✖


Jump to content

Галактика

Edit links
Страница полузащищенная
(Перенаправлено из вселенной Island )
Эта статья об астрономической структуре. Чтобы узнать о галактике Земли, см. Млечный Путь . Чтобы узнать о других значениях, см. Галактика (значения) .

NGC 4414 , типичная спиральная галактика в созвездии Волос Вероники , имеет диаметр около 55 000 световых лет и находится на расстоянии примерно 60 миллионов световых лет от Земли.

Галактика – это система звезд , остатков звезд , межзвездного газа , пыли и темной материи, связанных между собой гравитацией . [1] [2] Это слово происходит от греческого слова «галаксия» ( γαλαξίας ), буквально «млечный», отсылка к галактике Млечный Путь , в которой находится Солнечная система . Галактики, насчитывающие в среднем около 100 миллионов звезд, [3] по размеру варьируются от карликов с менее чем тысячей звезд, [4] до крупнейших известных галактик – сверхгигантов со ста триллионами своей галактики звезд, каждая из которых вращается вокруг центра масс . Большая часть массы типичной галактики находится в форме темной материи , и лишь несколько процентов этой массы видимы в виде звезд и туманностей. Сверхмассивные черные дыры — обычное явление в центрах галактик.

галактики подразделяются В зависимости от визуальной морфологии на эллиптические , [5] спиральная или неправильная . [6] Млечный Путь является примером спиральной галактики. По оценкам, существует около 200 миллиардов [7] ( 2 × 10 11 ) до 2 триллионов [8] галактики в наблюдаемой Вселенной . Большинство галактик имеют от 1 000 до 100 000 парсеков диаметр (приблизительно от 3 000 до 300 000 световых лет ) и разделены расстояниями порядка миллионов парсеков (или мегапарсеков). Для сравнения, Млечный Путь имеет диаметр не менее 26 800 парсеков (87 400 световых лет). [9] [а] и отделен от Галактики Андромеды , своего ближайшего крупного соседа, чуть более чем на 750 000 парсеков (2,5 миллиона световых лет). [12]

Пространство между галактиками заполнено разреженным газом ( межгалактическая среда ) со средней плотностью менее одного атома на кубический метр. Большинство галактик гравитационно организованы в группы , скопления и сверхскопления . Млечный Путь входит в Местную группу , в которой он доминирует наряду с Галактикой Андромеды . Группа входит в сверхскопление Девы . В самом большом масштабе эти ассоциации обычно располагаются в виде листов и нитей, окруженных огромными пустотами . [13] И Местная группа, и Сверхскопление Девы содержатся в гораздо более крупной космической структуре под названием Ланиакея . [14]

Этимология

Слово «галактика» было заимствовано на французском языке и средневековой латыни из греческого термина, обозначающего Млечный Путь, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ). [15] [16] «молочный (круг)», названный в честь молочной полосы света на небе. В греческой мифологии Зевс помещает своего сына, рожденного от смертной женщины, младенца Геракла , на грудь Геры , пока она спит, чтобы ребенок выпил ее божественное молоко и, таким образом, стал бессмертным. Гера просыпается во время кормления грудью, а затем понимает, что кормит грудью неизвестного ребенка: она отталкивает ребенка, часть ее молока проливается, и возникает полоса света, известная как Млечный Путь. [17] [18]

В астрономической литературе слово «Галактика» с заглавной буквы часто используется для обозначения галактики Млечный Путь , чтобы отличить ее от других галактик в наблюдаемой Вселенной . Английский термин «Млечный Путь» восходит к рассказу Джеффри Чосера ок. 1380 :

Смотри, вот, Галактика
Какие люди прославляют Млечный Вей ,
Потому что попадание - вот почему.

- Джеффри Чосер, Дом славы [16]

Галактики первоначально были открыты телескопом и были известны как спиральные туманности . Большинство астрономов 18-19 веков считали их либо неразрешенными звездными скоплениями , либо анагалактическими туманностями и просто считали частью Млечного Пути, но их истинный состав и природа оставались загадкой. Наблюдения с использованием более крупных телескопов нескольких близлежащих ярких галактик, таких как Галактика Андромеды , начали разрешать их в огромные скопления звезд, но, основываясь просто на кажущейся тусклости и явном населении звезд, истинные расстояния до этих объектов помещали их далеко за пределы Млечного галактики. Способ. По этой причине их в народе называли островными вселенными , но этот термин быстро вышел из употребления, поскольку слово « вселенная» подразумевало целостность существования. Вместо этого они стали известны просто как галактики. [19]

Номенклатура

Скопление галактик SDSS J1152+3313 . SDSS означает Слоановский цифровой обзор неба , J — юлианскую эпоху , а 1152+3313 — прямое восхождение и склонение соответственно.

Миллионы галактик занесены в каталог, но лишь немногие имеют устоявшиеся названия, такие как Галактика Андромеды , Магеллановы Облака , Галактика Водоворот и Галактика Сомбреро . Астрономы работают с числами из определенных каталогов, таких как каталог Мессье , NGC ( Новый общий каталог ), IC ( Индексный каталог ), CGCG ( Каталог галактик и скоплений галактик ), MCG ( Морфологический каталог галактик ). , UGC ( Общий каталог галактик Упсалы) и PGC ( Каталог основных галактик , также известный как LEDA). Все известные галактики фигурируют в одном или нескольких из этих каталогов, но каждый раз под другим номером. Например, Мессье 109 (или «М109») — спиральная галактика, имеющая номер 109 в каталоге Мессье. Он также имеет обозначения NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269–023, MCG +09-20-044 и PGC 37617 (или LEDA 37617) и другие. [20] Миллионы более тусклых галактик известны по их идентификаторам в обзорах неба, таких как Sloan Digital Sky Survey . [21]

История наблюдений

Млечный Путь

Основная статья: Млечный Путь

Греческий философ Демокрит (450–370 гг. до н. э.) предположил, что яркая полоса на ночном небе, известная как Млечный Путь, может состоять из далеких звезд. [22] Аристотель (384–322 до н. э.), однако, считал, что Млечный Путь был вызван «возгоранием огненного испарения некоторых звезд, которые были большими, многочисленными и близко расположенными друг к другу» и что «возгорание происходит в верхней части атмосферы» . , в области Мира, которая непрерывна с небесными движениями ». [23] неоплатоник Философ- Олимпиодор Младший ( ок. 495–570 гг. н. э.) критически относился к этой точке зрения, утверждая, что, если бы Млечный Путь был подлунным (расположенным между Землей и Луной), он должен был бы выглядеть по-разному в разное время и в разных местах на Земле, и что это должен был иметь параллакс , которого не было. По его мнению, Млечный Путь был небесным. [24]

По словам Мохани Мохамеда, арабский астроном Ибн аль-Хайсам (965–1037) предпринял первую попытку наблюдения и измерения параллакса Млечного Пути. [25] и таким образом он «определил, что, поскольку Млечный Путь не имеет параллакса, он должен быть удален от Земли и не принадлежат атмосфере». [26] Персидский астроном аль-Бируни (973–1048) предположил, что галактика Млечный Путь представляет собой «набор бесчисленных фрагментов природы туманных звезд». [27] Андалузский астроном Авемпейс ( ум. 1138) предположил, что она состояла из множества звезд, почти соприкасающихся друг с другом, и представляла собой сплошное изображение из-за эффекта преломления от подлунного вещества. [23] [28] ссылаясь на свое наблюдение соединения Юпитера и Марса как на свидетельство того, что это происходило, когда два объекта находились рядом. [23] В 14 веке уроженец Сирии Ибн Кайим аль-Джавзия предположил, что галактика Млечный Путь представляет собой «множество крошечных звезд, упакованных вместе в сфере неподвижных звезд». [29]

Фактическое доказательство того, что Млечный Путь состоит из множества звезд, появилось в 1610 году, когда итальянский астроном Галилео Галилей изучил его с помощью телескопа и обнаружил, что он состоит из огромного количества слабых звезд. [30] [31] В 1750 году английский астроном Томас Райт в своей книге «Оригинальная теория или новая гипотеза Вселенной » правильно предположил, что это может быть вращающееся тело из огромного количества звезд, удерживаемое вместе гравитационными силами, подобное Солнечной системе , но на гораздо большей скорости. в большем масштабе, и образовавшийся звездный диск можно было увидеть как полосу на небе, если смотреть изнутри него. [б] [33] [34] В своем трактате 1755 года Иммануил Кант развил идею Райта о строении Млечного Пути. [35]

Форма Млечного Пути, оцененная Уильямом Гершелем на основе подсчета звезд в 1785 году; Предполагалось, что Солнечная система находится недалеко от центра.

Первый проект по описанию формы Млечного Пути и положения Солнца был предпринят Уильямом Гершелем в 1785 году путем подсчета количества звезд в различных областях неба. Он создал диаграмму формы галактики с Солнечной системой, близкой к центру . [36] [37] Используя усовершенствованный подход, Каптейн в 1920 г. пришел к изображению небольшой (диаметром около 15 килопарсек) эллипсоидной галактики с Солнцем, близким к центру. Другой метод Харлоу Шепли, основанный на каталогизации шаровых скоплений , привел к радикально иной картине: плоский диск диаметром около 70 килопарсек и Солнце далеко от центра. [34] Оба анализа не смогли принять во внимание поглощение света , межзвездной пылью присутствующей в галактической плоскости ; но после того, как Роберт Джулиус Трамплер количественно оценил этот эффект в 1930 году, изучая рассеянные скопления , появилась нынешняя картина галактики Млечный Путь. [38]

Отличие от других туманностей

Несколько галактик за пределами Млечного Пути можно увидеть в темную ночь невооруженным глазом , в том числе Галактику Андромеды , Большое Магелланово Облако , Малое Магелланово Облако и Галактику Треугольника . В 10 веке персидский астроном Абд ар-Рахман ас-Суфи сделал самую раннюю зарегистрированную идентификацию Галактики Андромеды, назвав ее «маленьким облаком». [39] В 964 году он, вероятно, упомянул Большое Магелланово Облако в своей «Книге неподвижных звезд» , имея в виду «Аль-Бакра южных арабов», [40] так как при склонении около 70° на юг не было видно, где он жил. Европейцам он был малоизвестен до путешествия Магеллана в 16 веке. [41] [40] Галактика Андромеды была позже независимо отмечена Симоном Мариусом в 1612 году. [39]

В 1734 году философ Эмануэль Сведенборг в своей книге «Начала» предположил, что за пределами Вселенной могут существовать другие галактики, которые сформировались в галактические скопления, представляющие собой крохотные части Вселенной, простирающиеся далеко за пределы того, что можно увидеть. Эти взгляды «удивительно близки современным взглядам на космос». [42] В 1745 году Пьер Луи Мопертюи предположил, что некоторые похожие на туманности объекты представляют собой скопления звезд с уникальными свойствами, включая свечение, превосходящее свет, который звезды производят сами по себе, и повторил точку зрения Иоганна Гевелия о том, что яркие пятна были массивными и сплющенными из-за к их вращению. [35] В 1750 году Томас Райт правильно предположил, что Млечный Путь представляет собой сплющенный диск звезд и что некоторые туманности, видимые в ночном небе, могут быть отдельными Млечными Путями. [34] [43]

Фотография «Большой туманности Андромеды», сделанная Исааком Робертсом в 1899 году, позже идентифицированная как Галактика Андромеды.

К концу XVIII века Шарль Мессье составил каталог , содержащий 109 ярчайших небесных объектов, имеющих туманный вид. Впоследствии Уильям Гершель составил каталог из 5000 туманностей. [34] В 1845 году лорд Росс исследовал туманности, каталогизированные Гершелем, и наблюдал спиральную структуру объекта Мессье M51 , известного теперь как Галактика Водоворот. [44] [45]

В 1912 году Весто М. Слайфер провел спектрографические исследования ярчайших спиральных туманностей, чтобы определить их состав. Слайфер обнаружил, что спиральные туманности имеют высокие доплеровские смещения , что указывает на то, что они движутся со скоростью, превышающей скорость измеренных им звезд. Он обнаружил, что большинство этих туманностей удаляются от нас. [46] [47]

В 1917 году Хебер Дуст Кертис наблюдал новую S Андромеды в «Большой туманности Андромеды », как тогда была известна Галактика Андромеды, объект Мессье M31 . Просматривая фотографические записи, он обнаружил еще 11 новых . Кертис заметил, что эти новые звезды были в среднем на 10 звездных величин тусклее, чем те, которые произошли в этой галактике. В результате он смог получить оценку расстояния в 150 000 парсеков . Он стал сторонником так называемой гипотезы «островных вселенных», согласно которой спиральные туманности на самом деле являются независимыми галактиками. [48]

состоялся В 1920 году между Харлоу Шепли и Хибером Кертисом Великий спор о природе Млечного Пути, спиральных туманностей и размерах Вселенной. В подтверждение своего утверждения о том, что Большая Туманность Андромеды является внешней галактикой, Кертис отметил появление темных полос, напоминающих пылевые облака в Млечном Пути, а также значительный доплеровский сдвиг. [49]

В 1922 году эстонский астроном Эрнст Эпик дал определение расстояния, которое подтвердило теорию о том, что туманность Андромеды действительно является далеким внегалактическим объектом. [50] Используя новый 100-дюймовый телескоп на горе Вильсон , Эдвин Хаббл смог рассмотреть внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звезд и определить некоторые переменные цефеид , что позволило ему оценить расстояние до туманностей: они были слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. [51] В 1926 году Хаббл разработал классификацию морфологии галактик , которая используется по сей день. [52] [53]

Многоволновое наблюдение

Смотрите также: Наблюдательная астрономия
На этом ультрафиолетовом изображении Андромеды показаны голубые области, содержащие молодые массивные звезды.

Достижения в астрономии всегда были обусловлены технологиями. После столетий успехов в оптической астрономии в последние десятилетия наблюдался значительный прогресс в других областях электромагнитного спектра . [54]

Пыль , присутствующая в межзвездной среде, непрозрачна для визуального света. Он более прозрачен для дальнего инфракрасного диапазона наблюдения внутренних областей гигантских молекулярных облаков и галактических ядер . , который можно использовать для детального [55] Инфракрасный свет также используется для наблюдения за далекими галактиками, смещенными в красную область , которые сформировались гораздо раньше. Водяной пар и углекислый газ используются высотные или космические телескопы поглощают ряд полезных частей инфракрасного спектра, поэтому для инфракрасной астрономии . [56]

Первое невизуальное исследование галактик, особенно активных галактик, было проведено с использованием радиочастот . Атмосфера Земли почти прозрачна для радиосигналов в диапазоне от 5 МГц до 30 ГГц. Ионосфера блокирует сигналы ниже этого диапазона. [57] Большие радиоинтерферометры использовались для картирования активных джетов, испускаемых активными ядрами.

Ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы могут наблюдать высокоэнергетические галактические явления. Ультрафиолетовые вспышки иногда наблюдаются, когда звезда в далекой галактике разрывается на части приливными силами близлежащей черной дыры. [58] Распределение горячего газа в скоплениях галактик можно отобразить с помощью рентгеновских лучей. Существование сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик было подтверждено методами рентгеновской астрономии. [59]

Современные исследования

Кривая вращения спиральной галактики Мессье 33 (желтая и синяя точки с полосами ошибок) и предсказанная по распределению видимого вещества (серая линия). Расхождение между двумя кривыми можно объяснить добавлением гало темной материи, окружающего галактику. [60]

В 1944 году Хендрик ван де Хюльст предсказал, что микроволновое излучение с длиной волны 21 см будет обнаруживаться в межзвездном атомарном водородном газе; [61] и в 1951 г. это наблюдалось. На это излучение не влияет поглощение пыли, поэтому его доплеровский сдвиг можно использовать для картирования движения газа в этой галактике. Эти наблюдения привели к гипотезе о вращающейся стержневой структуре в центре этой галактики. [62] С помощью усовершенствованных радиотелескопов газообразный водород можно было обнаружить и в других галактиках.В 1970-х годах Вера Рубин обнаружила несоответствие между наблюдаемой скоростью вращения галактики и той, которую предсказывают видимые массы звезд и газа. Сегодня считается, что проблема вращения галактики объясняется наличием большого количества невидимой темной материи . [63] [64]

Начиная с 1990-х годов космический телескоп Хаббл давал улучшенные наблюдения. Среди прочего, его данные помогли установить, что недостающая темная материя в этой галактике не может состоять исключительно из слабых и маленьких звезд. [65] , Глубокое поле Хаббла чрезвычайно длительная экспозиция относительно пустой части неба, предоставило доказательства того, что существует около 125 миллиардов ( 1,25 × 10 11 ) галактики в наблюдаемой Вселенной. [66] Усовершенствованная технология обнаружения невидимых для человека спектров (радиотелескопы, инфракрасные камеры и рентгеновские телескопы ) позволяет обнаруживать другие галактики, не обнаруженные Хабблом. В частности, исследования в Зоне избегания (область неба, закрытая Млечным Путем для видимого света) выявили ряд новых галактик. [67]

В исследовании 2016 года, опубликованном в The Astrophysical Journal , под руководством Кристофера Конселиса из Ноттингемского университета , использовались изображения Хаббла за 20 лет , чтобы оценить, что наблюдаемая Вселенная содержит по меньшей мере два триллиона ( 2 × 10 12 ) галактики. [68] [69] Однако более поздние наблюдения с помощью космического зонда «Новые горизонты» за пределами зодиакального света сократили это число примерно до 200 миллиардов ( 2 × 10 11 ). [70] [71]

Виды и морфология

См. также: Галактическая выпуклость , Центральный массивный объект , Активное ядро ​​галактики и морфологическая классификация Галактики.
Типы галактик согласно схеме классификации Хаббла : буква E указывает на тип эллиптической галактики ; S ​ — спираль ; а SB — спиральная галактика с перемычкой.

Галактики делятся на три основных типа: эллиптические, спиральные и неправильные. Несколько более обширное описание типов галактик на основе их внешнего вида даёт последовательность Хаббла . Поскольку последовательность Хаббла полностью основана на визуальном морфологическом типе (форме), она может упускать некоторые важные характеристики галактик, такие как звездообразования скорость в галактиках со звездообразованием и активность в ядрах активных галактик . [6]

Считается, что многие галактики содержат в центре сверхмассивную черную дыру. Сюда входит Млечный Путь, основная область которого называется Галактическим Центром . [72]

Эллиптические тренажеры

Основная статья: Эллиптическая галактика

Система классификации Хаббла классифицирует эллиптические галактики на основе их эллиптичности: от E0, почти сферической, до E7, сильно вытянутой. Эти галактики имеют эллипсоидный профиль, что придает им эллиптический вид независимо от угла обзора. Их внешний вид показывает слабую структуру, и они обычно содержат относительно мало межзвездной материи . Следовательно, эти галактики также имеют низкую долю рассеянных скоплений и пониженную скорость образования новых звезд. Вместо этого в них доминируют, как правило, более старые, более развитые звезды , которые вращаются вокруг общего центра тяжести в случайных направлениях. Звезды содержат небольшое количество тяжелых элементов, поскольку звездообразование прекращается после первоначальной вспышки. В этом смысле они имеют некоторое сходство с гораздо меньшими шаровыми скоплениями . [73]

Галактики типа CD

В скоплении галактик Abell 1413 доминирует эллиптическая галактика cD, обозначенная Abell 1413 BCG. Ее изофотальный диаметр составляет более 800 000 световых лет в поперечнике. Обратите внимание на гравитационное линзирование .

Самыми крупными галактиками являются галактики типа cD .Впервые описан в 1964 году в статье Томаса А. Мэтьюза и других. [74] они являются подтипом более общего класса галактик D, которые представляют собой гигантские эллиптические галактики, за исключением того, что они намного больше. Они широко известны как сверхгигантские эллиптические галактики и представляют собой самые большие и яркие из известных галактик. Эти галактики имеют центральное эллиптическое ядро ​​с обширным слабым гало из звезд, простирающимся до масштабов мегапарсеков. [75] Профиль их поверхностной яркости в зависимости от их радиуса (или расстояния от их ядер) падает медленнее, чем у их меньших собратьев. [76]

Формирование этих CD-галактик остается активной областью исследований, но ведущая модель состоит в том, что они являются результатом слияний меньших галактик в среде плотных скоплений или даже галактик за пределами скоплений со случайной сверхплотностью. [77] Эти процессы являются механизмами, которые приводят к образованию групп ископаемых или скоплений ископаемых, где большой, относительно изолированный, сверхгигантский эллиптический объект находится в середине скопления и окружен обширным облаком рентгеновских лучей как остаток этих галактических столкновений. . Другая старая модель постулирует явление охлаждающего потока , когда нагретые газы в скоплениях по мере охлаждения сжимаются к их центрам, образуя при этом звезды. [78] явление, наблюдаемое в таких скоплениях, как Персей , [79] и совсем недавно в кластере Феникс . [80]

Оболочка галактики

NGC 3923 Галактика с эллиптической оболочкой (фотография Хаббла)

Галактика-оболочка — это тип эллиптической галактики, в которой звезды в ее гало расположены в концентрических оболочках. Около одной десятой эллиптических галактик имеют оболочечную структуру, никогда не наблюдавшуюся в спиральных галактиках. Считается, что эти структуры развиваются, когда более крупная галактика поглощает меньшую галактику-спутницу: по мере сближения центров двух галактик они начинают колебаться вокруг центральной точки, и это колебание создает гравитационную рябь, образующую оболочки звезд, подобную ряби, распространяющейся по вода. Например, галактика NGC 3923 имеет более 20 оболочек. [81]

Спирали

Основные статьи: Спиральная галактика и спиральная галактика с перемычкой.
Галактика Вертушка , NGC 5457.

Спиральные галактики напоминают спиралевидные вертушки . Хотя звезды и другой видимый материал, содержащийся в такой галактике, лежат в основном на плоскости, большая часть массы спиральных галактик находится в примерно сферическом гало темной материи , которое выходит за пределы видимого компонента, как демонстрирует концепция универсальной кривой вращения. [82]

Спиральные галактики состоят из вращающегося диска звезд и межзвездной среды, а также центральной выпуклости, состоящей, как правило, из более старых звезд. От выпуклости наружу простираются относительно яркие рукава. В схеме классификации Хаббла спиральные галактики обозначаются как тип S , за которым следует буква ( a , b или c ), которая указывает на степень герметичности спиральных рукавов и размер центрального балджа. Галактика Sa имеет плотно извитые, плохо выраженные рукава и относительно большую область ядра. С другой стороны, галактика Sc имеет открытые, четко выраженные рукава и небольшую область ядра. [83] Галактику с плохо выраженными рукавами иногда называют рыхлой спиральной галактикой ; в отличие от спиральной галактики грандиозного дизайна , которая имеет заметные и четко выраженные спиральные рукава. [84] Считается, что скорость вращения галактики коррелирует с плоскостностью диска, поскольку некоторые спиральные галактики имеют толстые выпуклости, а другие тонкие и плотные. [85] [86]

NGC 1300 — пример спиральной галактики с перемычкой.

В спиральных галактиках спиральные рукава действительно имеют форму приблизительно логарифмических спиралей , и теоретически можно показать, что такая закономерность возникает в результате нарушения равномерно вращающейся массы звезд. Подобно звездам, спиральные рукава вращаются вокруг центра, но делают это с постоянной угловой скоростью . Спиральные рукава считаются областями материи высокой плотности или « волнами плотности ». [87] Когда звезды движутся через рукав, пространственная скорость каждой звездной системы изменяется под действием гравитационной силы более высокой плотности. (Скорость возвращается к нормальной после того, как звезды отходят на другую сторону рукава.) Этот эффект сродни «волне» замедления, движущейся по шоссе, полному движущихся автомобилей. Рукава видны, потому что высокая плотность способствует звездообразованию, и поэтому они содержат много ярких и молодых звезд. [88]

Объект Хоага , пример кольцевой галактики.

Спиральная галактика с перемычкой

Большинство спиральных галактик, включая галактику Млечный Путь , имеют линейную полосу звезд в форме бруска, которая простирается наружу по обе стороны от ядра, а затем сливается в структуру спиральных рукавов. [89] В схеме классификации Хаббла они обозначаются буквой SB , за которой следует строчная буква ( a , b или c ), обозначающая форму спиральных рукавов (так же, как классифицируются нормальные спиральные галактики). Считается, что бары представляют собой временные структуры, которые могут возникнуть в результате волны плотности, исходящей наружу от ядра, или же из-за приливного взаимодействия с другой галактикой. [90] Многие спиральные галактики с перемычкой активны, возможно, в результате поступления газа в ядро ​​по рукавам. [91]

Наша собственная галактика, Млечный Путь , представляет собой большую спиральную галактику с перемычкой в ​​форме диска. [92] около 30 килопарсек в диаметре и килопарсек толщиной. Он содержит около двухсот миллиардов (2×10 11 ) [93] звезд и имеет общую массу около шестисот миллиардов (6×10 11 ) раз больше массы Солнца. [94]

Суперсветящаяся спираль

Недавно исследователи описали галактики, называемые сверхсветящимися спиралями. Они очень большие, их диаметр составляет 437 000 световых лет (по сравнению с диаметром Млечного Пути 87 400 световых лет). Имея массу 340 миллиардов солнечных масс, они генерируют значительное количество ультрафиолетового и среднего инфракрасного света. Считается, что у них повышенная скорость звездообразования примерно в 30 раз быстрее, чем у Млечного Пути. [95] [96]

Другие морфологии

  • Пекулярные галактики — это галактические образования, которые приобретают необычные свойства из-за приливных взаимодействий с другими галактиками.
  • Чечевицеобразная галактика — промежуточная форма, обладающая свойствами как эллиптических, так и спиральных галактик. Они относятся к типу S0 Хаббла и обладают нечеткими спиральными рукавами с эллиптическим ореолом звезд. [99] ( линзовидные галактики с перемычкой получили классификацию Хаббла SB0).
  • Неправильные галактики — это галактики, которые нельзя легко разделить на эллиптические или спиральные по морфологии.
    • Галактика Irr-I имеет некоторую структуру, но не полностью соответствует схеме классификации Хаббла.
    • Галактики Irr-II не обладают какой-либо структурой, напоминающей классификацию Хаббла, и, возможно, были разрушены. [100] Ближайшие примеры (карликовых) неправильных галактик включают Магеллановы Облака . [101]
  • Темная . или «ультрадиффузная» галактика — это галактика с чрезвычайно низкой светимостью Он может быть того же размера, что и Млечный Путь, но количество видимых звезд в нем составляет лишь один процент от количества звезд Млечного Пути. Было предложено множество механизмов образования галактик этого типа, и вполне возможно, что разные темные галактики образовались разными способами. [102] Одним из возможных объяснений низкой светимости является то, что галактика потеряла свой звездообразующий газ на ранней стадии, что привело к образованию старого звездного населения. [103] [104]

Карлики

Основная статья: Карликовая галактика

Несмотря на известность крупных эллиптических и спиральных галактик, большинство галактик являются карликовыми. [105] Они относительно малы по сравнению с другими галактическими образованиями: их размер составляет около одной сотой размера Млечного Пути и насчитывает всего несколько миллиардов звезд. Голубые компактные карликовые галактики содержат большие скопления молодых, горячих и массивных звезд . Обнаружены сверхкомпактные карликовые галактики диаметром всего 100 парсеков. [106]

Многие карликовые галактики могут вращаться вокруг одной более крупной галактики; У Млечного Пути есть как минимум дюжина таких спутников, из которых, по оценкам, еще предстоит открыть 300–500. [107] Большая часть информации, которую мы имеем о карликовых галактиках, получена из наблюдений за местной группой , содержащей две спиральные галактики, Млечный Путь и Андромеду, а также множество карликовых галактик. Эти карликовые галактики классифицируются как неправильные или карликовые эллиптические / карликовые сфероидальные галактики . [105]

Исследование 27 соседей Млечного Пути показало, что во всех карликовых галактиках центральная масса составляет примерно 10 миллионов солнечных масс , независимо от того, имеет ли она тысячи или миллионы звезд. Это говорит о том, что галактики в основном состоят из темной материи , и что минимальный размер может указывать на форму теплой темной материи, неспособной к гравитационному слиянию в меньшем масштабе. [108]

Варианты

Взаимодействие

Основная статья: Взаимодействующая галактика
Антенные галактики подвергаются столкновению, которое в конечном итоге приведет к их слиянию.

Взаимодействия между галактиками относительно часты и могут играть важную роль в галактической эволюции . Близкие расстояния между галактиками приводят к искажениям из-за приливных взаимодействий и могут вызвать некоторый обмен газом и пылью. [109] [110] Столкновения происходят, когда две галактики проходят прямо друг через друга и имеют достаточный относительный импульс, чтобы не слиться. Звезды взаимодействующих галактик обычно не сталкиваются, но газ и пыль внутри двух форм взаимодействуют, иногда вызывая звездообразование. Столкновение может серьезно исказить форму галактик, образуя перемычки, кольца или хвостообразные структуры. [109] [110]

Крайним проявлением взаимодействия являются слияния галактик, при которых относительные импульсы галактик недостаточны, чтобы позволить им пройти друг через друга. Вместо этого они постепенно сливаются, образуя одну, более крупную галактику. Слияния могут привести к значительным изменениям исходной морфологии галактик. Если одна из галактик намного массивнее другой, результат известен как каннибализм , когда более массивная и большая галактика остается относительно нетронутой, а меньшая разрывается на части. Галактика Млечный Путь в настоящее время находится в процессе поглощения Карликовой эллиптической галактики Стрельца и Карликовой галактики Большого Пса . [109] [110]

Звездообразование

Основная статья: Звездообразная галактика
M82 , галактика со вспышкой звезд, звездообразование в которой в десять раз больше, чем в «нормальной» галактике. [111]

Звезды создаются внутри галактик из запасов холодного газа, образующего гигантские молекулярные облака . Было замечено, что в некоторых галактиках звезды формируются с исключительной скоростью, известной как звездообразование . Если они продолжат это делать, они израсходуют свой запас газа за время, меньшее, чем продолжительность жизни галактики. Следовательно, вспышка звезд обычно длится всего около десяти миллионов лет, относительно короткого периода в истории галактики. Галактики со вспышками звезд были более распространены в ранней истории Вселенной. [112] но по-прежнему вносят примерно 15% в общее количество звезд. [113]

Для галактик звездообразования характерны пылевые концентрации газа и появление вновь образовавшихся звезд, в том числе массивных звезд, которые ионизируют окружающие облака, создавая области H II . [114] Эти звезды производят сверхновых взрывы , создавая расширяющиеся остатки , которые мощно взаимодействуют с окружающим газом. Эти вспышки запускают цепную реакцию звездообразования, которая распространяется по всей газовой области. Только когда доступный газ почти израсходован или рассеян, деятельность прекращается. [112]

Звездообразования часто связаны со слиянием или взаимодействием галактик. Прототипом такого взаимодействия, образующего звездообразование, является M82 , которая пережила близкое столкновение с более крупной M81 . Неправильные галактики часто демонстрируют разнесенные узлы звездообразования. [115]

Радиогалактика

Основная статья: Радиогалактика
Геркулес А — сверхгигантская эллиптическая радиогалактика.

Радиогалактика — это галактика с гигантскими областями радиоизлучения, выходящими далеко за пределы ее видимой структуры. Эти энергичные радиолепестки питаются от струй активного галактического ядра . [116] Радиогалактики классифицируются в соответствии с классификацией Фанарова-Райли . Класс FR I имеет меньшую радиосветимость и более вытянутые структуры; класс ФР II имеют более высокую радиосветимость. Корреляция радиосветимости и структуры позволяет предположить, что источники в этих двух типах галактик могут различаться. [117]

Радиогалактики также можно отнести к гигантским радиогалактикам (ГРГ), радиоизлучение которых может достигать масштабов мегапарсеков (3,26 миллиона световых лет). Альционей - это радиогалактика с низким возбуждением класса FR II, имеющая самое большое наблюдаемое радиоизлучение, с лопастными структурами размером 5 мегапарсек (16 × 10 6 ли ). Для сравнения, другая гигантская радиогалактика такого же размера — 3C 236 , с диаметром долей 15 миллионов световых лет. Однако следует отметить, что радиоизлучение не всегда считается частью самой главной галактики. [118]

Гигантская радиогалактика — это особый класс объектов, характеризующийся наличием радиодолей, генерируемых релятивистскими джетами, питаемыми сверхмассивной черной дырой центральной галактики . Гигантские радиогалактики отличаются от обычных радиогалактик тем, что они могут достигать гораздо больших размеров, достигая нескольких мегапарсеков в поперечнике, что намного превышает диаметры родительских галактик. [119]

«Нормальная» радиогалактика не имеет источника в виде сверхмассивной черной дыры или нейтронной звезды-монстра; вместо этого источником является синхротронное излучение релятивистских электронов, ускоренных сверхновой. Эти источники сравнительно недолговечны, что делает радиоспектр обычных радиогалактик особенно хорошим способом изучения звездообразования. [120]

Активная галактика

Основная статья: Активное ядро ​​галактики
Струя частиц вылетает из ядра эллиптической радиогалактики M87 .

Некоторые наблюдаемые галактики классифицируются как «активные», если они содержат активное галактическое ядро ​​(АЯГ). [121] Значительная часть общей энергии галактики излучается активным ядром, а не ее звездами, пылью и межзвездной средой . Существует множество схем классификации и наименования АЯГ, но те, что находятся в более низких диапазонах светимости, называются сейфертовскими галактиками , а те, у которых светимость намного превышает светимость родительской галактики, известны как квазизвездные объекты или квазары . Модели АЯГ предполагают, что значительная часть их света смещается в дальнюю инфракрасную область, поскольку оптическое и УФ-излучение в ядре поглощается и излучается окружающей его пылью и газом. [122]

Стандартная модель активного ядра галактики основана на аккреционном диске , который формируется вокруг сверхмассивной черной дыры (СМЧД) в ядре галактики. Излучение активного галактического ядра является результатом гравитационной энергии материи, падающей на черную дыру с диска. [123] [124] Светимость АЯГ зависит от массы СМЧД и скорости падения на нее вещества.Примерно в 10% этих галактик пара диаметрально противоположных энергичных струй выбрасывает частицы из ядра галактики со скоростями, близкими к скорости света . Механизм образования этих струй недостаточно изучен. [125]

Сейфертовская галактика

Основная статья: Сейфертовская галактика

Сейфертовские галактики — одна из двух крупнейших групп активных галактик наряду с квазарами. У них есть квазароподобные ядра (очень светящиеся, далекие и яркие источники электромагнитного излучения) с очень высокой поверхностной яркостью; но в отличие от квазаров, их родительские галактики четко различимы. [126] В телескоп сейфертовская галактика выглядит как обычная галактика с яркой звездой, наложенной на ядро. Сейфертовские галактики делятся на два основных подтипа на основе частот, наблюдаемых в их спектрах. [127]

Квазар

Основная статья: Квазар

Квазары — самые энергичные и отдаленные члены активных галактических ядер. Чрезвычайно яркие, они были впервые идентифицированы как источники электромагнитной энергии с высоким красным смещением, включая радиоволны и видимый свет, которые больше похожи на звезды, чем на протяженные источники, подобные галактикам. Их светимость может быть в 100 раз больше, чем у Млечного Пути. [128] Ближайший известный квазар, Маркарян 231 , находится на расстоянии около 581 миллиона световых лет от Земли. [129] в то время как другие были обнаружены на расстоянии UHZ1 , примерно в 13,2 миллиарда световых лет. [130] [131] Квазары примечательны тем, что впервые продемонстрировали явление, заключающееся в том, что гравитация может действовать как линза для света . [132]

Другие AGN

Блазары Считается, что — это активные галактики с релятивистской струей , направленной в сторону Земли. Радиогалактика излучает радиочастоты релятивистских джетов. Единая модель этих типов активных галактик объясняет их различия в зависимости от положения наблюдателя. [125]

Возможно, с активными ядрами галактик (а также с областями звездообразования ) связаны области ядерных эмиссионных линий с низкой ионизацией (LINER). В излучении галактик типа ЛАЙНЕР преобладают слабоионизованные элементы . Источниками возбуждения слабоионизованных линий являются пост- AGB- звезды, АЯГ и ударные волны. [133] Примерно треть близлежащих галактик классифицируются как содержащие ядра LINER. [124] [133] [134]

Светящаяся инфракрасная галактика

Основная статья: Светящаяся инфракрасная галактика

Светящиеся инфракрасные галактики (LIRG) — это галактики со светимостью (измерение выходной электромагнитной мощности) выше 10. 11 L☉ (солнечная светимость). В большинстве случаев большая часть их энергии исходит от большого количества молодых звезд, которые нагревают окружающую пыль, которая переизлучает энергию в инфракрасном диапазоне. Светимость, достаточно высокая, чтобы быть LIRG, требует скорости звездообразования не менее 18 M☉ лет. −1 . Сверхяркие инфракрасные галактики (ULIRG) по крайней мере в десять раз ярче и образуют звезды со скоростью> 180 M☉ год. −1 . Многие LIRG также излучают излучение АЯГ. [135] [136] Инфракрасные галактики излучают больше энергии в инфракрасном диапазоне, чем все остальные длины волн вместе взятые, с пиковым излучением обычно на длинах волн от 60 до 100 микрон. Считается, что LIRG возникли в результате сильного взаимодействия и слияния спиральных галактик. [137] Хотя LIRG и ULIRGS были редкостью в локальной вселенной, они были более распространены, когда Вселенная была моложе. [136]

Физические диаметры

Галактики по своей природе не имеют четкой границы и характеризуются постепенным уменьшением звездной плотности в зависимости от расстояния от их центра, что затрудняет измерение их истинных размеров. Тем не менее, астрономы за последние несколько десятилетий выработали несколько критериев определения размеров галактик.

Угловой диаметр

Еще во времена Эдвина Хаббла в 1936 году предпринимались попытки охарактеризовать диаметры галактик. Самые ранние попытки были основаны на наблюдаемом угле, образуемом галактикой, и предполагаемом расстоянии до нее, что привело к угловому диаметру (также называемому «метрическим диаметром»). [138] Этот тип измерений сталкивается с двумя существенными проблемами, а именно: оценка расстояния до галактики должна быть скорректирована с учетом расширения пространства, связанного с красным смещением, и то, что наборы данных об угловом диаметре подвержены систематической ошибке отбора, поскольку более отдаленные наблюдения преимущественно отбирают наиболее светящиеся предметы. [139]

Изофотальный диаметр

Изофотальный диаметр представлен как традиционный способ измерения размера галактики на основе ее видимой поверхностной яркости. [140] Изофоты — это кривые на диаграмме (например, на изображении галактики), которые соединяют точки одинаковой яркости и полезны для определения размеров галактики. Поток видимой яркости галактики измеряется в единицах звездной величины на квадратную угловую секунду (маг/угловая секунда) . 2 ; иногда выражается как магнитная дуга −2 ), который определяет глубину яркости изофоты. Чтобы проиллюстрировать, как работает это устройство, типичная галактика имеет поток яркости 18 магн./угл. сек. 2 в его центральном районе. Эта яркость эквивалентна свету гипотетического точечного объекта 18-й звездной величины (например, звезды), равномерно распределенного в области неба площадью в одну квадратную угловую секунду. [141] Изофотальный диаметр обычно определяется как область, охватывающая весь свет до 25 магн./угл. сек. 2 в синем B-диапазоне , [142] который затем называется стандартом D 25 . [143]

Примеры диаметров изофот (25,0 B-магн./угл.сек. 2 изофота)
галактика диаметр ссылка
Большое Магелланово Облако 9,96 килопарсека (32 500 световых лет ) [144]
Млечный Путь 26,8 килопарсека (87 400 световых лет ) [9]
Мессье 87 40,55 килопарсек (132 000 световых лет )

[145]

Галактика Андромеды 46,58 килопарсек (152 000 световых лет ) [146]

Эффективный радиус (полусветовой) и его вариации

Радиус полусвечения (также известный как эффективный радиус ; R e ) — это мера, основанная на общем потоке яркости галактики. Это радиус, на котором излучалась половина, или 50%, общего потока яркости галактики. Впервые это было предложено Жераром де Вокулером в 1948 году. [147] Выбор использования 50% был произвольным, но оказался полезным в дальнейших работах Р. А. Фиша в 1963 г. [148] где он установил закон концентрации светимости, который связывает яркость эллиптических галактик и их соответствующее R e , и Хосе Луис Серсик в 1968 году. [149] это определило соотношение массы и радиуса в галактиках. [140]

При определении Re необходимо улавливать общий поток яркости галактики, используя метод, использованный Бершади в 2000 году, предлагающий измерять вдвое больший размер, где поток яркости произвольно выбранного радиуса, определяемый как локальный поток, разделенный на общий средний поток равен 0,2. [150] Использование радиуса полусвета позволяет приблизительно оценить размер галактики, но не особенно полезно для определения ее морфологии. [151]

Существуют варианты этого метода. В частности, в Каталоге галактик ESO-Упсала для расчета диаметра галактики использовались значения 50%, 70% и 90% от общего синего света (свет, обнаруженный через специальный фильтр B-диапазона). [152]

Петросянская величина

Впервые описан Ваге Петросяном в 1976 году. [153] модифицированная версия этого метода использовалась Слоанским цифровым обзором неба (SDSS). В этом методе используется математическая модель галактики, радиус которой определяется усредненным по азимуту (горизонтали) профилем ее потока яркости. В частности, SDSS использовал величину Петросиана в R-диапазоне (658 нм, в красной части видимого спектра), чтобы гарантировать, что поток яркости галактики будет уловлен в максимально возможной степени, одновременно противодействуя эффектам фонового шума. . Ожидается, что для галактики, профиль яркости которой является экспоненциальным, она захватит весь поток ее яркости, а для галактик, которые следуют профилю, соответствующему закону де Вокулёра, — 80% . [154]

Величины Петросиана имеют то преимущество, что они не зависят от красного смещения и расстояния, что позволяет измерить видимый размер галактики, поскольку радиус Петросиана определяется через общий световой поток галактики. [155]

Критика более ранней версии этого метода была выпущена Центром инфракрасной обработки и анализа . [156] при этом метод вызывает большую ошибку (до 10%) значений, чем при использовании изофотального диаметра. Использование величин Петросяна также имеет тот недостаток, что пропускает большую часть света за пределами апертуры Петросиана, которая определяется относительно общего профиля яркости галактики, особенно для эллиптических галактик, с более высоким соотношением сигнал/шум на больших расстояниях и красных смещениях. [157] Исправление для этого метода было опубликовано Graham et al. в 2005 году на основе предположения, что галактики подчиняются закону Серсика . [155]

Ближний инфракрасный метод

Этот метод использовался 2MASS как адаптация ранее использовавшихся методов измерения изофот. Поскольку 2MASS работает в ближнем инфракрасном диапазоне, что позволяет распознавать более тусклые, холодные и старые звезды, у него другой подход по сравнению с другими методами, которые обычно используют B-фильтр. Детали метода, используемого 2MASS, подробно описаны в документе Джарретта и др. , при этом опрос измеряет несколько параметров. [158]

Стандартный эллипс апертуры (область обнаружения) определяется инфракрасной изофотой в K s диапазоне (длина волны примерно 2,2 мкм) 20 магн./угл. сек. 2 . Для сбора общего светового потока галактики использовались как минимум четыре метода: первый - это круглая апертура, простирающаяся на 7 угловых секунд от центра, изофота со скоростью 20 магн./угл. 2 , «полная» апертура, определяемая радиальным распределением света, которое покрывает предполагаемую протяженность галактики, и апертура Крона (определяемая как 2,5-кратный радиус первого момента, интеграция потока «полной» апертуры). [158]

Крупномасштабные структуры

Основные статьи: Наблюдаемая Вселенная § Крупномасштабная структура , Галактическая нить , Группы и скопления галактик.
Секстет Сейферта — пример компактной группы галактик.

Исследования глубокого космоса показывают, что галактики часто встречаются группами и скоплениями . Одиночные галактики, которые существенно не взаимодействовали с другими галактиками сопоставимой массы за последние несколько миллиардов лет, относительно редки. [159] Лишь около 5% исследованных галактик изолированы в этом смысле. [160] [161] Однако в прошлом они, возможно, взаимодействовали и даже сливались с другими галактиками. [162] и на ее орбите все еще могут вращаться меньшие галактики-спутники. [163]

В самом большом масштабе Вселенная постоянно расширяется, что приводит к среднему увеличению расстояния между отдельными галактиками (см. закон Хаббла ). Объединения галактик могут преодолеть это расширение в локальном масштабе за счет взаимного гравитационного притяжения. Эти ассоциации сформировались рано, когда сгустки темной материи сплотили соответствующие галактики. Соседние группы позже объединились, чтобы сформировать более масштабные кластеры. Этот продолжающийся процесс слияния, а также приток падающего газа нагревает межгалактический газ в скоплении до очень высоких температур — 30–100 мегакельвинов . [164] Около 70–80% массы скопления находится в форме темной материи, 10–30% состоит из этого нагретого газа, а оставшиеся несколько процентов находятся в форме галактик. [165]

Большинство галактик гравитационно связаны с рядом других галактик. Они образуют фрактальное иерархическое распределение кластерных структур, причем наименьшие такие ассоциации называются группами. Группа галактик — наиболее распространенный тип галактического скопления; эти образования содержат большинство галактик (а также большую часть барионной массы) во Вселенной. [166] [167] Чтобы оставаться гравитационно связанным с такой группой, каждая галактика-член должна иметь достаточно низкую скорость, чтобы предотвратить ее побег (см. Теорему Вириала ). недостаточно Однако если кинетической энергии , группа может превратиться в меньшее количество галактик в результате слияний. [168]

Скопления галактик состоят из сотен и тысяч галактик, связанных между собой гравитацией. [169] В скоплениях галактик часто доминирует одна гигантская эллиптическая галактика, известная как самая яркая галактика скопления , которая с течением времени приливно разрушает свои галактики-спутники и добавляет их массу к своей собственной. [170]

Южная плоскость Млечного Пути в субмиллиметровых длинах волн [171]

Сверхскопления содержат десятки тысяч галактик, которые встречаются скоплениями, группами, а иногда и по отдельности. В масштабе сверхскопления галактики расположены в виде листов и нитей, окружающих огромные пустые пустоты. [172] Выше этого масштаба Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях ( изотропной и однородной ). [173] хотя в последние годы это мнение было поставлено под сомнение многочисленными находками крупномасштабных структур, которые, по-видимому, превышают этот масштаб. Великая стена Геркулеса -Северной Короны , на данный момент являющаяся крупнейшей структурой во Вселенной, обнаруженной на данный момент, имеет 10 миллиардов световых лет (три гигапарсека). длину [174] [175] [176]

Галактика Млечный Путь является членом ассоциации под названием Местная группа — относительно небольшой группы галактик диаметром примерно один мегапарсек. Млечный Путь и Галактика Андромеды — две самые яркие галактики в группе; многие другие галактики-члены являются карликовыми спутниками этих двух. [177] Сама Местная группа является частью облачной структуры внутри сверхскопления Девы , большой, расширенной структуры групп и скоплений галактик с центром в скоплении Девы . [178] В свою очередь, сверхскопление Девы является частью сверхскопления Ланиакея . [179]

Магнитные поля

У галактик есть магнитные поля собственные . Магнитное поле галактики влияет на ее динамику разными способами, в том числе влияет на формирование спиральных рукавов и передачу углового момента в газовых облаках. Последний эффект особенно важен, поскольку он является необходимым фактором гравитационного коллапса этих облаков и, следовательно, звездообразования. [180]

Типичная средняя сила равнораспределения для спиральных галактик составляет около 10 мкГс ( микрогаусс ) или 1   нТл ( нанотесла ). Для сравнения, магнитное поле Земли имеет среднюю силу около 0,3 Гс (Гаусс) или 30 мкТл ( микротесла ). Радиотусклые галактики, такие как M 31 и M33 , соседи Млечного Пути , имеют более слабые поля (около 5   мкГс), тогда как богатые газом галактики с высокими темпами звездообразования, такие как M 51, M 83 и NGC 6946, имеют 15 мкГс. мкг в среднем. В выступающих спиральных рукавах напряженность поля может достигать 25 мкГс, в районах концентрации холодного газа и пыли. Наиболее сильные поля полного равнораспределения (50–100 мкГс) были обнаружены в галактиках со звездообразованием — например, в М 82 и Антеннах ; и в регионах ядерных звездообразования, таких как центры NGC 1097 и других галактик с перемычкой . [180]

Формирование и эволюция

Основная статья: Формирование и эволюция галактик

Формирование

Впечатление художника о формировании протокластера в ранней Вселенной [181]

Современные модели формирования галактик в ранней Вселенной основаны на модели ΛCDM . Примерно через 300 000 лет после Большого взрыва атомы водорода и гелия начали образовываться в результате явления, называемого рекомбинацией . Почти весь водород был нейтральным (неионизированным) и легко поглощал свет, а звезды еще не образовались. В результате этот период получил название « темные века ». Именно из-за флуктуаций плотности (или анизотропных неоднородностей) в этой первозданной материи более крупные структуры стали появляться . В результате массы барионной материи начали конденсироваться в холодных гало темной материи. [182] [183] Эти первичные структуры позволили газам конденсироваться в протогалактики , крупномасштабные газовые облака, которые были предшественниками первых галактик. [184] : 6 

Когда газ попадает под гравитацию гало темной материи, его давление и температура растут. Для дальнейшей конденсации газ должен излучать энергию. Этот процесс был медленным в ранней Вселенной, где преобладали атомы и молекулы водорода, которые были неэффективными радиаторами по сравнению с более тяжелыми элементами. По мере того как сгустки газовых агрегатов образуют вращающиеся диски, температура и давление продолжают расти. Некоторые места внутри диска достигают достаточно высокой плотности, чтобы образовывать звезды.

Впечатление художника от аккрецирующего материала молодой галактики

Как только протогалактики начали формироваться и сжиматься, внутри них появились первые звезды с гало , называемые звездами населения III . [185] Они состояли из первичного газа, почти полностью состоящего из водорода и гелия. Выбросы первых звезд нагревают оставшийся газ, помогая вызвать дополнительное звездообразование; Ультрафиолетовое излучение звезд первого поколения повторно ионизовало окружающий нейтральный водород в расширяющихся сферах, в конечном итоге достигнув всей Вселенной, - событие, называемое реионизацией . [186] Самые массивные звезды коллапсируют в результате сильных взрывов сверхновых тяжелые элементы («металлы») , выбрасывая в межзвездную среду . [187] [184] : 14  Это металлическое содержание включено в состав звезд населения II .

Теоретические модели формирования ранних галактик были проверены и обоснованы большим количеством разнообразных сложных астрономических наблюдений. [184] : 43  Фотометрические наблюдения обычно требуют спектроскопического подтверждения из-за большого количества механизмов, которые могут вносить систематические ошибки. Например, фотометрические наблюдения с высоким красным смещением (z ~ 16), полученные космическим телескопом Джеймса Уэбба (JWST), были позже скорректированы и стали ближе к z ~ 5. [188] Тем не менее, подтвержденные наблюдения JWST и других обсерваторий накапливаются, что позволяет систематически сравнивать ранние галактики с предсказаниями теории. [189]

Доказательства существования отдельных звезд населения III в ранних галактиках еще более сложны. Даже, казалось бы, подтвержденные спектроскопические данные могут иметь другое происхождение. Например, астрономы сообщили о свидетельствах эмиссии He II для звезд Населения III в галактике Cosmos Redshift 7 со значением красного смещения 6,60. [190] Последующие наблюдения [191] обнаружил металлические эмиссионные линии O III , не соответствующие звездам ранней галактики. [185] : 108 

Различные компоненты фонового света в ближнем инфракрасном диапазоне, обнаруженные космическим телескопом Хаббла в ходе исследований глубокого космоса. [192]

Эволюция

Как только звезды начинают формироваться, излучать излучение и в некоторых случаях взрываться, процесс формирования галактик становится очень сложным, включающим взаимодействие сил гравитации, излучения и тепловой энергии. Многие детали до сих пор плохо изучены. [193]

В течение миллиарда лет после формирования галактики начинают появляться ключевые структуры. [194] Образуются шаровые скопления , центральная сверхмассивная черная дыра и галактическая выпуклость из бедных металлами звезд населения II . Создание сверхмассивной черной дыры, по-видимому, играет ключевую роль в активном регулировании роста галактик путем ограничения общего количества добавляемой дополнительной материи. [195] В эту раннюю эпоху в галактиках происходит мощный всплеск звездообразования. [196]

В течение следующих двух миллиардов лет накопленная материя оседает на галактическом диске . [197] Галактика будет продолжать поглощать падающий материал из высокоскоростных облаков и карликовых галактик на протяжении всей своей жизни. [198] В основном это водород и гелий. Цикл рождения и смерти звезд медленно увеличивает содержание тяжелых элементов, что в конечном итоге образованию планет способствует . [199]

Хаббл в экстремально глубоком поле (XDF)
XDF Поле обзора сравнении с угловым размером Луны . в На этом небольшом изображении видно несколько тысяч галактик, каждая из которых состоит из миллиардов звезд .
Взгляд XDF (2012): Каждое световое пятнышко представляет собой галактику, возраст некоторых из которых достигает 13,2 миллиарда лет. [200] – наблюдаемая Вселенная , по оценкам, содержит от 200 миллиардов до двух триллионов галактик.
На изображении XDF показаны (слева направо) полностью зрелые галактики, почти зрелые галактики (от пяти до девяти миллиардов лет назад) и протогалактики , сверкающие молодыми звездами (более девяти миллиардов лет назад).

Скорость звездообразования в галактиках зависит от их местного окружения. Изолированные «пустотные» галактики имеют самый высокий показатель на звездную массу, при этом «полевые» галактики, связанные со спиральными галактиками, имеют более низкие показатели, а галактики в плотном скоплении имеют самые низкие показатели. [201]

На эволюцию галактик могут существенно влиять взаимодействия и столкновения. Слияния галактик были обычным явлением в раннюю эпоху, и большинство галактик имели своеобразную морфологию. [202] Учитывая расстояния между звездами, подавляющее большинство звездных систем в сталкивающихся галактиках не пострадают. Однако гравитационное удаление межзвездного газа и пыли, составляющих спиральные рукава, приводит к образованию длинной цепочки звезд, известной как приливные хвосты. Примеры этих образований можно увидеть в NGC 4676. [203] или Антенны Галактик . [204]

Галактика Млечный Путь и близлежащая Галактика Андромеды движутся навстречу друг другу со скоростью около 130 км/с , и — в зависимости от бокового движения — они могут столкнуться примерно через пять-шесть миллиардов лет. Хотя Млечный Путь никогда раньше не сталкивался с такой большой галактикой, как Андромеда, в прошлом он сталкивался и сливался с другими галактиками. [205] Космологическое моделирование показывает, что 11 миллиардов лет назад она слилась с особенно большой галактикой, получившей название Кракен . [206] [207]

Столь масштабные взаимодействия редки. С течением времени слияния двух систем одинакового размера становятся менее частыми. Большинство ярких галактик практически не изменились за последние несколько миллиардов лет, а чистая скорость звездообразования, вероятно, также достигла своего пика около десяти миллиардов лет назад. [208]

Основная статья: Будущее расширяющейся вселенной

Спиральные галактики, такие как Млечный Путь , производят новые поколения звезд, пока в их спиральных рукавах есть плотные молекулярные облака межзвездного водорода. [209] Эллиптические галактики в основном лишены этого газа и поэтому образуют мало новых звезд. [210] Запасы звездообразующего материала конечны; как только звезды превратят имеющийся запас водорода в более тяжелые элементы, новое звездообразование прекратится. [211] [212]

Ожидается, что нынешняя эра звездообразования продлится до ста миллиардов лет, а затем «звездный век» закончится примерно через десять-сто триллионов лет (10 13 –10 14 лет), когда самые маленькие и долгоживущие звезды видимой Вселенной, крошечные красные карлики , начинают тускнеть. В конце звездной эпохи галактики будут состоять из компактных объектов : коричневых карликов , белых карликов остывающих или холодных (« черные карлики »), нейтронных звезд и черных дыр . В конце концов, в результате гравитационной релаксации все звезды либо упадут в центральные сверхмассивные черные дыры, либо будут выброшены в межгалактическое пространство в результате столкновений. [211] [213]

См. также

Примечания

  1. ^ Это диаметр, измеренный по D 25 стандарту . Исследование 2018 года показало, что за пределами этого диаметра существуют звезды диска, хотя неясно, насколько это влияет на профиль поверхностной яркости. [10] [11]
  2. ↑ Райт назвал Млечный Путь Великим Вихрем (Великим Водоворотом) и оценил его диаметр в 8,64 × 10. 12 миль (13,9×10 12 км). [32]

Ссылки

  1. ^ Спарк и Галлахер 2000 , стр. i.
  2. ^ Хапп, Эрика; Рой, Стив; Вацке, Меган (12 августа 2006 г.). «НАСА находит прямое доказательство существования темной материи» . НАСА . Архивировано из оригинала 28 марта 2020 года . Проверено 17 апреля 2007 г.
  3. ^ Хауэлл, Элизабет; Харви, Эйлса (11 февраля 2022 г.). «Сколько звезд во Вселенной? - Можем ли мы оценить общее количество звезд?» . Space.com . Проверено 16 июля 2022 г.
  4. ^ Стригари, Луи Э.; Буллок, Джеймс С.; Каплингхат, Манодж; Саймон, Джошуа Д.; Геха, Марла ; Уиллман, Бет; Уокер, Мэтью Г. (2008). «Общая шкала масс галактик-спутников Млечного Пути» . Природа . 454 (7208): 1096–1097. arXiv : 0808.3772 . Бибкод : 2008Natur.454.1096S . дои : 10.1038/nature07222 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   18756252 .
  5. ^ Гувер, Аарон (16 июня 2003 г.). «Астрономы УФ: Вселенная немного проще, чем ожидалось» (пресс-релиз). Университет Флориды . Архивировано из оригинала 20 июля 2011 года . Проверено 4 марта 2011 г.
  6. ^ Перейти обратно: а б Джарретт, TH «Атлас морфологии галактик в ближнем инфракрасном диапазоне» . Центр инфракрасной обработки и анализа . Калифорнийский технологический институт . Архивировано из оригинала 20 ноября 2023 года . Проверено 9 января 2007 г.
  7. ^ Чемла, Сара (14 января 2021 г.). «Астрономы ошибались относительно количества галактик во Вселенной» . «Джерузалем Пост» . Архивировано из оригинала 14 января 2021 года . Проверено 14 января 2021 г.
  8. ^ Сондерс, Тоби (25 июля 2023 г.). «Сколько галактик во Вселенной? Гораздо больше, чем вы думаете» . Научный фокус BBC . Проверено 9 января 2024 г.
  9. ^ Перейти обратно: а б Гудвин, Саймон П.; Гриббин, Джон ; Хендри, Мартин А. (1998). «Относительный размер Млечного Пути» (PDF) . Обсерватория . 118 : 201–208. Бибкод : 1998Obs...118..201G .
  10. ^ Лопес-Корредойра, М.; Альенде Прието, К.; Гарсон, Ф.; Ван, Х.; Лю, К.; Дэн, Л. (9 апреля 2018 г.). «Дисковые звезды Млечного Пути обнаружены на расстоянии более 25 кпк от его центра» . Астрономия и астрофизика . 612 : Л8. arXiv : 1804.03064 . Бибкод : 2018A&A...612L...8L . дои : 10.1051/0004-6361/201832880 . S2CID   59933365 .
  11. ^ Фриман, Дэвид (25 мая 2018 г.). «Галактика Млечный Путь может быть намного больше, чем мы думали» (Пресс-релиз). CNBC . Архивировано из оригинала 13 августа 2018 года . Проверено 13 августа 2018 г.
  12. ^ Рисс, Адам Г .; Флири, Юрген; Вальс-Габо, Дэвид (2012). «Зависимость периода цефеид от светимости в ближнем инфракрасном диапазоне и расстояние до M31 по данным широкоугольной камеры 3 космического телескопа Хаббл». Астрофизический журнал . 745 (2): 156. arXiv : 1110.3769 . Бибкод : 2012ApJ...745..156R . дои : 10.1088/0004-637X/745/2/156 . S2CID   119113794 .
  13. ^ «Скопления галактик и крупномасштабная структура» . Кембриджский университет . Архивировано из оригинала 26 апреля 2012 года . Проверено 15 января 2007 г.
  14. ^ Гибни, Элизабет (2014). «Новый адрес Земли: «Солнечная система, Млечный Путь, Ланиакеа» . Природа . дои : 10.1038/nature.2014.15819 . S2CID   124323774 .
  15. ^ Лук, Чарльз Т .; Фридрихсен, GWS; Берчфилд, Роберт В. , ред. (1966). Оксфордский словарь английской этимологии . Оксфорд: Кларендон Пресс . п. 385.
  16. ^ Перейти обратно: а б Харпер, Дуглас. «галактика» . Интернет-словарь этимологии . Архивировано из оригинала 17 ноября 2011 года . Проверено 11 ноября 2011 г.
  17. ^ Уоллер и Ходж 2003 , с. 91
  18. ^ Конечный, Любомир. «Эмблематика, сельское хозяйство и мифография в происхождении Млечного Пути» (PDF) . Академия наук Чехии . Архивировано из оригинала (PDF) 20 июля 2006 г. Проверено 5 января 2007 г.
  19. ^ Рао, Джо (2 сентября 2005 г.). «Исследуй царство лучников» . Space.com . Архивировано из оригинала 31 октября 2010 года . Проверено 3 января 2007 г.
  20. ^ «Результаты по объекту МЕСЬЕ 109 (М109)» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Калифорнийский технологический институт . Проверено 13 января 2023 г.
  21. ^ «Что такое Слоановский цифровой обзор неба?» . Слоановский цифровой обзор неба . Архивировано из оригинала 12 января 2024 года . Проверено 3 марта 2024 г.
  22. ^ Плутарх (2006). Полное собрание сочинений, том 3: Очерки и сборники . Библиотека Эхо. п. 66. ИСБН  978-1-4068-3224-2 . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 года . Проверено 25 июля 2018 г.
  23. ^ Перейти обратно: а б с Монтада, Хосеп Пуч (28 сентября 2007 г.). «Ибн Баджа» . Стэнфордская энциклопедия философии . Архивировано из оригинала 16 марта 2020 года . Проверено 11 июля 2008 г.
  24. ^ Гейдарзаде 2008 , стр. 23–25
  25. ^ Мохамед 2000 , стр. 49–50.
  26. ^ Буали, Хамид-Эддин; Згал, Мурад; Лахдар, Зохра Б. (2005). «Популяризация оптических явлений: создание первой мастерской Ибн Аль-Хайсама по фотографии» (PDF) . Во Флори, Франсуа (ред.). Девятое международное тематическое совещание по образованию и подготовке кадров в области оптики и фотоники . Труды SPIE . Том. 9664, Девятое международное тематическое совещание по образованию и обучению в области оптики и фотоники. Бибкод : 2005SPIE.9664E..22B . дои : 10.1117/12.2207764 .
  27. ^ О'Коннор, Джон Дж.; Робертсон, Эдмунд Ф. , «Абу Аррайхан Мухаммад ибн Ахмад аль-Бируни» , Архив истории математики MacTutor , Университет Сент-Эндрюс
  28. ^ Гейдарзаде 2008 , с. 25, таблица 2.1
  29. ^ Ливингстон, Джон В. (1971). «Ибн Кайим аль-Джавзия: защита четырнадцатого века от астрологических предсказаний и алхимической трансмутации». Журнал Американского восточного общества . 91 (1): 96–103. дои : 10.2307/600445 . JSTOR   600445 .
  30. ^ Галилей, Галилей (1610). Сидерей Нунций . Венеция : Томас Бальони. стр. 15–16 . Проверено 10 января 2024 г.
  31. ^ О'Коннор, Джон Дж.; Робертсон, Эдмунд Ф. (ноябрь 2002 г.). «Галилео Галилей» . MacTutor Архив истории математики . Университет Сент-Эндрюс . Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года . Проверено 8 января 2007 г.
  32. ^ Райт 1750 , с. 73.
  33. ^ Райт 1750 , стр. 48–.
  34. ^ Перейти обратно: а б с д Эванс, Джей Си (24 ноября 1998 г.). «Наша Галактика» . Университет Джорджа Мейсона . Архивировано из оригинала 24 сентября 2003 года . Проверено 4 января 2007 г.
  35. ^ Перейти обратно: а б Кант, Иммануил (20 ноября 2016 г.) [1755]. история и небес Универсальная естественная теория Кенигсберг и Лейпциг : Иоганн Фридрих Петерсен. ISBN  978-3-89131-002-1 . Архивировано из оригинала 20 ноября 2016 г. Английский перевод Яна Джонстона доступен на Wayback Machine (архивировано 29 августа 2014 г.).
  36. ^ Гершель, Уильям (1785). «XII. О построении небес» . Некоторые отчеты о нынешних предприятиях, исследованиях и трудах гениальных людей во многих значительных частях мира . Философские труды Лондонского королевского общества. Том. 75. Лондон. стр. 213–266. дои : 10.1098/rstl.1785.0012 . ISSN   0261-0523 . S2CID   186213203 . Архивировано из оригинала 20 ноября 2016 года . Проверено 27 января 2016 г. Схема галактики Гершеля появляется сразу после с. 266.
  37. ^ Пол 1993 , стр. 16–18.
  38. ^ Тримбл, В. (1999). «Роберт Трамплер и (не)прозрачность космоса». Бюллетень Американского астрономического общества . 31 (31): 1479. Бибкод : 1999AAS...195.7409T .
  39. ^ Перейти обратно: а б Кеппл и Саннер 1998 , стр. 18.
  40. ^ Перейти обратно: а б Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (11 марта 2004 г.). «Большое Магелланово Облако, БМО» . Парижская обсерватория . Архивировано из оригинала 22 июня 2017 года.
  41. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина. «Абд-ар-Рахман Аль Суфи (7 декабря 903 г. - 25 мая 986 г. н.э.)» . Парижская обсерватория . Архивировано из оригинала 16 апреля 2007 года . Проверено 19 апреля 2007 г.
  42. ^ Гордон, Куртисс Дж. (1969). «История нашего понимания спиральной галактики: Мессье 33» (PDF) . Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 10 : 293–307. Архивировано (PDF) из оригинала 26 апреля 2021 г.
  43. ^ См. текст, цитируемый из книги Райта «Оригинальная теория или новая гипотеза Вселенной» в Дайсон, Фриман Дж. (1979). Возмущение Вселенной . Панские книги . п. 245. ИСБН  978-0-330-26324-5 . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 года . Проверено 25 июля 2018 г.
  44. ^ Пейн-Гапошкин, Сесилия Х. (1953). «Почему галактики имеют спиральную форму?» . Научный американец . Том. 189, нет. 3. С. 89–99. ISSN   0036-8733 . JSTOR   24944338 .
  45. ^ Стейнике, Вольфганг (2012). «Тайна M51: Лорд Росс, Робинсон, Саут и открытие спиральной структуры в 1845 году» . Журнал астрономической истории и наследия . 15 (1): 19–29. Бибкод : 2012JAHH...15...19S . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2012.01.03 .
  46. ^ Слайфер, Весто. М. (1913). «Лучевая скорость туманности Андромеды». Бюллетень обсерватории Лоуэлл . 1 (8): 56–57. Бибкод : 1913LowOB...2...56S .
  47. ^ Слайфер, Весто М. (1915). «Спектрографические наблюдения туманностей». Популярная астрономия . Том. 23. С. 21–24. Бибкод : 1915PA.....23...21S .
  48. ^ Кертис, Хибер Д. (1988). «Новые звезды в спиральных туманностях и теория островной Вселенной» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 6. Бибкод : 1988PASP..100....6C . дои : 10.1086/132128 .
  49. ^ Уивер, Гарольд. Ф. «Роберт Джулиус Трамплер» . Национальная академия наук США . Архивировано из оригинала 24 декабря 2013 года . Проверено 5 января 2007 г.
  50. ^ Эпик, Эрнст (1922). «Оценка расстояния до туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 55 : 406. Бибкод : 1922ApJ....55..406O . дои : 10.1086/142680 .
  51. ^ Хаббл, Эдвин П. (1929). «Спиральная туманность как звездная система Мессье 31» . Астрофизический журнал . 69 : 103–158. Бибкод : 1929ApJ....69..103H . дои : 10.1086/143167 .
  52. ^ Хаббл, Эдвин П. (1926). «№ 324. Внегалактические туманности». Материалы обсерватории Маунт-Вилсон . 324 . Институт Карнеги в Вашингтоне: 1–49. Бибкод : 1926CMWCI.324....1H .
  53. ^ Сэндидж, Аллан Р. (1989). «Эдвин Хаббл, 1889–1953» . Журнал Королевского астрономического общества Канады . 83 (6): 351–362. Бибкод : 1989JRASC..83..351S . Архивировано из оригинала 5 февраля 2024 года . Проверено 21 апреля 2024 г.
  54. ^ Рике, Джордж Генри (2012). Измерение Вселенной: многоволновая перспектива . Издательство Кембриджского университета . п. xi. ISBN  978-0-521-76229-8 .
  55. ^ «Ближний, средний и дальний инфракрасный диапазон» . Центр инфракрасной обработки и анализа . Калифорнийский технологический институт . Архивировано из оригинала 30 декабря 2006 года . Проверено 2 января 2007 г.
  56. ^ Фракной и др. 2023 , стр. 144 , 202 .
  57. ^ «Влияние верхних слоев атмосферы Земли на радиосигналы» . НАСА . Архивировано из оригинала 7 мая 2012 года . Проверено 10 августа 2006 г.
  58. ^ «Телескоп НАСА увидел черную дыру Мунка на звезде» . Исследователь эволюции галактики . НАСА . 5 декабря 2006. Архивировано из оригинала 25 апреля 2010 года . Проверено 2 января 2007 г.
  59. ^ Данн, Роберт (9 августа 2005 г.). «Введение в рентгеновскую астрономию» . Института астрономии Рентгеновская группа . Архивировано из оригинала 1 января 2007 года . Проверено 2 января 2007 г.
  60. ^ Корбелли, Э.; Салуччи, П. (2000). «Расширенная кривая вращения и гало темной материи М33» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 311 (2): 441–447. arXiv : astro-ph/9909252 . Бибкод : 2000MNRAS.311..441C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x .
  61. ^ Тенн, Джо. «Хендрик Кристоффель ван де Хюльст» . Медалисты Брюса . Государственный университет Сономы . Архивировано из оригинала 14 января 2012 года . Проверено 5 января 2007 г.
  62. ^ Лопес-Корредойра, М.; и др. (2001). «В поисках галактического бара и кольца в ДЕНИСе». Астрономия и астрофизика . 373 (1): 139–152. arXiv : astro-ph/0104307 . Бибкод : 2001A&A...373..139L . дои : 10.1051/0004-6361:20010560 . S2CID   18399375 .
  63. ^ Рубин, Вера К. (1983). «Темная материя в спиральных галактиках». Научный американец . Том. 248, нет. 6. С. 96–106. Бибкод : 1983SciAm.248f..96R . doi : 10.1038/scientificamerican0683-96 .
  64. ^ Рубин, Вера К. (2000). «Сто лет вращающихся галактик» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 112 (772): 747–750. Бибкод : 2000PASP..112..747R . дои : 10.1086/316573 . S2CID   122927800 .
  65. ^ «Хаббл исключает ведущее объяснение темной материи» . Служба новостей Хаббла (пресс-релиз). НАСА . 17 октября 1994 года. Архивировано из оригинала 27 ноября 2012 года . Проверено 8 января 2007 г.
  66. ^ Мэттсон, Барбара (27 ноября 2002 г.). Гибб, Мередит (ред.). «Сколько здесь галактик?» . Представьте себе Вселенную! . НАСА . Архивировано из оригинала 28 июля 2012 года . Проверено 8 января 2007 г.
  67. ^ Краан-Кортевег, RC; Юрашек, С. (2000). «Картирование скрытой Вселенной: распределение галактик в зоне избегания». Публикации Астрономического общества Австралии . 17 (1): 6–12. arXiv : astro-ph/9910572 . Бибкод : 2000PASA...17....6K . дои : 10.1071/AS00006 . S2CID   17900483 .
  68. ^ Конселиче, Кристофер Дж.; и др. (2016). «Эволюция плотности числа галактик при z <   8 и ее последствия» . Астрофизический журнал . 830 (2): 83. arXiv : 1607.03909 . Бибкод : 2016ApJ...830...83C . дои : 10.3847/0004-637X/830/2/83 . S2CID   17424588 .
  69. ^ Фонтан Генри (17 октября 2016 г.). «Как минимум два триллиона галактик» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 31 декабря 2019 года . Проверено 17 октября 2016 г.
  70. ^ Лауэр, Тод Р.; и др. (11 января 2021 г.). «Новые горизонты наблюдений космического оптического фона» . Астрофизический журнал . 906 (2): 77. arXiv : 2011.03052 . Бибкод : 2021ApJ...906...77L . дои : 10.3847/1538-4357/abc881 . hdl : 1721.1/133770 . ISSN   1538-4357 . S2CID   226277978 .
  71. ^ «Космический корабль «Новые горизонты» отвечает на вопрос: насколько темен космос?» . Физика.орг . Архивировано из оригинала 15 января 2021 года . Проверено 15 января 2021 г.
  72. ^ Фракной и др. 2023 , стр. 851–856 , 907–915 .
  73. ^ Барстоу, Массачусетс (2005). «Эллиптические галактики» . Физический факультет Лестерского университета . Архивировано из оригинала 29 июля 2012 года . Проверено 8 июня 2006 г.
  74. ^ Мэтьюз, Томас А.; Морган, Уильям В.; Шмидт, Мартен (1964). «Обсуждение галактик, идентифицированных [так в оригинале] с помощью радиоисточников» . Астрофизический журнал . 140 : 35. Бибкод : 1964ApJ...140...35M . дои : 10.1086/147890 .
  75. ^ «Отслеживание роста галактик» . НАСА . 6 февраля 2017 г. Проверено 20 апреля 2024 г.
  76. ^ Тонри, Джон Л. (1987). «Свойства CD-галактик» . Структура и динамика эллиптических галактик . Том. 127. с. 89. Бибкод : 1987IAUS..127...89T . дои : 10.1007/978-94-009-3971-4_7 . ISBN  978-90-277-2586-8 . S2CID   117980521 .
  77. ^ Товмассян Грант М.; Андернах, Хайнц (11 декабря 2012 г.). «Об образовании CD-галактик и их родительских скоплений: Формирование CD-галактик и родительских скоплений» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 427 (3): 2047–2056. arXiv : 1212.0238 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.22044.x .
  78. ^ Бендер, Ральф; Корменди, Джон; Корнелл, Марк Э.; Фишер, Дэвид Б. (30 июня 2015 г.). «Структура и формирование CD-галактик: NGC 6166 в Abell 2199» . Астрофизический журнал . 807 (1): 56. arXiv : 1411.2598 . Бибкод : 2015ApJ...807...56B . дои : 10.1088/0004-637X/807/1/56 . ISSN   1538-4357 . Эта идея возникла в период расцвета проблемы охлаждающего потока, когда мы наблюдали большие количества испускающего рентгеновские лучи горячего газа в кластерах, но не могли измерить температурные профили. [...] Эта возможность теперь рассматривается как неудачная.
  79. ^ Фабиан, AC; Нульсен, PEJ (1977). «Дозвуковая аккреция остывающего газа в скоплениях галактик» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 180 (3): 479. Бибкод : 1977MNRAS.180..479F . дои : 10.1093/mnras/180.3.479 .
  80. ^ Макдональд, М.; Макнамара, БР; Войт, генеральный директор; Бэйлисс, М.; Бенсон, бакалавр; Бродуин, М.; Каннинг, REA; Флориан, МК; Гармир, врач общей практики; Гаспари, М.; Глэддерс, доктор медицины; Главачек-Ларрондо, Дж.; Кара, Э.; Райхардт, CL; Рассел, HR (1 ноября 2019 г.). «Анатомия охлаждающего потока: реакция обратной связи на чистое охлаждение в ядре скопления Феникс» . Астрофизический журнал . 885 (1): 63. arXiv : 1904.08942 . Бибкод : 2019ApJ...885...63M . дои : 10.3847/1538-4357/ab464c . ISSN   0004-637X .
  81. ^ «Галактический лук» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 6 августа 2020 года . Проверено 11 мая 2015 г.
  82. ^ Уильямс, MJ; Бюро, М.; Каппеллари, М. (2010). «Кинематические ограничения на содержание звезд и темной материи в спиральных галактиках и галактиках S0» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (4): 1665–1689. arXiv : 0909.0680 . Бибкод : 2009MNRAS.400.1665W . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x . S2CID   17940107 .
  83. ^ Смит, Джин (6 марта 2000 г.). «Галактики — Спиральные туманности» . Калифорнийский университет, Центр астрофизики и космических наук Сан-Диего. Архивировано из оригинала 27 марта 2023 года . Проверено 30 ноября 2006 г.
  84. ^ Ван ден Берг 1998 , с. 17
  85. ^ Обрешков, Д.; Глейзбрук, К. (28 февраля 2014 г.). «Фундаментальная связь массы, спина и морфологии спиральных галактик» . Астрофизический журнал . 784 (1): 26. arXiv : 1312.4543 . Бибкод : 2014ApJ...784...26O . дои : 10.1088/0004-637X/784/1/26 . ISSN   0004-637X .
  86. ^ «Толстый или плоский: придание галактикам формы» . Физика.орг . 27 февраля 2014 г. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. 4
  87. ^ Бертин и Лин 1996 , стр. 65–85.
  88. ^ Белкора 2003 , с. 355
  89. ^ Эскридж, ПБ; Фрогель, Дж. А. (1999). «Какова истинная доля спиральных галактик с перемычкой?». Астрофизика и космическая наука . 269/270: 427–430. Бибкод : 1999Ap&SS.269..427E . дои : 10.1023/А:1017025820201 . S2CID   189840251 .
  90. ^ Бурно, Ф.; Комбс, Ф. (2002). «Аккреция газа на спиральных галактиках: образование и обновление баров». Астрономия и астрофизика . 392 (1): 83–102. arXiv : astro-ph/0206273 . Бибкод : 2002A&A...392...83B . дои : 10.1051/0004-6361:20020920 . S2CID   17562844 .
  91. ^ Кнапен, Йохан Х.; Перес-Рамирес, Даниэль; Лайне, Сеппо (2002). «Околоядерные области в спиральных галактиках с перемычкой — II. Отношения с родительскими галактиками» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 337 (3): 808–828. arXiv : astro-ph/0207258 . Бибкод : 2002MNRAS.337..808K . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x . S2CID   10845683 .
  92. ^ Алар, Кристоф (2001). «Еще один бар в Арденнах». Письма по астрономии и астрофизике . 379 (2): L44–L47. arXiv : astro-ph/0110491 . Бибкод : 2001A&A...379L..44A . дои : 10.1051/0004-6361:20011487 . S2CID   18018228 .
  93. ^ Сандерс, Роберт (9 января 2006 г.). «Галактика Млечный Путь искривлена ​​и вибрирует, как барабан» (Пресс-релиз). Калифорнийский университет в Беркли . Архивировано из оригинала 18 января 2014 года . Проверено 24 мая 2006 г.
  94. ^ Белл, Греция; Левин, SE (1997). «Масса Млечного Пути и принадлежность к карликовому сфероидальному потоку». Бюллетень Американского астрономического общества . 29 (2): 1384. Бибкод : 1997AAS...19110806B .
  95. ^ Сантос, Мигель (21 марта 2016 г.). «Мы только что открыли новый тип колоссальной галактики» . Футуризм . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 года . Проверено 21 марта 2016 г.
  96. ^ Огл, Патрик М.; Ланц, Лоранн; Надер, Кирилл; Хелу, Джордж (1 января 2016 г.). «Сверхсветящиеся спиральные галактики» . Астрофизический журнал . 817 (2): 109. arXiv : 1511.00659 . Бибкод : 2016ApJ...817..109O . дои : 10.3847/0004-637X/817/2/109 . ISSN   0004-637X . S2CID   35287348 .
  97. ^ Гербер, РА; Лэмб, ЮАР; Бальсара, Д.С. (1994). «Эволюция кольцевой галактики как функция массы «нарушителя». Бюллетень Американского астрономического общества . 26 : 911. Бибкод : 1994AAS...184.3204G .
  98. ^ «ISO раскрывает скрытые кольца Андромеды» (Пресс-релиз). Европейское космическое агентство . 14 октября 1998 года. Архивировано из оригинала 5 мая 2006 года . Проверено 24 мая 2006 г.
  99. ^ «Спитцер раскрывает то, что упустил Эдвин Хаббл» (пресс-релиз). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 31 мая 2004 года. Архивировано из оригинала 7 сентября 2006 года . Проверено 6 декабря 2006 г.
  100. ^ Барстоу, Массачусетс (2005). «Неправильные галактики» . Университет Лестера . Архивировано из оригинала 27 февраля 2012 года . Проверено 5 декабря 2006 г.
  101. ^ Фракной и др. 2023 , стр. 879 .
  102. ^ Пандья, Вирадж; Романовский, Аарон Дж.; Лайне, Сеппо; Броди, Джин П.; Джонсон, Бенджамин Д.; Глаккум, Уильям; Вийом, Алекса; Куйландр, Жан-Шарль; Гвин, Стивен; Крик, Джессика; Ласкер, Рональд; Мартин-Наварро, Игнасио; Мартинес-Дельгадо, Дэвид; ван Доккум, Питер (1 мая 2018 г.). «Звездное население двух ультрадиффузных галактик по данным оптической и ближней инфракрасной фотометрии» . Астрофизический журнал . 858 (1): 29. arXiv : 1711.05272 . Бибкод : 2018ApJ...858...29P . дои : 10.3847/1538-4357/aab498 . ISSN   0004-637X .
  103. ^ Прощай, Деннис (26 января 2024 г.). «Как вы называете галактику без звезд?» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 2 февраля 2024 года.
  104. ^ ван Доккум, Питер Г.; Авраам, Роберто ; Мерритт, Эллисон; Чжан, Цзелай; Геха, Марла ; Конрой, Чарли (январь 2015 г.). «Сорок семь чрезвычайно рассеянных галактик размером с Млечный Путь в скоплении Комы». Письма астрофизического журнала . 798 (2): L45. arXiv : 1410.8141 . Бибкод : 2015ApJ...798L..45V . дои : 10.1088/2041-8205/798/2/L45 . ISSN   2041-8205 .
  105. ^ Перейти обратно: а б Матео, Марио (1998). «Карликовые галактики Местной группы» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 36 (1): 435–506. arXiv : astro-ph/9810070 . Бибкод : 1998ARA&A..36..435M . дои : 10.1146/annurev.astro.36.1.435 . ISSN   0066-4146 . S2CID   119333888 .
  106. ^ Филлипс, С.; Дринкуотер, MJ; Грегг, доктор медицины; Джонс, Дж. Б. (2001). «Сверхкомпактные карликовые галактики в скоплении Печи». Астрофизический журнал . 560 (1): 201–206. arXiv : astro-ph/0106377 . Бибкод : 2001ApJ...560..201P . дои : 10.1086/322517 . S2CID   18297376 .
  107. ^ Грошонг, Кимм (24 апреля 2006 г.). «Вокруг Млечного Пути обнаружены странные галактики-спутники» . Новый учёный . Архивировано из оригинала 2 июля 2015 года . Проверено 10 января 2007 г.
  108. ^ Ширбер, М. (27 августа 2008 г.). «Нет похудению карликовых галактик» . Наука СЕЙЧАС . Архивировано из оригинала 30 мая 2020 года . Проверено 27 августа 2008 г.
  109. ^ Перейти обратно: а б с «Взаимодействие галактик» . Университета Мэриленда Кафедра астрономии . Архивировано из оригинала 9 мая 2006 года . Проверено 19 декабря 2006 г.
  110. ^ Перейти обратно: а б с «Взаимодействующие галактики» . Суинбернский университет . Архивировано из оригинала 18 апреля 2023 года . Проверено 19 декабря 2006 г.
  111. ^ «С шестнадцатилетием, телескоп Хаббл!» . Служба новостей Хаббла (пресс-релиз). НАСА . 24 апреля 2006 года. Архивировано из оригинала 27 августа 2016 года . Проверено 10 августа 2006 г.
  112. ^ Перейти обратно: а б «Звездные галактики» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 29 августа 2006 г. Архивировано из оригинала 16 марта 2019 г. Проверено 10 августа 2006 г.
  113. ^ Кенникатт, Роберт С. младший; и др. (2005). «Демография и галактики-хозяева звездообразования». В Де Грийсе, Ричард; Гонсалес Дельгадо, Роза М. (ред.). Звездообразования: от 30 галактик Дораду до галактик Лаймана . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 329. Дордрехт: Спрингер . стр. 187–194. Бибкод : 2005ASSL..329..187K . дои : 10.1007/1-4020-3539-X_33 . ISBN  978-1-4020-3538-8 .
  114. ^ Смит, Джин (13 июля 2006 г.). «Звездные вспышки и сталкивающиеся галактики» . Калифорнийский университет, Центр астрофизики и космических наук Сан-Диего. Архивировано из оригинала 17 декабря 2023 года . Проверено 10 августа 2006 г.
  115. ^ Кил, Уильям К. (сентябрь 2006 г.). «Звездные галактики» . Университет Алабамы . Архивировано из оригинала 31 августа 2023 года . Проверено 11 декабря 2006 г.
  116. ^ Адамс, Дэвид Дж.; и др. (2004). Джонс, Марк Х.; Ламбурн, Роберт Дж. А. (ред.). Введение в галактики и космологию . Издательство Кембриджского университета . стр. 142–144. ISBN  978-0-521-54623-2 .
  117. ^ Кембхави, Аджит К.; Нарликар, Джаянт В. (2012) [1999]. «Свойства радио» . Квазары и активные ядра галактик: введение . Издательство Кембриджского университета . стр. 214–272. ISBN  978-1-139-17440-4 .
  118. ^ «Вводная астрономия: двухлопастные радиогалактики» . Кафедра астрономии Мэрилендского университета . Архивировано из оригинала 1 сентября 2022 года . Проверено 1 сентября 2022 г.
  119. ^ Оэй, Мартин SSL; ван Верен, Рейнаут Дж.; Хардкасл, Мартин Дж.; Боттеон, Андреа; Шимвелл, Тим В.; Дабхаде, Пратик; Гаст, Айвин РДЖГИБ; Ретгеринг, Хууб Дж.А.; Брюгген, Маркус; Тассе, Кирилл; Уильямс, Венди Л.; Шулевский, Александр (1 апреля 2022 г.). «Открытие радиогалактики размером не менее 5 Мпк» . Астрономия и астрофизика . 660 : А2. arXiv : 2202.05427 . Бибкод : 2022A&A...660A...2O . дои : 10.1051/0004-6361/202142778 . ISSN   0004-6361 .
  120. ^ Кондон, Джей-Джей (сентябрь 1992 г.). «Радиоизлучение нормальных галактик» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 30 (1): 575–611. Бибкод : 1992ARA&A..30..575C . дои : 10.1146/annurev.aa.30.090192.003043 . ISSN   0066-4146 .
  121. ^ Фракной и др. 2023 , с. 906 .
  122. ^ Закамская, Надя Л.; Штраус, Майкл А.; Кролик, Джулиан Х.; Коллиндж, Мэтью Дж.; Холл, Патрик Б.; Хао, Лей; Хекман, Тимоти М.; Ивези, элько; Ричардс, Гордон Т.; Шлегель, Дэвид Дж.; Шнайдер, Дональд П.; Стратева, «Искра»; Ванден Берк, Дэниел Э.; Андерсон, Скотт Ф.; Бринкманн, Джон (ноябрь 2003 г.). «Кандидаты в квазары типа II из Слоановского цифрового обзора неба. I. Выбор и оптические свойства выборки при 0,3 < Z» . Астрономический журнал . 126 (5): 2125–2144. arXiv : astro-ph/0309551 . дои : 10.1086/378610 . ISSN   0004-6256 .
  123. ^ Фракной и др. 2023 , стр. 907–915 .
  124. ^ Перейти обратно: а б Кил, Уильям К. (2000). «Знакомство с активными ядрами галактик» . Университет Алабамы . Архивировано из оригинала 27 апреля 2012 года . Проверено 6 декабря 2006 г.
  125. ^ Перейти обратно: а б Лохнер, Джим. Гибб, Мередит (ред.). «Монстр посередине» . Представьте себе Вселенную! . НАСА . Архивировано из оригинала 26 марта 2009 года . Проверено 20 декабря 2006 г.
  126. ^ Петерсон, Брэдли М. (1997). Введение в активные ядра галактик . Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-47911-0 .
  127. ^ Петерсон, Брэдли М. (1 августа 2008 г.). «Центральная черная дыра и отношения с родительской галактикой» (PDF) . Новые обзоры астрономии . Активные ядра галактик при высочайшем угловом разрешении: теория и наблюдения. 52 (6): 240–252. Бибкод : 2008NewAR..52..240P . дои : 10.1016/j.newar.2008.06.005 . ISSN   1387-6473 . S2CID   121460317 .
  128. ^ Фракной и др. 2023 , стр. 899–906 .
  129. ^ Ковачевич, Анджелка Б; Йи, Тигфэн; Дай, Синьюй; Ян, Син; Чворович-Хайдиняк, Ива; Попович, Лука Ч (21 мая 2020 г.). «Подтверждена короткая периодическая переменность субпарсекового кандидата в сверхмассивную двойную черную дыру Mrk 231» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 494 (3): 4069–4076. arXiv : 2003.06359 . дои : 10.1093/mnras/staa737 . ISSN   0035-8711 .
  130. ^ Немиров, Роберт; Боннелл, Джерри, ред. (10 ноября 2023 г.). «UHZ1: Далёкая галактика и чёрная дыра» . Астрономическая картина дня . НАСА , Мичиганский технологический университет . Проверено 18 февраля 2024 г.
  131. ^ Богдан, Акос; Гулдинг, Энди Д.; Натараджан, Приямвада; Ковач, Орсоля Э.; Трембле, Грант Р.; Чадаяммури, Урмила; Волонтери, Марта; Крафт, Ральф П.; Форман, Уильям Р.; Джонс, Кристина; Чуразов Евгений; Журавлева, Ирина (январь 2024 г.). «Доказательства тяжелого происхождения ранних сверхмассивных черных дыр из рентгеновского квазара az ≈ 10» . Природная астрономия . 8 (1): 126–133. arXiv : 2305.15458 . Бибкод : 2024NatAs...8..126B . дои : 10.1038/s41550-023-02111-9 . ISSN   2397-3366 . S2CID   258887541 .
  132. ^ Блэндфорд, Р.Д.; Нараян, Р. (сентябрь 1992 г.). «Космологические применения гравитационного линзирования» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 30 (1): 311–358. дои : 10.1146/annurev.aa.30.090192.001523 . ISSN   0066-4146 .
  133. ^ Перейти обратно: а б Хекман, Тимоти М. (1980). «Оптический и радиообзор ядер ярких галактик» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 87 (1–2): 152–164. Бибкод : 1980A&A....87..152H .
  134. ^ Хо, Луис К.; Филиппенко Алексей Владимирович; Сарджент, Уоллес LW (1997). «Поиски «карликовых» сейфертовских ядер. V. Демография ядерной активности в соседних галактиках». Астрофизический журнал . 487 (2): 568–578. arXiv : astro-ph/9704108 . Бибкод : 1997ApJ...487..568H . дои : 10.1086/304638 . S2CID   16742031 .
  135. ^ Перес-Торрес, Мигель; Маттила, Сеппо; Алонсо-Эрреро, Альмудена; Аалто, Сюзанна; Эфстатиу, Андреас (декабрь 2021 г.). «Звездообразование и ядерная активность в светящихся инфракрасных галактиках: инфракрасный обзор через радио» . Обзор астрономии и астрофизики . 29 (1): 2. arXiv : 2010.05072 . Бибкод : 2021A&ARv..29....2P . дои : 10.1007/s00159-020-00128-x . ISSN   0935-4956 . S2CID   253687419 .
  136. ^ Перейти обратно: а б Беллокки, Э.; Перейра-Сантаэлла, М.; Колина, Л.; Лабиано, А.; Санчес-Гарсия, М.; Алонсо-Эрреро, А.; Аррибас, С.; Гарсиа-Бурильо, С.; Вильяр-Мартин, М.; Ригопулу, Д.; Валентино, Ф.; Пуглиси, А.; Диас-Сантос, Т.; Каццоли, С.; Усеро, А. (август 2022 г.). «Выбросы компактного молекулярного газа в локальных LIRG среди галактик с низким и высоким z» . Астрономия и астрофизика . 664 : А60. arXiv : 2204.02055 . Бибкод : 2022A&A...664A..60B . дои : 10.1051/0004-6361/202142802 . ISSN   0004-6361 .
  137. ^ Сандерс, Дэвид Б.; Мирабель, IF (сентябрь 1996 г.). «Светящиеся инфракрасные галактики» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 34 (1): 749–792 [772–773]. Бибкод : 1996ARA&A..34..749S . дои : 10.1146/annurev.astro.34.1.749 . ISSN   0066-4146 .
  138. ^ Сэндидж, Крон и Лонгэр 1995 , стр. 43.
  139. ^ Сэндедж, Крон и Лонгэр 1995 , стр. 73.
  140. ^ Перейти обратно: а б Чамба, Нушкия (2020). «Исторический взгляд на концепцию размера галактики» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 4 (7): 117. arXiv : 2010.07946 . Бибкод : 2020RNAAS...4..117C . дои : 10.3847/2515-5172/aba951 . S2CID   223953458 .
  141. ^ Мушоцкий, Ричард. «Измерение светимости галактик» (PDF) . ASTR620: Галактики . Мэрилендского университета Астрономический факультет . Проверено 14 февраля 2024 г.
  142. ^ Спарк и Галлахер 2000 , 1.3.1
  143. ^ Фуке, П.; Патурел, Г. (сентябрь 1985 г.). «Стандартные фотометрические диаметры галактик. II — Редукция каталога ESO, UGC, MCG» . Астрономия и астрофизика . 150 (2): 192–204. Бибкод : 1985A&A...150..192F .
  144. ^ «Результаты по объекту Большое Магелланово Облако» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Калифорнийский технологический институт . Проверено 8 марта 2024 г.
  145. ^ «Результаты по объекту MESSIER 087 (NGC 4486)» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Калифорнийский технологический институт . Проверено 8 марта 2024 г.
  146. ^ «Результаты для объекта MESSIER 031 (Галактика Андромеды)» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Калифорнийский технологический институт . Проверено 8 марта 2024 г.
  147. ^ Де Вокулёр, Жерар (1948). «Исследование внегалактических туманностей» . Анналы астрофизики . 11 : 247. Бибкод : 1948АнАп...11..247Д .
  148. ^ Фиш, Роберт А. (1963). «Значение закона концентрации светимости в эллиптических галактиках» . Астрономический журнал . 68 : 72. Бибкод : 1963AJ.....68R..72F . дои : 10.1086/109075 .
  149. ^ Серсич, Хосе Луис (1968). «Об образовании галактик путем фрагментации» . Вестник астрономических институтов Чехословакии . 19 : 105. Бибкод : 1968BAICz..19..105S .
  150. ^ Конселиче, Кристофер Дж.; Бершади, Мэтью А.; Янгрен, Анна (2000). «Асимметрия галактик: физическая морфология близких галактик и галактик с большим красным смещением» . Астрофизический журнал . 529 (2): 886–910. arXiv : astro-ph/9907399 . Бибкод : 2000ApJ...529..886C . дои : 10.1086/308300 . S2CID   118962524 .
  151. ^ Бургарелла, Д.; Буат, В.; Донас, Дж.; Миллиард, Б.; Чапелон, С. (2001). «Ультрафиолетовая видимость и количественная морфология галактических дисков при низком и высоком красном смещении». Астрономия и астрофизика . 369 (2): 421–431. arXiv : astro-ph/0101344 . Бибкод : 2001A&A...369..421B . дои : 10.1051/0004-6361:20010107 . S2CID   858029 .
  152. ^ Лаубертс, Андрис; Валентин, Эдвин А. (1989). Каталог поверхностной фотометрии галактик ESO-Упсала . Бибкод : 1989spce.book.....L .
  153. ^ Петросян, Ваге (1976). «Поверхностная яркость и эволюция галактик» . Астрофизический журнал . 210 : Л53. Бибкод : 1976ApJ...209L...1P . дои : 10.1086/182301 .
  154. ^ «Петросянская величина» . Слоановский цифровой обзор неба . Архивировано из оригинала 2 августа 2023 года . Проверено 20 апреля 2024 г.
  155. ^ Перейти обратно: а б Грэм, Алистер В.; Водитель, Саймон П.; Петросян, Ваге; Конселиче, Кристофер Дж.; Бершади, Мэтью А.; Кроуфорд, Стивен М.; Гото, Томоцугу (2005). «Общие величины галактик и эффективные радиусы по величинам и радиусам Петросяна». Астрономический журнал . 130 (4): 1535–1544. arXiv : astro-ph/0504287 . Бибкод : 2005AJ....130.1535G . дои : 10.1086/444475 . S2CID   11517686 .
  156. ^ Джаррет, Том; Розенберг, Джессика (6 февраля 1997 г.). «Круглые и фиксированные эллиптические апертуры: Петросиан и изофотальная фотометрия» . Сравнение фотометрии GALWORKS и STSDAS IRAF в полярном поле, Центр научных данных WISE . Калифорнийский технологический институт . Проверено 20 апреля 2024 г.
  157. ^ «Меры потока, величины и диаметра SDSS» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . 19 июля 2017 г. Проверено 20 апреля 2024 г.
  158. ^ Перейти обратно: а б Джарретт, TH; Честер, Т.; Кутри, Р.; Шнайдер, SE; Хухра, JP (2003). «Атлас больших галактик 2MASS» . Астрономический журнал . 125 (2): 525–554. Бибкод : 2003AJ....125..525J . дои : 10.1086/345794 . S2CID   117784410 .
  159. ^ Аргудо-Фернандес, М.; Верли, С.; Бергонд, Г.; Дуарте Пуэртас, С.; Рамос Кармона, Э.; Сабатер, Дж.; Фернандес Лоренцо, М.; Эспада, Д.; Сулентич, Дж.; Руис, Дж. Э.; Леон, С. (июнь 2015 г.). «Каталоги изолированных галактик, изолированных пар и изолированных тройек в локальной Вселенной» . Астрономия и астрофизика . 578 : А110. arXiv : 1504.00117 . Бибкод : 2015A&A...578A.110A . дои : 10.1051/0004-6361/201526016 . ISSN   0004-6361 .
  160. ^ Караченцев И.Д.; Макаров Д.И.; Караченцева В.Е.; Мельник О.В. (январь 2011 г.). «Каталог близких изолированных галактик в объёме z < 0,01» . Астрофизический вестник . 66 (1): 1–27. arXiv : 1103.3990 . Бибкод : 2011AstBu..66....1K . дои : 10.1134/S1990341311010019 . ISSN   1990-3413 .
  161. ^ Мельник О.; Караченцева В.; Караченцев И. (1 августа 2015 г.). «Скорость звездообразования в изолированных галактиках, выбранных из двухмикронного обзора всего неба» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 451 (2): 1482–1495. arXiv : 1504.07990 . дои : 10.1093/mnras/stv950 . ISSN   1365-2966 .
  162. ^ Хиршманн, Микаэла; Де Люсия, Габриэлла; Иовино, Анжела; Куччиати, Ольга (1 августа 2013 г.). «Изолированные галактики в иерархических моделях формирования галактик – современные свойства и история окружающей среды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (2): 1479–1491. arXiv : 1302.3616 . Бибкод : 2013MNRAS.433.1479H . дои : 10.1093/mnras/stt827 . ISSN   1365-2966 .
  163. ^ Ван, Вентинг; Уайт, Саймон Д.М. (21 августа 2012 г.). «Обилие спутников вокруг ярких изолированных галактик: Обилие спутников» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 424 (4): 2574–2598. arXiv : 1203.0009 . Бибкод : 2012MNRAS.424.2574W . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21256.x .
  164. ^ «Группы и скопления галактик» . Рентгеновская обсерватория Чандра . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 22 февраля 2024 года . Проверено 15 января 2007 г.
  165. ^ Рикер, Пол. «Когда сталкиваются скопления галактик» . Суперкомпьютерный центр Сан-Диего . Калифорнийский университет, Сан-Диего . Архивировано из оригинала 2 августа 2023 года . Проверено 21 апреля 2024 г.
  166. ^ Помпеи, Эмануэла; Далем, Майкл; Иовино, Анджела (24 ноября 2006 г.). Далем, Майкл (ред.). «Оптический и радиообзор южных компактных групп галактик» . Бирмингемского университета Группа астрофизики и космических исследований . Архивировано из оригинала 13 июня 2007 года . Проверено 15 января 2007 г.
  167. ^ Понман, Тревор (25 февраля 2005 г.). «Галактические системы: Группы» . Группа астрофизики и космических исследований Бирмингемского университета . Архивировано из оригинала 15 февраля 2009 года . Проверено 15 января 2007 г.
  168. ^ Жирарди, Мариса; Джурицин, Г. (2000). «Наблюдательная функция масс свободных групп галактик». Астрофизический журнал . 540 (1): 45–56. arXiv : astro-ph/0004149 . Бибкод : 2000ApJ...540...45G . дои : 10.1086/309314 . S2CID   14059401 .
  169. ^ «Хаббл обнаружил самый дальний из когда-либо виденных протоскоплений галактик» (пресс-релиз). НАСА , Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 12 июня 2018 года . Проверено 22 января 2015 г.
  170. ^ Дубински, Джон (1998). «Происхождение ярчайших скоплений галактик» . Астрофизический журнал . 502 (2): 141–149. arXiv : astro-ph/9709102 . Бибкод : 1998ApJ...502..141D . дои : 10.1086/305901 . S2CID   3137328 . Архивировано из оригинала 14 мая 2011 года.
  171. ^ «АТЛАСГАЛ Исследование Млечного Пути завершено» . Европейская южная обсерватория . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 года . Проверено 7 марта 2016 г.
  172. ^ Бахколл, Нета А. (1988). «Крупномасштабная структура Вселенной, обозначенная скоплениями галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 26 (1): 631–686. Бибкод : 1988ARA&A..26..631B . дои : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 .
  173. ^ Мандолези, Назарено; и др. (1986). «Крупномасштабная однородность Вселенной, измеренная по микроволновому фону». Письма к природе . 319 (6056): 751–753. Бибкод : 1986Natur.319..751M . дои : 10.1038/319751a0 . S2CID   4349689 .
  174. ^ Хорват, Иштван; Сова, Жолт; Хаккила, Джон; Тот, Виктор Л. (2015). «Новые данные подтверждают существование Великой стены Геркулеса – Северной Короны». Астрономия и астрофизика . 584 : А48. arXiv : 1510.01933 . Бибкод : 2015A&A...584A..48H . дои : 10.1051/0004-6361/201424829 . S2CID   56073380 .
  175. ^ Хорват, Иштван; Сова, Жолт; Хаккила, Джон; Тот, Л. Виктор (2014). «Аномалии пространственного распределения гамма-всплесков» . Proceedings of Science : 78. arXiv : 1507.05528 . Бибкод : 2014styd.confE..78H . дои : 10.22323/1.233.0078 .
  176. ^ ван ден Берг, Сидней (2000). «Обновленная информация о локальной группе». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 112 (770): 529–536. arXiv : astro-ph/0001040 . Бибкод : 2000PASP..112..529В . дои : 10.1086/316548 . S2CID   1805423 .
  177. ^ Талли, Ричард Брент (1982). «Локальное сверхскопление» . Астрофизический журнал . 257 : 389–422. Бибкод : 1982ApJ...257..389T . дои : 10.1086/159999 .
  178. ^ Темпель, Эльмо ​​(1 сентября 2014 г.). «Космология: Знакомьтесь со сверхскоплением Ланиакея» . Природа . 513 (7516): 41–42. Бибкод : 2014Natur.513...41T . дои : 10.1038/513041a . ПМИД   25186896 .
  179. ^ Перейти обратно: а б Бек, Райнер (2007). «Галактические магнитные поля» . Схоларпедия . 2 (8): 2411. Бибкод : 2007SchpJ...2.2411B . doi : 10.4249/scholarpedia.2411 .
  180. ^ «Тайны строительства галактического мегаполиса» (Пресс-релиз). Европейская южная обсерватория . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 года . Проверено 15 октября 2014 г.
  181. ^ «Протогалактики» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 18 ноября 1999 года. Архивировано из оригинала 25 марта 2008 года . Проверено 10 января 2007 г.
  182. ^ Фирмани, Дж.; Авила-Риз, Владимир (2003). «Физические процессы, лежащие в основе морфологической последовательности Хаббла». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 17 : 107–120. arXiv : astro-ph/0303543 . Бибкод : 2003RMxAC..17..107F .
  183. ^ Перейти обратно: а б с Даял, Пратика; Феррара, Андреа (декабрь 2018 г.). «Раннее формирование галактик и его крупномасштабные последствия» . Отчеты по физике . 780–782: 1–64. arXiv : 1809.09136 . Бибкод : 2018PhR...780....1D . дои : 10.1016/j.physrep.2018.10.002 .
  184. ^ Перейти обратно: а б Клессен, Ральф С.; Гловер, Саймон, Колорадо (18 августа 2023 г.). «Первые звезды: образование, свойства и влияние» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 61 (1): 65–130. arXiv : 2303.12500 . Бибкод : 2023ARA&A..61...65K . doi : 10.1146/annurev-astro-071221-053453 . ISSN   0066-4146 .
  185. ^ Баркана, Реннан; Леб, Авраам (2001). «В начале: первые источники света и реионизация Вселенной» (PDF) . Отчеты по физике . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Бибкод : 2001PhR...349..125B . дои : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9 . S2CID   119094218 . Архивировано из оригинала (PDF) 14 марта 2021 г.
  186. ^ Прощай, Деннис (17 июня 2015 г.). «Найдены следы древнейших звезд, обогативших космос» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 29 июня 2019 года . Проверено 17 июня 2015 г.
  187. ^ Плуг Харо, Пол; Дикинсон, Марк; Финкельштейн, Стивен Л.; Открытка, Джейхан С.; Доннан, Каллум Т.; Бургарелла, Денис; Карналл, Адам С.; Каллен, Фергюс; Данлоп, Джеймс С.; Фернандес, Виталь; Фудзимото, Сэйдзи; Юнг, Интаэ; Криппс, Мелани; Ларсон, Ребекка Л.; Папович, Кейси (26 октября 2023 г.). «Подтверждение и опровержение очень ярких галактик в ранней Вселенной» . Природа 622 (7984): 707–711. arXiv : 2303.15431 . Бибкод : 2023Nature.622..707A . дои : 10.1038/ s41586-023-06521-7 ISSN   0028-0836 . ПМИД   37579792 .
  188. ^ Бойлан-Колчин, Майкл (13 апреля 2023 г.). «Стресс-тестирование ΛCDM с кандидатами в галактики с большим красным смещением» . Природная астрономия . 7 (6): 731–735. arXiv : 2208.01611 . Бибкод : 2023НатАс...7..731Б . дои : 10.1038/s41550-023-01937-7 . ISSN   2397-3366 . ПМЦ   10281863 . ПМИД   37351007 .
  189. ^ Собрал, Дэвид; и др. (4 июня 2015 г.). «Доказательства наличия POPIII-подобных звездных популяций в наиболее ярких излучателях LYMAN-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение» . Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Бибкод : 2015ApJ...808..139S . дои : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID   18471887 .
  190. ^ Боулер, RAA; Маклюр, Р.Дж.; Данлоп, Дж. С.; Маклеод, диджей; Стэнвей, скорая помощь; Элдридж, Джей-Джей; Джарвис, MJ (5 апреля 2017 г.). «Нет доказательств существования звезд населения III или черной дыры прямого коллапса в альфа-излучателе Лаймана 'CR7' с z = 6,6 » . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (1): 448–458. arXiv : 1609.00727 . дои : 10.1093/mnras/stx839 . ISSN   0035-8711 .
  191. ^ «Признаки самых ранних галактик» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 6 августа 2020 года . Проверено 15 сентября 2015 г.
  192. ^ Longair 2008 , с. 583.
  193. ^ О'Каллаган, Джонатан (6 декабря 2022 г.). «Астрономы борются с открытием JWST ранних галактик» . Научный американец . Проверено 6 декабря 2022 г.
  194. ^ «Моделирование показывает, как растущие черные дыры регулируют формирование галактик» (пресс-релиз). Университет Карнеги-Меллон . 9 февраля 2005 года. Архивировано из оригинала 31 марта 2012 года . Проверено 7 января 2007 г.
  195. ^ Мэсси, Роберт; Хьюард, Анита (21 апреля 2007 г.). «Пойманы с поличным; формирование галактик, захваченных в молодой Вселенной» . Королевское астрономическое общество . Архивировано из оригинала 15 ноября 2013 года . Проверено 20 апреля 2007 г.
  196. ^ Ногучи, Масафуми (1999). «Ранняя эволюция дисковых галактик: образование выпуклостей в комковатых молодых галактических дисках». Астрофизический журнал . 514 (1): 77–95. arXiv : astro-ph/9806355 . Бибкод : 1999ApJ...514...77N . дои : 10.1086/306932 . S2CID   17963236 .
  197. ^ Боуг, Карлтон; Френк, Карлос (май 1999 г.). «Как устроены галактики?» . Институт физики . Архивировано из оригинала 26 апреля 2007 года . Проверено 16 января 2007 г.
  198. ^ Гонсалес, Гильермо (1998). Реболо, Рафаэль; Мартин, Эдуардо Л.; Осорио, Мария Роза Сапатеро (ред.). Звездная металличность — связь планет (PDF) . Коричневые карлики и внесолнечные планеты . Серия конференций ASP. Том. 134. стр. 431–437. Бибкод : 1998ASPC..134..431G .
  199. ^ Московиц, Клара (25 сентября 2012 г.). «Телескоп Хаббл открывает самый дальний вид во Вселенную за всю историю» . Space.com . Архивировано из оригинала 5 мая 2020 года . Проверено 26 сентября 2012 г.
  200. ^ Рохас, Рэндалл Р.; Вогели, Майкл С.; Хойл, Фиона; Бринкманн, Джон (10 мая 2005 г.). «Спектроскопические свойства галактик войда в Слоанском цифровом обзоре неба» . Астрофизический журнал . 624 (2): 571–585. arXiv : astro-ph/0409074 . Бибкод : 2005ApJ...624..571R . дои : 10.1086/428476 . ISSN   0004-637X .
  201. ^ Конселиче, Кристофер Дж. (февраль 2007 г.). «Невидимая рука Вселенной» . Научный американец . Том. 296, нет. 2. С. 35–41. Бибкод : 2007SciAm.296b..34C . doi : 10.1038/scientificamerican0207-34 .
  202. ^ Форд, Х.; и др. (30 апреля 2002 г.). «Мыши (NGC 4676): столкновение галактик с хвостами звезд и газа» . Служба новостей Хаббла (пресс-релиз). НАСА . Архивировано из оригинала 7 сентября 2016 года . Проверено 8 мая 2007 г.
  203. ^ Удар, Кертис (1999). «Столкновения галактик». Отчеты по физике . 321 (1–3): 1–137. arXiv : astro-ph/9908269 . Бибкод : 1999PhR...321....1S . дои : 10.1016/S0370-1573(99)00030-7 . S2CID   119369136 .
  204. ^ Бузер, Роланд (2000). «Формирование и ранняя эволюция галактики Млечный Путь». Наука . 287 (5450): 69–74. Бибкод : 2000Sci...287...69B . дои : 10.1126/science.287.5450.69 . ПМИД   10615051 .
  205. ^ Круйссен, Дж. М. Дидерик; Пфеффер, Джоэл Л; Шеванс, Мелани; Бонака, Ана; Трухильо-Гомес, Себастьян; Бастиан, Нейт; Рейна-Кампос, Марта; Крэйн, Роберт А; Хьюз, Меган Э. (октябрь 2020 г.). «Кракен раскрывает себя — история слияния Млечного Пути, реконструированная с помощью моделирования E-MOSAICS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 498 (2): 2472–2491. arXiv : 2003.01119 . дои : 10.1093/mnras/staa2452 .
  206. ^ Янг, Моника (13 ноября 2020 г.). «Звездные скопления открывают «Кракена» в прошлом Млечного Пути» . Небо и телескоп . Архивировано из оригинала 15 ноября 2020 года . Проверено 15 ноября 2020 г.
  207. ^ Пантер, Б.; Хименес, Р.; Небеса, А.Ф.; Шарло, С. (2007). «История звездообразования галактик в Слоанском цифровом обзоре неба» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 378 (4): 1550–1564. arXiv : astro-ph/0608531 . Бибкод : 2007MNRAS.378.1550P . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x . S2CID   15174718 .
  208. ^ Кенникатт, Роберт С. младший; Тэмблин, Питер; Конгдон, Чарльз Э. (1994). «Прошлое и будущее звездообразование в дисковых галактиках». Астрофизический журнал . 435 (1): 22–36. Бибкод : 1994ApJ...435...22K . дои : 10.1086/174790 .
  209. ^ Кнапп, Джиллиан Р. (1999). Звездообразование в галактиках ранних типов . Том. 163. Тихоокеанское астрономическое общество . п. 119. arXiv : astro-ph/9808266 . Бибкод : 1999ASPC..163..119K . ISBN  978-1-886733-84-8 . OCLC   41302839 .
  210. ^ Перейти обратно: а б Адамс, Фред; Лафлин, Грег (13 июля 2006 г.). «Великая космическая битва» . Астрономическое общество Тихого океана . Архивировано из оригинала 13 мая 2012 года . Проверено 16 января 2007 г.
  211. ^ Чой, Чарльз К. (13 мая 2015 г.). «Разгадана космическая «тайна убийства»: галактики «задушены» » . Space.com . Архивировано из оригинала 24 марта 2021 года . Проверено 14 мая 2015 г.
  212. ^ Побоевски, Салли (21 января 1997 г.). «Физика предлагает заглянуть на темную сторону Вселенной» . Мичиганский университет . Архивировано из оригинала 21 января 2005 года . Проверено 13 января 2007 г.
  213. ^ «Уэбб раскрывает структуру 19 спиральных галактик» . ЕКА . 29 января 2024 г. . Проверено 30 января 2024 г.

Библиография

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxy&oldid=1235519370"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: dbc5bf8dca96d5e57e2d81cb9ebe68c4__1721401560
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/db/c4/dbc5bf8dca96d5e57e2d81cb9ebe68c4.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Galaxy - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)