın zamana kadar, bu galaksi Samanyolu'nun en yakın uydusu olarak kabul edildi. Ancak son zamanlarda, gökbilimciler uyduları keşfettiler ve daha yakınlar, ancak Macellan Bulutlarından çok daha küçükler ve çıplak gözle görülemiyorlar.

Bazı gökadaların "portrelerini" inceleyen gökbilimciler, aralarında yapı ve şekil olarak Samanyolu'na benzemeyen gökadalar olduğunu buldular. Ayrıca bu tür birçok gökada var - bunlar güzel gökadalar ve örneğin Macellan Bulutlarına benzer tamamen şekilsiz gökadalar.

Gökbilimcilerin inanılmaz bir keşif yapmasının üzerinden yüz yıldan az bir süre geçti: uzak galaksiler birbirlerinden her yöne saçılır. Bunun nasıl olduğunu anlamak için bir balon kullanabilir ve onunla en basit deneyi yapabilirsiniz.

Balon üzerindeki galaksileri temsil etmek için küçük daireler veya dalgalı çizgiler çizmek için mürekkep, keçeli kalem veya boya kullanın. Balonu şişirmeye başladığınızda, çizilen "galaksiler" birbirinden uzaklaşarak uzaklaşacaktır. Evrende olan budur.

Galaksiler acele eder, yıldızlar doğar, yaşar ve ölürler. Ve sadece yıldızlar değil, aynı zamanda gezegenler, çünkü Evrende muhtemelen Galaksimizde doğmuş olan güneş sistemimize benzeyen ve buna benzer birçok yıldız sistemi vardır. Son zamanlarda, gökbilimciler diğer yıldızların etrafında hareket eden yaklaşık 300 gezegen keşfettiler.

Sosyal gruplara ayrılan Samanyolu galaksimiz güçlü bir "orta sınıfa" ait olacaktır. Bu nedenle, en yaygın gökada tipine aittir, ancak aynı zamanda büyüklük veya kütle olarak ortalama değildir. Samanyolu'ndan daha büyük olanlardan daha küçük olan galaksiler var. "Yıldız adamız" da en az 14 uyduya sahiptir - diğer cüce galaksiler. Samanyolu tarafından tüketilene kadar ya da galaksiler arası bir çarpışmadan uzaklaşana kadar Samanyolu'nun çevresinde dolaşmaya mahkumdurlar. Eh, şimdiye kadar hayatın kesinlikle var olduğu tek yer burası - yani, biz sizinleyiz.

Ama yine de Samanyolu, Evrendeki en gizemli galaksi olmaya devam ediyor: "yıldız adasının" en ucunda olmak, milyarlarca yıldızın sadece bir kısmını görüyoruz. Ve galaksi tamamen görünmez - yoğun yıldız, gaz ve toz kollarıyla kaplıdır. Samanyolu'nun gerçekleri ve sırları bugün tartışılacak.

GALAKSİLER, "galaksi dışı bulutsular" veya "ada evrenleri", aynı zamanda yıldızlararası gaz ve toz içeren dev yıldız sistemleridir. Güneş sistemi galaksimizin bir parçasıdır - Samanyolu. Tüm dış uzay, en güçlü teleskopların nüfuz edebileceği ölçüde galaksilerle doludur. Gökbilimciler bunlardan en az bir milyarını sayarlar. En yakın galaksi bizden yaklaşık 1 milyon ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. yıllar (10 19 km) ve teleskoplarla kaydedilen en uzak galaksilere - milyarlarca ışık yılı. Gökadaların incelenmesi, astronominin en iddialı görevlerinden biridir.

Tarih referansı. Bize en parlak ve en yakın dış gökadalar - Macellan Bulutları - gökyüzünün güney yarım küresinde çıplak gözle görülebilir ve Araplar tarafından 11. yüzyılın başlarında ve ayrıca kuzey yarım küredeki en parlak galaksi olarak biliniyordu - Andromeda'daki Büyük Bulutsusu. Bu bulutsunun 1612'de Alman gökbilimci S. Marius (1570-1624) tarafından bir teleskop yardımıyla yeniden keşfiyle, gökadalar, bulutsular ve yıldız kümelerinin bilimsel çalışması başladı. 17. ve 18. yüzyıllarda çeşitli gökbilimciler tarafından birçok bulutsu keşfedildi; o zaman parlak gaz bulutları olarak kabul edildiler.

Galaksinin ötesindeki yıldız sistemleri fikri ilk olarak 18. yüzyılın filozofları ve gökbilimcileri tarafından tartışıldı: İsveç'te E. Swedenborg (1688-1772), İngiltere'de T. Wright (1711-1786), I. Kant (1724– 1804) Prusya'da ve .Lambert (1728-1777) Alsace'de ve W. Herschel (1738-1822) İngiltere'de. Ancak, sadece 20. yüzyılın ilk çeyreğinde. "Ada Evrenleri"nin varlığı, esas olarak Amerikalı gökbilimciler G. Curtis (1872-1942) ve E. Hubble'ın (1889-1953) çalışmaları sayesinde kesin olarak kanıtlandı. En parlaklara ve dolayısıyla en yakın "beyaz bulutsulara" olan mesafelerin Galaksimizin boyutundan çok daha büyük olduğunu kanıtladılar. 1924 ve 1936 arasında, Hubble, yakındaki sistemlerden galaksi keşfinin sınırlarını, Mount Wilson Gözlemevi'ndeki 2,5 metrelik teleskopun sınırlarına, yani. birkaç yüz milyon ışıkyılı kadar.

1929'da Hubble, bir galaksiye olan uzaklık ile hızı arasındaki ilişkiyi keşfetti. Hubble yasası olan bu ilişki, modern kozmolojinin gözlemsel temeli haline geldi. Dünya Savaşı'nın sona ermesinden sonra, elektronik ışık yükselticileri, otomatik ölçüm makineleri ve bilgisayarları olan yeni büyük teleskopların yardımıyla aktif bir galaksi çalışması başladı. Kendi galaksimizden ve diğer galaksilerden gelen radyo emisyonunun tespiti, Evreni incelemek için yeni bir fırsat sağladı ve radyo galaksilerinin, kuasarların ve galaksilerin çekirdeğindeki diğer aktivite tezahürlerinin keşfedilmesine yol açtı. Jeofizik roketlerden ve uydulardan yapılan ekstra atmosferik gözlemler, aktif galaksilerin çekirdeklerinden ve galaksi kümelerinden X-ışını emisyonunu tespit etmeyi mümkün kıldı.

Pirinç. 1. Hubble'a göre galaksilerin sınıflandırılması

İlk "nebula" kataloğu 1782'de Fransız astronom C. Messier (1730-1817) tarafından yayınlandı. Bu liste, Galaksimizdeki hem yıldız kümelerini hem de gazlı bulutsuları ve ayrıca galaksi dışı nesneleri içerir. Messier nesne numaraları bugün hala kullanılmaktadır; örneğin Messier 31 (M 31), Andromeda takımyıldızında gözlenen en yakın büyük gökada olan ünlü Andromeda Bulutsusu'dur.

W. Herschel tarafından 1783'te başlatılan sistematik bir gökyüzü araştırması, onu kuzey gökyüzünde birkaç bin bulutsunun keşfine götürdü. Bu çalışma, güney yarımkürede Ümit Burnu'nda (1834-1838) gözlemler yapan ve 1864'te yayınlanan oğlu J. Herschel (1792-1871) tarafından devam ettirilmiştir. Genel dizin 5 bin bulutsu ve yıldız kümesi. 19. yüzyılın ikinci yarısında bu nesnelere yeni keşfedilen nesneler eklendi ve 1888'de J. Dreyer (1852–1926) yayınlandı. Yeni paylaşılan dizin (Yeni Genel Katalog - NGC), 7814 nesne dahil. 1895 ve 1908'de yayınlanan iki ek dizin indeksi(IC) keşfedilen bulutsu ve yıldız kümelerinin sayısı 13 bini aştı NGC ve IC kataloglarına göre atama o zamandan beri genel olarak kabul edildi. Bu nedenle, Andromeda Bulutsusu ya M 31 ya da NGC 224 olarak adlandırılmıştır. Gökyüzünün fotoğrafik bir araştırmasına dayanan, 13. kadirden daha parlak 1249 gökadadan oluşan ayrı bir liste, Harvard Gözlemevi'nden H. Shapley ve A. Ames tarafından derlenmiştir. 1932.

Bu çalışma, birinci (1964), ikinci (1976) ve üçüncü (1991) baskılarla önemli ölçüde genişletildi. Parlak galaksilerin referans kataloğu J. de Vaucouleurs çalışanları ile. Daha kapsamlı fakat daha az ayrıntılı kataloglar, 1960'larda ABD'de F. Zwicky (1898–1974) ve SSCB'de B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) tarafından fotografik gökyüzü araştırma plakalarının görüntülenmesine dayalı olarak yayınlandı. Yaklaşık içerirler. 15 kadir büyüklüğe kadar 30 bin galaksi. Güney gökyüzünün benzer bir araştırması yakın zamanda Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin 1 metrelik Schmidt kamerası ve Avustralya'daki İngiliz 1,2 metrelik Schmidt kamerası kullanılarak tamamlandı.

15 kadirden daha sönük çok sayıda gökada var, bunların bir listesini yapmak mümkün değil. 1967'de, 19 kadirden daha parlak (-20 sapmanın kuzeyinde) gökadaları saymanın sonuçları, C. Shein ve K. Virtanen tarafından Lick Gözlemevi'nin 50 cm'lik astrografının plakalarında yayınlandı. Bu tür galaksilerin yaklaşık olduğu ortaya çıktı. 2 milyon, Samanyolu'nun geniş toz şeridi tarafından bizden saklananlar hariç. Ve 1936'da, Mount Wilson Gözlemevi'ndeki Hubble, göksel küre üzerinde eşit olarak dağılmış birkaç küçük alanda (30° sapmanın kuzeyine doğru) 21. kadir büyüklüğe kadar olan gökadaların sayısını saydı. Bu verilere göre, tüm gökyüzünde 21. kadirden daha parlak 20 milyondan fazla galaksi var.

sınıflandırmaÇeşitli şekil, boyut ve parlaklıkta galaksiler vardır; bazıları izoledir, ancak çoğunun, üzerlerinde yerçekimi etkisi yapan komşuları veya uyduları vardır. Kural olarak, galaksiler sessizdir, ancak genellikle aktif olanlar bulunur. 1925'te Hubble, galaksilerin görünümlerine göre bir sınıflandırması önerdi. Daha sonra Hubble ve Shapley, ardından Sandage ve son olarak Vaucouleur tarafından rafine edildi. İçindeki tüm galaksiler 4 türe ayrılır: eliptik, merceksi, sarmal ve düzensiz.

Eliptik(E) galaksiler, keskin sınırları ve net detayları olmayan fotoğraflarda elips şeklindedir. Parlaklıkları merkeze doğru artar. Bunlar eski yıldızlardan oluşan dönen elipsoidlerdir; görünür şekilleri, gözlemcinin görüş hattına yönelime bağlıdır. Kenardan bakıldığında, elipsin kısa ve uzun eksenlerinin uzunluklarının oranı  5/10'a ulaşır (belirtilen E5).

Pirinç. 2 Eliptik Gökada ESO 325-G004

merceksi(L veya S 0) galaksiler eliptik olanlara benzer, ancak küresel bileşene ek olarak, bazen Satürn'ün halkaları gibi halka benzeri yapılara sahip, hızlı dönen ince bir ekvator diskine sahiptirler. Kenardan bakıldığında, merceksi gökadalar eliptik olanlardan daha sıkıştırılmış görünüyor: eksenlerinin oranı 2/10'a ulaşıyor.

Pirinç. 2. İğ Gökadası (NGC 5866), Draco takımyıldızında bulunan merceksi bir gökada.

Sarmal(S) galaksiler ayrıca iki bileşenden oluşur - küresel ve düz, ancak diskte az çok gelişmiş bir spiral yapıya sahip. Alt tiplerin sırası boyunca Sa, Sb, sc, SD("erken"den "geç" spirallere), spiral kollar daha kalın, daha karmaşık ve daha az bükülmüş hale gelir ve sferoid (merkezi yoğunlaşma veya çıkıntı) azalır. Kenardan sarmal gökadaların sarmal kolları yoktur, ancak gökada türü, çıkıntı ve diskin göreli parlaklığından belirlenebilir.

Pirinç. 2. Bir sarmal gökada örneği olan Fırıldak Gökadası (Messier Listesi 101 veya NGC 5457)

Yanlış(ben) galaksiler iki ana tiptedir: Macellan tipi, yani. Macellan Bulutları türü, spiraller dizisini devam ettiriyor smönceki Ben, ve macellan olmayan tip ben Merceksel veya erken sarmal yapı gibi küresel veya disk yapısı üzerinde kaotik koyu toz şeritleri olan 0.

Pirinç. 2. NGC 1427A, düzensiz bir gökada örneği.

Türler L ve S merkezden geçen ve diski kesen doğrusal bir yapının varlığına veya yokluğuna bağlı olarak iki familya ve iki türe ayrılır ( çubuk) ve merkezi simetrik bir halka.

Pirinç. 2. Samanyolu galaksisinin bilgisayar modeli.

Pirinç. 1. NGC 1300, bir çubuklu sarmal gökada örneği.

Pirinç. 1. GALAKSİLERİN ÜÇ BOYUTLU SINIFLANDIRILMASI. Ana türler: E, L, S, ben seri halinde Eönceki Ben; sıradan aileler A ve geçti B; tür s ve r. Aşağıdaki dairesel diyagramlar, sarmal ve merceksi gökadalar bölgesindeki ana konfigürasyonun bir kesitidir.

Pirinç. 2. TEMEL AİLELER VE SPİRAL TÜRLERİ alandaki ana konfigürasyon bölümünde Sb.

Galaksiler için daha ince morfolojik ayrıntılara dayalı başka sınıflandırma şemaları vardır, ancak fotometrik, kinematik ve radyo ölçümlerine dayalı nesnel bir sınıflandırma henüz geliştirilmemiştir.

Birleştirmek. İki yapısal bileşen - bir küre ve bir disk - 1944'te Alman astronom W. Baade (1893–1960) tarafından keşfedilen galaksilerin yıldız popülasyonundaki farkı yansıtır.

Nüfus I, düzensiz gökadalarda ve sarmal kollarda bulunan mavi devler ve O ve B tayf türlerinin üstdevlerini, K ve M sınıflarının kırmızı üstdevlerini ve parlak iyonize hidrojen bölgelerine sahip yıldızlararası gaz ve tozu içerir. Ayrıca, Güneş'in yakınında görülebilen, ancak uzak galaksilerde ayırt edilemeyen düşük kütleli ana dizi yıldızlarını da içerir.

Nüfus II eliptik ve merceksi gökadaların yanı sıra sarmalların merkezi bölgelerinde ve küresel kümelerde bulunan , G5 ila K5 sınıfından kırmızı devleri, altdevleri ve muhtemelen alt cüceleri içerir; gezegenimsi bulutsular ve nova patlamaları içerir (Şekil 3). Şek. Şekil 4, yıldızların tayf sınıfları (veya renkleri) ile farklı popülasyonlardaki parlaklıkları arasındaki ilişkiyi göstermektedir.

Pirinç. 3. YILDIZ POPÜLASYONLARI. Sarmal gökada Andromeda Bulutsusu'nun bir fotoğrafı, Nüfus I'in mavi devlerinin ve üstdevlerinin diskinde yoğunlaştığını ve orta kısmın Nüfus II'nin kırmızı yıldızlarından oluştuğunu gösteriyor. Andromeda Bulutsusu'nun uyduları da görülebilir: galaksi NGC 205 ( altta) ve M32 ( Sol üst). Bu fotoğraftaki en parlak yıldızlar galaksimize aittir.

Pirinç. 4. HERTZSPRUNG-RUSSELL ŞEMASI, farklı türdeki yıldızlar için tayf türü (veya renk) ile parlaklık arasındaki ilişkiyi gösterir. I: Popülasyon I, sarmal kolların tipik genç yıldızları. II: yaşlı yıldızlar Popülasyon I; III: Küresel kümeler ve eliptik gökadalar için tipik olan Eski Nüfus II yıldızları.

Başlangıçta, eliptik gökadaların yalnızca Nüfus II'yi ve düzensiz gökadaları yalnızca Nüfus I'i içerdiği düşünülüyordu. Ancak, gökadaların genellikle farklı oranlarda iki yıldız popülasyonunun bir karışımını içerdiği ortaya çıktı. Ayrıntılı bir popülasyon analizi yalnızca birkaç yakın gökada için mümkündür, ancak uzak sistemlerin renk ve spektrum ölçümleri, yıldız popülasyonlarındaki farkın Baade'in düşündüğünden daha önemli olabileceğini göstermektedir.

Mesafe. Uzak galaksilere olan mesafelerin ölçümü, Galaksimizin yıldızlarına olan mutlak mesafe ölçeğine dayanır. Birkaç şekilde kurulur. En temel olanı, 300 sv mesafelere kadar çalışan trigonometrik paralaks yöntemidir. yıllar. Diğer yöntemler dolaylı ve istatistikseldir; bunlar yıldızların uygun hareketleri, radyal hızları, parlaklığı, rengi ve tayfı üzerine yapılan çalışmalara dayanır. Onlara dayanarak, Yeni'nin mutlak değerleri ve RR Lyrae tipindeki değişkenler ve  Görünür oldukları en yakın galaksilere olan mesafenin birincil göstergesi haline gelen Cepheus. Bu gökadaların küresel kümeleri, en parlak yıldızları ve salma bulutsuları ikincil göstergeler haline gelir ve daha uzak gökadalara olan mesafelerin belirlenmesini mümkün kılar. Son olarak, galaksilerin kendilerinin çapları ve parlaklıkları üçüncül göstergeler olarak kullanılır. Bir uzaklık ölçüsü olarak, gökbilimciler genellikle bir cismin görünen büyüklüğü arasındaki farkı kullanırlar. m ve mutlak büyüklüğü M; Bu değer ( m-M) "görünen uzaklık modülü" olarak adlandırılır. Gerçek mesafeyi bilmek için, yıldızlararası toz tarafından ışık absorpsiyonunun düzeltilmesi gerekir. Bu durumda, hata genellikle %10-20'ye ulaşır.

Galaksi dışı mesafe ölçeği zaman zaman revize edilir, bu da galaksilerin mesafeye bağlı diğer parametrelerinin de değiştiği anlamına gelir. Masada. 1, günümüzdeki en yakın gökada gruplarına olan en doğru mesafeleri göstermektedir. Milyarlarca ışıkyılı uzaklıktaki daha uzak galaksilerde, mesafeler kırmızıya kaymalarıyla düşük doğrulukla tahmin edilir ( aşağıya bakınız: Kırmızıya kaymanın doğası).

Tablo 1. EN YAKIN GALAKSİLERE, GRUPLARINA VE KULÜPLERİNE UZAKLIKLAR
galaksi veya grup	Görünen mesafe modülü (m-M )	Mesafe, milyon. yıllar
Büyük Macellan Bulutu
Küçük Macellan Bulutu
Andromeda Grubu (M 31)
Heykeltıraş Grubu
B Grubu. Medveditsa (M 81)
Başak'ta Küme
Fırında Birikim

parlaklık. Bir galaksinin yüzey parlaklığının ölçülmesi, birim alandaki yıldızlarının toplam parlaklığını verir. Merkezden uzaklaştıkça yüzey parlaklığındaki değişim galaksinin yapısını karakterize eder. En düzenli ve simetrik olan eliptik sistemler diğerlerine göre daha detaylı incelenmiş; genel olarak, tek bir parlaklık yasası ile tanımlanırlar (Şekil 5, a):

Pirinç. 5. GALAKSİLERİN PARLAKLIK DAĞILIMI. a– eliptik gökadalar (gösterilen, indirgenmiş yarıçapın dördüncü köküne bağlı olarak yüzey parlaklığının logaritmasıdır ( r/r e) 1/4 , nerede r merkezden uzaklık ve r e, galaksinin toplam parlaklığının yarısını içeren etkin yarıçaptır); b– merceksi gökada NGC 1553; içinde- üç normal sarmal gökada (çizgilerin her birinin dış kısmı düzdür, bu da parlaklığın mesafeye üstel bağımlılığını gösterir).

Mercek sistemleri hakkındaki veriler o kadar eksiksiz değil. Parlaklık profilleri (Şekil 5, b) eliptik gökadaların profillerinden farklıdır ve üç ana bölgeye sahiptir: çekirdek, mercek ve zarf. Bu sistemler, eliptik ve spiral sistemler arasında orta düzeyde görünmektedir.

Spiraller çok çeşitlidir, yapıları karmaşıktır ve parlaklıklarının dağılımı için tek bir yasa yoktur. Bununla birlikte, çekirdekten uzaktaki basit spirallerde, diskin yüzey parlaklığının çevreye doğru katlanarak azaldığı görülmektedir. Ölçümler, sarmal kolların parlaklığının, galaksilerin fotoğraflarına bakıldığında göründüğü kadar yüksek olmadığını gösteriyor. Kollar, mavi ışınlarda diskin parlaklığına %20'den fazla ve kırmızı ışınlarda çok daha az katkıda bulunur. Çıkıntıdan gelen parlaklığa katkı, Sa ile SD(Şek. 5, içinde).

Galaksinin görünen büyüklüğünü ölçerek m ve uzaklık modülünün belirlenmesi ( m-M), mutlak değeri hesaplayın M. Kuasarlar hariç en parlak galaksiler, M -22, yani parlaklıkları Güneş'inkinden neredeyse 100 milyar kat daha fazladır. Ve en küçük galaksiler M-10, yani parlaklık yakl. 10 6 güneş. Galaksi sayısının dağılımı M"Parlaklık işlevi" olarak adlandırılan , evrenin galaktik popülasyonunun önemli bir özelliğidir, ancak bunu doğru bir şekilde belirlemek kolay değildir.

Belirli bir sınırlayıcı görünür büyüklüğe kadar seçilen gökadalar için, her türün parlaklık işlevi, Eönceki sc mavi ışınlarda ortalama mutlak değere sahip neredeyse Gauss (çan şeklinde) M m= -18,5 ve dağılım  0,8 (Şekil 6). Ancak geç tip galaksiler SDönceki Ben ve eliptik cüceler daha zayıftır.

Belirli bir uzay hacmindeki tam bir gökada örneği için, örneğin bir kümede, parlaklık işlevi azalan parlaklıkla birlikte dik bir şekilde büyür, yani. Cüce gökadaların sayısı, devlerin sayısından kat kat fazladır.

Pirinç. 6. GALAXY PARLAKLIK FONKSİYONU. a– numune, bazı sınırlayıcı görünür değerlerden daha parlaktır; b belirli bir büyük miktarda uzayda tam bir örnektir. Cüce sistemlerin büyük çoğunluğuna dikkat edin. M B< -16.

Boyut. Galaksilerin yıldız yoğunluğu ve parlaklığı yavaş yavaş dışa doğru düştüğü için, büyüklükleri sorunu aslında teleskopun yeteneklerine, galaksinin dış bölgelerinin zayıf parıltısını gecenin parıltısının arka planına karşı ayırt etme yeteneğine bağlıdır. gökyüzü. Modern teknoloji, gökyüzünün parlaklığının %1'inden daha az parlaklığa sahip galaksilerin bölgelerini kaydetmeyi mümkün kılar; bu, galaksilerin çekirdeklerinin parlaklığından yaklaşık bir milyon kat daha düşüktür. Bu izofota (eşit parlaklıktaki çizgiler) göre, gökadaların çapları cüce sistemlerde birkaç bin ışıkyılı ile dev sistemlerde yüzbinlerce ışıkyılı arasında değişir. Kural olarak, galaksilerin çapları, mutlak parlaklıklarıyla iyi bir korelasyon gösterir.

Spektral sınıf ve renk. Galaksinin ilk spektrogramı - 1899'da J. Scheiner (1858–1913) tarafından Potsdam Gözlemevinde elde edilen Andromeda Bulutsusu, absorpsiyon çizgileriyle Güneş'in spektrumunu andırıyor. Galaksilerin tayflarının toplu incelemesi, düşük dağılımlı (200-400 /mm) "hızlı" tayfölçerlerin yaratılmasıyla başladı; Daha sonra, elektronik görüntü yoğunlaştırıcıların kullanımı, dağılımı 20–100/mm'ye çıkarmayı mümkün kıldı. Morgan'ın Yerkes Gözlemevi'ndeki gözlemleri, gökadaların karmaşık yıldız bileşimine rağmen, tayflarının genellikle gökadalardan belirli bir sınıfın yıldızlarının tayfına yakın olduğunu gösterdi. Aönceki K ve tayf ile galaksinin morfolojik tipi arasında gözle görülür bir ilişki vardır. Kural olarak, sınıf spektrumu A düzensiz galaksiler var Ben ve spiraller sm ve SD. sınıf spektrumları A-F spirallerde SD ve sc. Şuradan transfer: sc ile Sb spektrumda bir değişiklik ile birlikte F ile F-G ve spiraller Sb ve Sa, merceksi ve eliptik sistemlerin spektrumları vardır G ve K. Doğru, daha sonra spektral tipteki galaksilerin radyasyonunun A aslında tayf türünden dev yıldızlardan gelen ışığın bir karışımından oluşur B ve K.

Birçok gökada, soğurma çizgilerine ek olarak, Samanyolu'nun salma bulutsuları gibi salma çizgileri de gösterir. Genellikle bunlar Balmer serisinin hidrojen hatlarıdır, örneğin H  üzerinde  6563, üzerinde iyonize nitrojen (N II) çiftleri  6548 ve 6583 ve kükürt (S II) üzerinde  6717 ve 6731, iyonize oksijen (O II)  3726 ve 3729 ve üzerinde çift iyonize oksijen (O III)  4959 ve 5007. Emisyon çizgilerinin yoğunluğu genellikle galaksilerin disklerindeki gaz ve üstdev yıldızların miktarı ile ilişkilidir: bu çizgiler eliptik ve merceksi galaksilerde yoktur veya çok zayıftır, ancak spiral ve düzensiz olanlarda artar - Sa ile Ben. Ek olarak, hidrojenden (N, O, S) daha ağır elementlerin emisyon çizgilerinin yoğunluğu ve muhtemelen bu elementlerin göreceli bolluğu, disk gökadaların çekirdeğinden çevresine doğru azalır. Bazı galaksilerin çekirdeklerinde alışılmadık derecede güçlü emisyon çizgileri bulunur. 1943'te K. Seifert, çekirdeklerinde yüksek aktivitelerini gösteren çok geniş hidrojen çizgileri olan özel bir gökada türü keşfetti. Bu çekirdeklerin parlaklıkları ve spektrumları zamanla değişir. Genel olarak Seyfert gökadalarının çekirdekleri, o kadar güçlü olmasa da kuasarlara benzer.

Galaksilerin morfolojik dizisi boyunca, renk değişimlerinin integral indeksi ( B-V), yani mavi bir galaksinin büyüklüğü arasındaki fark B ve sarı Vışınlar. Ana gökada türlerinin ortalama renk indeksi aşağıdaki gibidir:

Bu ölçekte 0.0 beyaz, 0.5 sarımsı ve 1.0 kırmızımsıdır.

Ayrıntılı fotometri ile, genellikle galaksinin renginin çekirdekten kenara değiştiği, bu da yıldız bileşiminde bir değişiklik olduğunu gösterir. Çoğu gökada, dış bölgelerde çekirdekten daha mavidir; bu, diskleri birçok genç mavi yıldız içerdiğinden, spirallerde eliptiklere göre çok daha belirgindir. Genellikle çekirdeği olmayan düzensiz gökadalar, genellikle merkezde kenarlarından daha mavidir.

Dönme ve kütle. Galaksinin merkezden geçen bir eksen etrafında dönmesi, tayfındaki çizgilerin dalga boyunda bir değişikliğe yol açar: galaksinin bize yaklaşan bölgelerinden gelen çizgiler tayfın mor kısmına kaydırılır ve uzaklaşan bölgeden bölgeler kırmızıya kaydırılır (Şekil 7). Doppler formülüne göre, çizginin dalga boyundaki nispi değişim 'dir.  / = V r /c, nerede cışık hızıdır ve V r radyal hızdır, yani. görüş hattı boyunca kaynak hız bileşeni. Yıldızların galaksi merkezleri etrafındaki dönüş periyotları yüz milyonlarca yıldır ve yörünge hareketlerinin hızları 300 km/s'ye ulaşıyor. Genellikle disk dönüş hızı maksimum değerine ulaşır ( V M) merkezden biraz uzakta ( r M) ve sonra azalır (Şekil 8). bizim galaksimiz V M= 230 km/s mesafede r M= 40 bin St. merkezden yıllar:

Pirinç. 7. GALAKSİ'NİN SPEKRAL HATLARI, eksen etrafında dönen N, spektrograf yarığı eksen boyunca yönlendirildiğinde ab. Galaksinin uzaklaşan kenarından bir çizgi ( b) kırmızı tarafa (R) ve yaklaşan kenardan ( a) ultraviyole (UV).

Pirinç. 8. GALAXY DÖNME EĞRİSİ. Dönme hızı V r maksimum değerine ulaşır V uzaktaki M R M galaksinin merkezinden sonra yavaş yavaş azalır.

Galaksilerin tayfındaki absorpsiyon çizgileri ve emisyon çizgileri aynı şekle sahiptir, bu nedenle diskteki yıldızlar ve gazlar aynı hızda aynı yönde dönerler. Diskteki karanlık toz şeritlerinin konumu ile galaksinin hangi kenarının bize daha yakın olduğunu anlamak mümkün olduğunda, sarmal kolların bükülme yönünü öğrenebiliriz: incelenen tüm galaksilerde geride kalıyorlar. , yani merkezden uzaklaşan kol, dönüş yönünün tersi yönde bükülür.

Dönme eğrisinin analizi, galaksinin kütlesini belirlemeyi mümkün kılar. En basit durumda, yerçekimi kuvvetini merkezkaç kuvvetine eşitleyerek, yıldızın yörüngesindeki galaksinin kütlesini elde ederiz: M = karavan r 2 /G, nerede G yerçekimi sabitidir. Çevresel yıldızların hareketinin analizi, toplam kütleyi tahmin etmeyi mümkün kılar. Galaksimizin kütlesi yakl. 210 11 güneş kütlesi, Andromeda Bulutsusu için 410 11, Büyük Macellan Bulutu için - 1510 9 . Disk galaksilerin kütleleri, parlaklıklarıyla yaklaşık olarak orantılıdır ( L), yani oran M/L hemen hemen aynıdırlar ve mavi ışınlardaki parlaklık eşittir M/L Güneş'in kütle ve parlaklık birimi cinsinden 5'i.

Küresel bir galaksinin kütlesi, disk dönüş hızı yerine galaksideki yıldızların kaotik hareketinin hızı alınarak aynı şekilde tahmin edilebilir (  v), spektral çizgilerin genişliği ile ölçülür ve hız dağılımı olarak adlandırılır: M  R v 2 /G, nerede R galaksi yarıçapıdır (virial teorem). Yıldızların eliptik galaksilerdeki hız dağılımı genellikle 50 ila 300 km/s arasındadır ve kütleler cüce sistemlerde 109 güneş kütlesinden dev sistemlerde 10 12'ye kadardır.

radyo emisyonu Samanyolu, 1931'de K. Jansky tarafından keşfedildi. Samanyolu'nun ilk radyo haritası 1945'te G. Reber tarafından alındı. Bu radyasyon çok çeşitli dalga boylarında gelir.  veya frekanslar  = c/ , birkaç megahertzden (   100 m) onlarca gigahertz'e kadar (   1 cm) ve "sürekli" olarak adlandırılır. Bunlardan en önemlisi, zayıf bir yıldızlararası manyetik alanda neredeyse ışık hızında hareket eden yıldızlararası elektronların senkrotron radyasyonu olan birkaç fiziksel süreç sorumludur. 1950 yılında, R. Brown ve C. Hazard (Jodrell Bank, İngiltere) tarafından Andromeda Bulutsusu'ndan ve daha sonra diğer birçok gökadadan 1,9 m dalga boyunda sürekli radyasyon keşfedildi. Bizimki veya M 31 gibi normal galaksiler zayıf radyo dalgaları kaynaklarıdır. Radyo menzilinde optik güçlerinin neredeyse milyonda birini yayarlar. Ancak bazı olağandışı galaksilerde bu radyasyon çok daha güçlüdür. En yakın "radyo galaksileri" Başak A (M 87), Centaur A (NGC 5128) ve Kahraman A (NGC 1275), optik olanın 10–4 10–3'ü kadar bir radyo parlaklığına sahiptir. Ve Cygnus A radyo galaksisi gibi nadir nesneler için bu oran birliğe yakındır. Bu güçlü radyo kaynağının keşfinden sadece birkaç yıl sonra, onunla ilişkili sönük bir galaksi bulmak mümkün oldu. Muhtemelen uzak galaksilerle ilişkili birçok zayıf radyo kaynağı, henüz optik nesnelerle tanımlanmadı.

Gözlerini yıldızlara sabitleyen insanlık, uzun zamandır orada ne olduğunu - uzayın uçurumunda, orada hangi yasaların olduğunu ve akıllı varlıkların olup olmadığını bilmek istedi. 21. yüzyılda yaşıyoruz, uzay uçuşlarının hayatımızın sıradan bir parçası olduğu bir zaman, elbette, insanlar henüz Dünya'daki uçaklarda olduğu gibi uzay gemilerinde uçmuyorlar, ancak her türlü araştırmanın fırlatma ve iniş raporları problar zaten oldukça yaygın. Şimdiye kadar sadece uydumuz olan Ay, insan ayağının ayak bastığı ilk ve tek dünya dışı nesne oldu, bir sonraki adım bir insanın Mars'a inişi olacak. Ancak bu yazımızda “kızıl gezegen”den ve hatta en yakın yıldızdan bile bahsetmeyeceğiz, merak edilen en yakın galaksiye uzaklık nedir sorusuna değineceğiz. Teknik açıdan bakıldığında, bu tür uzun mesafeli uçuşlar şu anda mümkün olmasa da, “yolculuğun” yaklaşık zamanlamasını bilmek hala ilginç.

Bununla ilgili yazımızı okursanız, bir uzay aracını yakındaki bir galaksiye götürmenin hayal bile edilemez bir şey olduğunu anlayacaksınız. Günümüz teknolojileri ile sadece galaksiye değil, yıldıza uçmak çok zor. Bununla birlikte, ne kadar mükemmel olursa olsun, klasik fizik yasalarına (ışık hızını geçemez) ve motorlarda yakıt yakma teknolojilerine güvenirsek, bu imkansız görünüyor. Başlangıç ​​olarak, varsayımsal yolculuğun büyük ölçeğini anlamanız için galaksimiz ile en yakın olan arasındaki mesafeden bahsedelim.

En yakın galaksilere olan uzaklıklar

Sarmal bir yapıya sahip ve yaklaşık 400 milyar yıldız içeren mecazi olarak Samanyolu adı verilen bir galakside yaşıyoruz. Işık bir uçtan diğer uca yaklaşık yüz bin yılda seyahat eder. Bizimkine en yakın olan Andromeda galaksisi de sarmal bir yapıya sahiptir, ancak daha büyük kütleye sahiptir, yaklaşık bir trilyon yıldız içerir. İki galaksi, saniyede 100-150 kilometre hızla yavaş yavaş birbirine yaklaşıyor, dört milyar yıl sonra tek bir bütün halinde "birleşecekler". Bunca yıl sonra insanlar hala Dünya'da yaşıyorsa, yıldızlı gökyüzünde kademeli bir değişiklik dışında herhangi bir dönüşüm fark etmeyeceklerdir, çünkü. yıldızlar arasındaki mesafeler, o zaman çarpışma şansı çok küçük.

En yakın galaksiye olan uzaklık yaklaşık 2,5 milyon ışıkyılı, yani. Andromeda galaksisinden gelen ışığın Samanyolu'nun sınırlarına ulaşması 2,5 milyon yıl sürer.

"Büyük Macellan Bulutu" olarak adlandırılan bir "mini-galaksi" de var, küçük ve giderek azalıyor, Macellan Bulutu galaksimizle çarpışmayacak çünkü. farklı bir yörüngesi var. Bu galaksiye olan mesafe yaklaşık 163 bin ışıkyılı, bize en yakın olanı, ancak boyutu nedeniyle bilim adamları bize en yakın Andromeda galaksisini aramayı tercih ediyor.

Şimdiye kadar yapılmış en hızlı ve en gelişmiş uzay aracıyla Andromeda'ya uçmak 46 milyar yıl alacaktı! 4 milyar yıl sonra “sadece” Samanyolu'na uçana kadar “beklemek” daha kolaydır.

Yüksek hızlı "çıkmaz"

Bu yazıdan anladığınız gibi ışığın bile en yakın galaksiye ulaşması “sorunlu”, galaksiler arası mesafeler çok büyük. İnsanlığın uzayda hareket etmek için "standart" itici motorlardan başka yollar araması gerekiyor. Tabii ki, geliştirmemizin bu aşamasında, bu yönde “kazmamız” gerekiyor, yüksek hızlı motorların geliştirilmesi, güneş sistemimizin genişliklerinde hızla ustalaşmamıza yardımcı olacak, bir kişi sadece ayak basabilecek değil. Mars, aynı zamanda diğer gezegenlerde, örneğin Titan, uzun zamandır bilim adamlarının ilgisini çeken Satürn'ün bir uydusudur.

Belki de geliştirilmiş bir uzay aracında insanlar bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri'ye bile uçabilecekler ve insanlık ışık hızına ulaşmayı öğrenirse o zaman yakın yıldızlara bin yıl değil, yıllarca uçmak mümkün olacak. . Galaksiler arası uçuşlardan bahsedersek, uzayda hareket etmenin tamamen farklı yollarını aramamız gerekir.

Büyük mesafelerin üstesinden gelmenin olası yolları

Bilim adamları uzun zamandır "" doğasını anlamaya çalışıyorlar - ışık bile derinliklerinden kaçamayacak kadar güçlü yerçekimine sahip büyük nesneler, bilim adamları bu tür "deliklerin" süper yerçekiminin uzayın "tuvalini" ve açık yolları kırabileceğini öne sürüyorlar. diğer bazı noktalara evrenimiz. Bu doğru olsa bile, kara deliklerden geçmenin birkaç dezavantajı vardır, bunlardan en önemlisi “planlanmamış” yolculuktur, yani. uzay gemisindeki insanlar Evrende gitmek istedikleri bir noktayı seçemeyecekler, deliğin “istediği” yere uçacaklar.

Ayrıca böyle bir yolculuk tek yönlü olabilir çünkü. delik çökebilir veya özelliklerini değiştirebilir. Ek olarak, güçlü yerçekimi sadece uzayı değil, zamanı da etkileyebilir, yani. astronotlar geleceğe uçar gibi uçacaklar, onlar için zaman her zamanki gibi akacak, ancak geri dönmeden önce Dünya'da yıllar hatta yüzyıllar geçebilir (bu paradoks son “Yıldızlararası” filminde iyi gösterilmiştir).

Kuantum mekaniğine dahil olan bilim adamları şaşırtıcı bir gerçeği keşfettiler, ışık hızının Evrendeki hareket sınırı olmadığı ortaya çıktı, mikro düzeyde, uzayda bir noktada bir an için görünen parçacıklar var ve sonra kaybolur ve bir başkasında görünür, onlar için mesafenin değeri yoktur.

“Sicim teorisi”, dünyamızın çok boyutlu bir yapıya (11 boyut) sahip olduğunu, belki de bu ilkeleri anladıktan sonra herhangi bir mesafeye gitmeyi öğreneceğimizi söylüyor. Uzay aracının herhangi bir yere uçmasına ve hızlanmasına bile gerek kalmayacak, hareketsiz duracak, bir tür yerçekimi jeneratörü yardımıyla uzayı katlayabilecek ve böylece herhangi bir noktaya ulaşabilecek.

Bilimsel ilerlemenin gücü

Bilim dünyası mikro dünyaya daha fazla dikkat etmelidir, çünkü belki de burada Evrenin etrafındaki hızlı hareket sorularının cevapları, bu alanda devrim niteliğinde keşifler olmadan, insanlık büyük kozmik mesafelerin üstesinden gelemez. Neyse ki, bu çalışmalar için güçlü bir parçacık hızlandırıcı inşa edildi - bilim adamlarının temel parçacıkların dünyasını anlamalarına yardımcı olacak Büyük Hadron Çarpıştırıcısı.

En yakın galaksiye olan mesafe hakkında ayrıntılı olarak konuştuğumuz bu makalede, er ya da geç bir insanın hala milyonlarca ışıkyılı mesafeyi aşmayı öğreneceğinden, belki de o zaman “kardeşlerimizle” buluşacağımızdan eminiz. Bu satırların yazarı bunun daha erken olacağını düşünmesine rağmen. Buluşmanın anlamı ve sonuçları hakkında ayrı bir inceleme yazabilirsiniz, dedikleri gibi bu “başka bir hikaye”.

Bilim

Bilim adamları ilk kez tam mesafeyi ölçebildiler en yakın galaksimize. Bu cüce galaksi olarak bilinir Büyük Macellan Bulutu. Bizden uzak bir yerde bulunur 163 bin ışık yılı veya tam olarak 49.97 kiloparsek.

Galaksi Büyük Macellan Bulutu, galaksimizi atlayarak uzayda yavaşça yüzer Samanyolu etrafında gibi Ay dünyanın etrafında döner.

Galaksinin bölgesindeki devasa gaz bulutları yavaş yavaş dağılıyor ve bu da gaz oluşumuna neden oluyor. yeni yıldızlarışıklarıyla yıldızlararası alanı aydınlatan, parlak renkli uzay manzaraları yaratan. Bu manzaralar bir uzay teleskopu tarafından fotoğraflandı Hubble.

Küçük galaksi Büyük Macellan Bulutu şunları içerir: tarantula bulutsusu- mahallemizdeki uzaydaki en parlak yıldız beşiği - yeni yıldızların oluşum belirtileri.

Bilim adamları, ender, yakın yıldız çiftlerini gözlemleyerek hesaplamaları yapabildiler. örten ikili yıldızlar. Bu yıldız çiftleri yerçekimsel olarak birbirine bağlı ve Dünya'dan bir gözlemcinin gördüğü gibi yıldızlardan biri diğerini gölgede bıraktığında, sistemin genel parlaklığı azalır.

Yıldızların parlaklıklarını karşılaştırırsanız, onlara olan tam mesafeyi bu şekilde inanılmaz bir doğrulukla hesaplayabilirsiniz.

Uzay nesnelerine tam mesafeyi belirlemek, Evrenimizin boyutunu ve yaşını anlamak için çok önemlidir. Soru açık kalırken: evrenimiz ne kadar büyük Henüz hiçbir bilim adamı kesin olarak söyleyemez.

Gökbilimciler, uzaydaki mesafeleri belirlemede böyle bir doğruluk elde etmeyi başardıktan sonra, daha uzaktaki nesnelerle başa çıkabilecek ve sonunda evrenin boyutunu hesaplayabileceksiniz.

Ayrıca, yeni özellikler, Evrenimizin genişleme oranını daha doğru bir şekilde belirlememize ve daha doğru bir şekilde hesaplamamıza olanak sağlayacaktır. Hubble sabiti. Bu oranın adı Edwin P. Hubble, 1929'da bir Amerikan astronomu olduğunu kanıtladı. Evren, varlığının başlangıcından beri sürekli genişlemektedir..

galaksiler arasındaki mesafe

Büyük Macellan Bulutu bize en yakın gökadadır. cüce galaksi, ama büyük bir galaksi - komşumuz kabul ediliyor Andromeda sarmal gökada yaklaşık bir uzaklıkta bulunan 2.52 milyon ışıkyılı.

Galaksimiz ile Andromeda galaksisi arasındaki mesafe giderek azalıyor. Yaklaşık bir hızla birbirlerine yaklaşıyorlar. saniyede 100-140 kilometre, çok yakında buluşacak olsalar da, daha doğrusu 3-4 milyar yıl.

Belki de birkaç milyar yıl içinde dünyasal bir gözlemciye gece göğü böyle görünecek.

Galaksiler arasındaki uzaklıklar bu şekilde çok farklı olabilir sürekli dinamikler içinde oldukları için zamanın farklı aşamalarında.

evrenin ölçeği

Görünür evren var inanılmaz çap, ki bu milyarlarca ve belki de on milyarlarca ışıkyılı. Teleskoplarla görebildiğimiz nesnelerin çoğu artık orada değiller veya ışık önlerinde inanılmaz uzun bir süre boyunca hareket ettiği için tamamen farklı görünüyorlar.

Önerilen çizimler dizisi, en azından genel anlamda hayal etmenize yardımcı olacaktır. evrenimizin ölçeği.

En büyük nesnelerine sahip güneş sistemi (gezegenler ve cüce gezegenler)

Güneş (ortada) ve en yakın yıldızlar

Güneş sistemine en yakın yıldız sistemleri grubunu gösteren Samanyolu galaksisi

Yenileri keşfedildikçe sayıları sürekli artan, 50'den fazla gökada da dahil olmak üzere yakındaki bir gökada grubu.

Yerel gökada üstkümesi (Başak Üstkümesi). Boyut - yaklaşık 200 milyon ışıkyılı

Gökada üstkümeleri grubu

Görünür Evren