A Tejút-galaxis szomszédai. Lehetséges mellékhatások

Mekkora a távolság a legközelebbi galaxistól? 2013. március 12

A tudósoknak most először sikerült megmérniük a legközelebbi galaxisunk pontos távolságát. Ez a törpe galaxis az úgynevezett Nagy Magellán-felhő. Tőlünk 163 ezer fényévnyire, egészen pontosan 49,97 kiloparszekre található.

A Nagy Magellán-felhő galaxis lassan lebeg az űrben, megkerülve galaxisunkat Tejút körül, ahogy a Hold kering a Föld körül.

A galaxis térségében található hatalmas gázfelhők lassan feloszlanak, ennek eredményeként új csillagok képződnek, amelyek fényükkel megvilágítják a csillagközi teret, fényes, színes kozmikus tájakat hozva létre. Az űrteleszkóp ezeket a tájakat fényképeken tudta megörökíteni. "Hubble".

A sekély galaxis, a Nagy Magellán-felhő magában foglalja a Tarantula-ködöt – a világűr legfényesebb csillagiskoláját a környékünkön –, és az új csillagok kialakulásának jeleit mutatta.

A tudósok ritka közeli csillagpárok megfigyelésével tudták elvégezni a számításokat elhomályosítja a kettős csillagokat. Ezek a csillagpárok gravitációsan kapcsolódnak egymáshoz, és amikor az egyik csillag elhomályosítja a másikat, ahogy azt egy földi megfigyelő látja, a rendszer általános fényessége csökken.

Ha összehasonlítja a csillagok fényességét, hihetetlen pontossággal kiszámíthatja a pontos távolságot.

Az űrobjektumok pontos távolságának meghatározása nagyon fontos az Univerzum méretének és korának megértéséhez. Egyelőre nyitott a kérdés: még egyik tudós sem tudja biztosan megmondani, mekkora az Univerzumunk.

Amint a csillagászok ilyen pontosságot értek el az űrbeli távolságok meghatározásában, képesek lesznek távolabbi objektumokra is tekinteni, és végül ki tudják számítani az Univerzum méretét.

Ezenkívül az új képességek lehetővé teszik Univerzumunk tágulási sebességének pontosabb meghatározását, valamint pontosabb kiszámítását Hubble állandó. Ezt az együtthatót Edwin P. Hubble amerikai csillagászról nevezték el, aki 1929-ben bebizonyította, hogy Univerzumunk kezdete óta folyamatosan tágul.

A galaxisok közötti távolság

A Nagy Magellán-felhőgalaxis a hozzánk legközelebbi törpegalaxis, de egy nagy galaxist a szomszédunknak tekintünk Androméda spirálgalaxis, amely körülbelül 2,52 millió fényévnyire található tőlünk.

A mi galaxisunk és az Androméda galaxis közötti távolság fokozatosan csökken. Körülbelül 100-140 kilométeres másodpercenkénti sebességgel közelednek egymáshoz, bár nem nagyon hamar, pontosabban 3-4 milliárd év múlva találkoznak.

Talán néhány milliárd év múlva így fog kinézni az éjszakai égbolt a földi megfigyelő számára.

A galaxisok közötti távolság tehát nagyon eltérő lehet az idő különböző szakaszaiban, mivel folyamatosan dinamikusak.

Az Univerzum léptéke

A látható Univerzum hihetetlen átmérőjű, ami milliárd, de talán több tízmilliárd fényév. Sok olyan objektum, amelyet teleszkópokkal láthatunk, már nem létezik, vagy teljesen másképp néz ki, mert a fénynek hihetetlenül sokáig tartott, amíg elérte őket.

A javasolt illusztrációsorozat legalább általánosságban segít elképzelni Univerzumunk léptékét.

A Naprendszer legnagyobb objektumaival (bolygók és törpebolygók)

A Nap (középen) és a hozzá legközelebb eső csillagok

A Tejút-galaxis, amely a Naprendszerhez legközelebb eső csillagrendszerek csoportját mutatja

Közeli galaxisok csoportja, köztük több mint 50 galaxis, amelyek száma folyamatosan növekszik, ahogy újakat fedeznek fel.

Galaxisok lokális szuperhalmaza (Virgo Supercluster). Mérete - körülbelül 200 millió fényév

Galaxisok szuperhalmazainak csoportja

Látható Univerzum

A GALAXIK, „extragalaktikus ködök” vagy „sziget-univerzumok” olyan óriási csillagrendszerek, amelyek csillagközi gázt és port is tartalmaznak. A Naprendszer galaxisunk – a Tejútrendszer – része. Az egész világűr, ameddig a legerősebb teleszkópok át tudnak hatolni, tele van galaxisokkal. A csillagászok legalább egymilliárdot tartanak számon. A legközelebbi galaxis körülbelül 1 millió fényévnyire található tőlünk. év (10 19 km), és a távcsövekkel rögzített legtávolabbi galaxisok több milliárd fényévnyire vannak. A galaxisok tanulmányozása a csillagászat egyik legambiciózusabb feladata.

Történelmi információk. A hozzánk legfényesebb és legközelebbi külső galaxisok - a Magellán-felhők - szabad szemmel láthatóak az égbolt déli féltekén, és az arabok is ismerték őket a 11. században, valamint az északi félteke legfényesebb galaxisa - a Nagy köd az Andromédában. A köd 1612-ben, S. Marius (1570–1624) német csillagász távcsője segítségével történő újrafelfedezésével megkezdődött a galaxisok, ködök és csillaghalmazok tudományos vizsgálata. Sok ködöt fedeztek fel a 17. és 18. században különböző csillagászok; akkor világító gázfelhőknek számítottak.

A galaxison túli csillagrendszerek gondolatát először a 18. század filozófusai és csillagászai tárgyalták: E. Swedenborg (1688–1772) Svédországban, T. Wright (1711–1786) Angliában, I. Kant (1724– 1804) Poroszországban, I. .Lambert (1728–1777) Elzászban és W. Herschel (1738–1822) Angliában. Azonban csak a 20. század első negyedében. a „szigeti univerzumok” létezése egyértelműen bebizonyosodott, elsősorban G. Curtis (1872–1942) és E. Hubble (1889–1953) amerikai csillagászok munkájának köszönhetően. Bebizonyították, hogy a legfényesebb, tehát a legközelebbi „fehér ködök” távolsága jelentősen meghaladja Galaxisunk méretét. Az 1924 és 1936 közötti időszakban a Hubble a galaxiskutatás határvonalát a közeli rendszerektől a Mount Wilson Obszervatórium 2,5 méteres teleszkópjának határáig tolta, i.e. akár több száz millió fényévig.

1929-ben a Hubble felfedezte az összefüggést a galaxis távolsága és mozgási sebessége között. Ez az összefüggés, a Hubble-törvény a modern kozmológia megfigyelési alapjává vált. A második világháború befejezése után megkezdődött a galaxisok aktív tanulmányozása új, nagyméretű, elektronikus fényerősítővel ellátott teleszkópok, automata mérőgépek és számítógépek segítségével. A mi és más galaxisainkból származó rádiósugárzás felfedezése új lehetőséget teremtett az Univerzum tanulmányozására, és rádiógalaxisok, kvazárok és a galaxismagok aktivitásának egyéb megnyilvánulásainak felfedezéséhez vezetett. A geofizikai rakéták és műholdak atmoszférán kívüli megfigyelései lehetővé tették az aktív galaxisok és galaxishalmazok magjából származó röntgensugárzás kimutatását.

Rizs. 1. A galaxisok osztályozása Hubble szerint

A „ködök” első katalógusát Charles Messier (1730–1817) francia csillagász adta ki 1782-ben. Ez a lista tartalmazza Galaxisunk csillaghalmazait és gázködeit, valamint extragalaktikus objektumokat. A Messier objektumszámokat ma is használják; például a Messier 31 (M 31) a híres Androméda-köd, a legközelebbi nagy galaxis, amelyet az Androméda csillagképben figyeltek meg.

Az égbolt szisztematikus felmérése, amelyet W. Herschel 1783-ban kezdett el, több ezer köd felfedezéséhez vezetett az északi égbolton. Ezt a munkát fia, J. Herschel (1792–1871) folytatta, aki megfigyeléseket végzett a déli féltekén a Jóreménység fokánál (1834–1838), és 1864-ben publikálta. Általános címtár 5 ezer köd és csillaghalmaz. A 19. század második felében. újonnan felfedezett tárgyakat adtak ezekhez az objektumokhoz, és J. Dreyer (1852–1926) 1888-ban publikálta Új megosztott könyvtár (Új általános katalógus – NGC), köztük 7814 objektum. 1895-ben és 1908-ban két további kiadásával Címtár index(IC) a felfedezett ködök és csillaghalmazok száma meghaladta a 13 ezret. Az NGC és IC katalógusok szerinti elnevezés azóta általánosan elfogadottá vált. Így az Androméda-köd vagy M 31, vagy NGC 224. A 1249, a 13. magnitúdónál fényesebb galaxist tartalmazó külön listát az égbolt fényképes felmérése alapján állítottak össze H. Shapley és A. Ames a Harvard Obszervatóriumból 1932-ben. .

Ezt a munkát jelentősen kibővítette az első (1964), a második (1976) és a harmadik (1991) kiadás Fényes galaxisok absztrakt katalógusa J. de Vaucouleurs és munkatársai. Az 1960-as években F. Zwicky (1898–1974) az USA-ban és B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) a Szovjetunióban jelentek meg kiterjedtebb, de kevésbé részletes, fényképes égboltfelmérő lemezek megtekintésére épülő katalógusokat. Ezek kb. 30 ezer galaxis a 15. magnitúdóig. A déli égbolt hasonló felmérését a közelmúltban fejezték be az Európai Déli Obszervatórium 1 méteres Schmidt kamerájával Chilében és az Egyesült Királyság 1,2 méteres Schmidt kamerájával Ausztráliában.

Túl sok 15 magnitúdónál halványabb galaxis van ahhoz, hogy listát készítsünk róluk. 1967-ben publikálták a 19. magnitúdónál fényesebb galaxisok (a deklinációtól északra 20) megszámlálásának eredményeit, amelyet C. Schein és K. Virtanen végzett a Lick Obszervatórium 50 cm-es asztrográfjának lemezei segítségével. Ilyen galaxisok voltak kb. 2 millió, nem számítva azokat, amelyeket a Tejútrendszer széles porsávja rejt el előlünk. És még 1936-ban, a Hubble a Mount Wilson Obszervatóriumban megszámolta a galaxisok számát a 21. magnitúdóig az égi szférán egyenletesen elhelyezkedő kis területen (a deklinációtól északra 30). Ezen adatok szerint az egész égbolton több mint 20 millió galaxis található, amelyek fényesebbek a 21. magnitúdónál.

Osztályozás. Különféle formájú, méretű és fényű galaxisok léteznek; egyesek elszigeteltek, de legtöbbjüknek szomszédai vagy műholdaik vannak, amelyek gravitációs hatást gyakorolnak rájuk. A galaxisok általában csendesek, de gyakran találhatók aktívak is. 1925-ben Hubble javasolta a galaxisok osztályozását a megjelenésük alapján. Később Hubble és Shapley, majd Sandage és végül a Vaucouleurs finomította. A benne lévő összes galaxis 4 típusra oszlik: elliptikus, lencse alakú, spirális és szabálytalan.

Elliptikus(E) a galaxisok a fényképeken ellipszis alakúak, éles határok és tiszta részletek nélkül. Fényességük a középpont felé növekszik. Ezek régi csillagokból álló forgó ellipszoidok; látszólagos alakjuk a megfigyelő látóvonalához való tájolástól függ. Élen figyelve az ellipszis rövid és hosszú tengelyeinek hosszának aránya eléri a  5/10-et (jelölve E5).

Rizs. 2. Elliptikus galaxis ESO 325-G004

Lencse alakú(L vagy S 0) a galaxisok hasonlóak az elliptikusakhoz, de a gömb alakú komponensen kívül vékony, gyorsan forgó egyenlítői koronggal rendelkeznek, néha gyűrű alakú szerkezetekkel, mint a Szaturnusz gyűrűi. A megfigyelt éles, lencse alakú galaxisok összenyomottabbnak tűnnek, mint az elliptikus galaxisok: tengelyeik aránya eléri a 2/10-et.

Rizs. 2. Az orsógalaxis (NGC 5866), egy lencse alakú galaxis a Draco csillagképben.

Spirál(S) galaxisok is két komponensből állnak - gömb alakú és lapos, de többé-kevésbé fejlett spirális szerkezettel a korongban. Az altípusok sorrendje mentén Sa, Sb, Sc, Sd(a „korai” spiráloktól a „késői” spirálokig), a spirálkarok vastagabbak, összetettebbek és kevésbé csavarodnak, a gömbölyű (centrális kondenzáció, ill. kidudorodás) csökken. Az éles spirálgalaxisok spirálkarjai nem láthatók, de a galaxis típusa meghatározható a dudor és a korong relatív fényessége alapján.

Rizs. 2. Példa egy spirálgalaxisra, a Kerék galaxisra (Messier 101 vagy NGC 5457)

Helytelen(én) a galaxisoknak két fő típusa van: Magellán típusú, i.e. típusú Magellán-felhők, folytatva a spirálok sorozatát Sm hogy Im, és nem Magellán típusú én 0, kaotikus sötét porsávokkal egy gömb alakú vagy korongos szerkezet, például lencse alakú vagy korai spirál tetején.

Rizs. 2. NGC 1427A, egy példa egy szabálytalan galaxisra.

Típusok LÉs S két családba és két típusba sorolható, attól függően, hogy a központon áthaladó és a lemezt metsző lineáris szerkezet van-e vagy nincs ( bár), valamint egy központilag szimmetrikus gyűrű.

Rizs. 2. A Tejút-galaxis számítógépes modellje.

Rizs. 1. NGC 1300, egy spirálgalaxis példa.

Rizs. 1. A GALAXISOK HÁROMDIMENZIÓS OSZTÁLYOZÁSA. Főbb típusok: E, L, S, I E től szekvenciálisan helyezkedik el Im hogy ; rendes családok Aés keresztbe tett B; fajta s

És r Sb.

.

Az alábbi kördiagramok a spirális és lencse alakú galaxisok tartományának fő konfigurációjának keresztmetszete. Rizs. 2. A SPIRÁL FŐ CSALÁDAI ÉS TÍPUSAI

a területen a fő konfiguráció keresztmetszeténél A galaxisokra más, finomabb morfológiai részleteken alapuló osztályozási sémák is léteznek, de a fotometriai, kinematikai és rádiós méréseken alapuló objektív osztályozást még nem dolgozták ki.

Összetett.

Két szerkezeti elem – egy gömb és egy korong – tükrözi a galaxisok csillagpopulációjának különbségét, amelyet W. Baade (1893–1960) német csillagász fedezett fel 1944-ben. Népesség I szabálytalan galaxisokban és spirálkarokban jelenlévő, O és B spektrális osztályú kék óriásokat és szuperóriásokat, K és M osztályú vörös szuperóriásokat, valamint csillagközi gázt és port tartalmaz ionizált hidrogén fényes régióival. Kis tömegű fősorozatú csillagokat is tartalmaz, amelyek a Nap közelében láthatók, de a távoli galaxisokban megkülönböztethetetlenek. Népesség II , az elliptikus és lencse alakú galaxisokban, valamint a spirálok középső régióiban és gömbhalmazokban található, vörös óriásokat tartalmaz a G5-től K5-ig, szubóriásokat és valószínűleg szubtörpéket; Bolygóködöket találunk benne, és novakitöréseket figyelünk meg (3. ábra). ábrán. A 4. ábra a csillagok spektrális típusai (vagy színei) és fényességük összefüggését mutatja a különböző populációkban. Rizs. 3. SZTÁRNAPOSSÁGOK

. A spirálgalaxisról, az Androméda-ködről készült fénykép azt mutatja, hogy az I. populáció kék óriásai és szuperóriásai koncentrálódnak a korongjában, a központi része pedig a II. populáció vörös csillagaiból áll. Az Androméda-köd műholdai is láthatók: az NGC 205 galaxis (

Kezdetben úgy gondolták, hogy az elliptikus galaxisok csak a II. populációt, a szabálytalan galaxisok pedig csak az I. populációt tartalmazzák. Kiderült azonban, hogy a galaxisok általában a két csillagpopuláció különböző arányú keverékét tartalmazzák. Részletes populációelemzés csak néhány közeli galaxis esetében lehetséges, de a távoli rendszerek színének és spektrumának mérései azt mutatják, hogy a csillagpopulációik közötti különbség nagyobb lehet, mint azt Baade gondolta.

Távolság.  A távoli galaxisok távolságának mérése a galaxisunk csillagaitól mért távolságok abszolút skáláján alapul. Telepítése többféleképpen történik. A legalapvetőbb a trigonometrikus parallaxis módszere, amely 300 sv távolságig érvényes. évre. A többi módszer közvetett és statisztikai jellegű; a csillagok megfelelő mozgásának, sugárirányú sebességének, fényességének, színének és spektrumának tanulmányozásán alapulnak. Ezek alapján a New és az RR Lyra típusú változók abszolút értékei és Cepheus, amelyek a legközelebbi galaxisok távolságának elsődleges mutatóivá válnak, ahol láthatók. A gömbhalmazok, ezeknek a galaxisoknak a legfényesebb csillagai és emissziós ködei másodlagos indikátorokká válnak, és lehetővé teszik a távolabbi galaxisok távolságának meghatározását. Végül maguk a galaxisok átmérőjét és fényességét használják harmadlagos indikátorként. A távolság mértékeként a csillagászok általában a tárgy látszólagos nagysága közötti különbséget használják m és abszolút nagysága M ; ez az érték ( m–M

) „látszólagos távolságmodulusnak” nevezzük. A valódi távolság meghatározásához korrigálni kell a csillagközi por általi fényelnyelés szempontjából. Ebben az esetben a hiba általában eléri a 10-20%-ot. Az extragalaktikus távolságskálát időről időre felülvizsgálják, ami azt jelenti, hogy a galaxisok más, távolságtól függő paraméterei is változnak. táblázatban Az 1. ábra a legpontosabb távolságokat mutatja a mai galaxisok legközelebbi csoportjaitól. A távolabbi, több milliárd fényévnyire lévő galaxisok távolságát a vöröseltolódásuk alapján alacsony pontossággal becsülik ( lásd alább

Klaszter a kemencében Egy galaxis felületi fényességének mérése megadja a csillagok teljes fényerejét egységnyi területen. A felületi fényesség változása a középponttól való távolság függvényében jellemzi a galaxis szerkezetét. Az elliptikus rendszereket, mint a legszabályosabb és legszimmetrikusabb rendszereket, részletesebben tanulmányozták, mint másokat; általában egyetlen fényerőtörvény írja le őket (5. ábra,):

A. Az elliptikus rendszereket, mint a legszabályosabb és legszimmetrikusabb rendszereket, részletesebben tanulmányozták, mint másokat; általában egyetlen fényerőtörvény írja le őket (5. ábra, Rizs. 5. GALAXISOK FÉNYESSÉG-ELOSZLÁSA – elliptikus galaxisok (a felületi fényesség logaritmusa a redukált sugár negyedik gyökétől függően jelenik meg ( r/r fajta e) 1/4, ahol fajta– távolság a központtól, és e az effektív sugár, amelyen belül a galaxis teljes fényességének fele található); b – lencse alakú galaxis NGC 1553; V

– három normál spirálgalaxis (minden vonal külső része egyenes, ami a fényesség távolságtól való exponenciális függését jelzi). e az effektív sugár, amelyen belül a galaxis teljes fényességének fele található); A lencserendszerekre vonatkozó adatok nem olyan teljesek.

Fényességprofiljaik (5. ábra, Sa) eltérnek az elliptikus galaxisok profiljaitól, és három fő régiójuk van: a mag, a lencse és a burok. Ezek a rendszerek köztesnek tűnnek az elliptikus és a spirális között. Sd A spirálok nagyon változatosak, szerkezetük összetett, fényességük eloszlására nincs egységes törvény. Úgy tűnik azonban, hogy a magtól távol eső egyszerű spirálok esetében a korong felületi fényessége exponenciálisan csökken a periféria felé. A mérések azt mutatják, hogy a spirálkarok fényereje nem olyan nagy, mint amilyennek látszik a galaxisokról készült fényképeken. – lencse alakú galaxis NGC 1553;).

A karok legfeljebb 20%-kal növelik a lemez fényességét kék fényben, és lényegesen kevesebbet piros fényben. A kidudorodásból származó fényességhez való hozzájárulás tól csökken Cepheus, amelyek a legközelebbi galaxisok távolságának elsődleges mutatóivá válnak, ahol láthatók. A gömbhalmazok, ezeknek a galaxisoknak a legfényesebb csillagai és emissziós ködei másodlagos indikátorokká válnak, és lehetővé teszik a távolabbi galaxisok távolságának meghatározását. Végül maguk a galaxisok átmérőjét és fényességét használják harmadlagos indikátorként. A távolság mértékeként a csillagászok általában a tárgy látszólagos nagysága közötti különbséget használják To ; ez az érték ((5. ábra, és abszolút nagysága A galaxis látszólagos nagyságának mérésével és abszolút nagyságaés meghatározzuk a távolság modulusát ( és abszolút nagysága), számítsa ki az abszolút értéket és abszolút nagysága.

A legfényesebb galaxisok, a kvazárok kivételével, E től szekvenciálisan helyezkedik el Sc 22, azaz. fényességük csaknem 100 milliárdszor nagyobb, mint a Napé. És a legkisebb galaxisok és abszolút nagysága Cepheus, amelyek a legközelebbi galaxisok távolságának elsődleges mutatóivá válnak, ahol láthatók. A gömbhalmazok, ezeknek a galaxisoknak a legfényesebb csillagai és emissziós ködei másodlagos indikátorokká válnak, és lehetővé teszik a távolabbi galaxisok távolságának meghatározását. Végül maguk a galaxisok átmérőjét és fényességét használják harmadlagos indikátorként. A távolság mértékeként a csillagászok általában a tárgy látszólagos nagysága közötti különbséget használják10, azaz. fényerő kb. 10 6 napelem. A galaxisok számának megoszlása ​​szerint Sd től szekvenciálisan helyezkedik el Im, az úgynevezett „fényességfüggvény”, az Univerzum galaktikus populációjának fontos jellemzője, de nem könnyű pontosan meghatározni.

Egy adott tértérfogatban lévő galaxisok teljes mintájánál, például egy halmazban, a fényességfüggvény meredeken növekszik a fényesség csökkenésével, azaz.

a törpegalaxisok száma sokszorosa az óriások számának. Az elliptikus rendszereket, mint a legszabályosabb és legszimmetrikusabb rendszereket, részletesebben tanulmányozták, mint másokat; általában egyetlen fényerőtörvény írja le őket (5. ábra, Rizs. 6. GALAXY FÉNYESSÉG FUNKCIÓ e az effektív sugár, amelyen belül a galaxis teljes fényességének fele található);– a minta fényesebb, mint egy bizonyos határérték látható; és abszolút nagysága– egy teljes minta egy bizonyos nagy térben. Vegye figyelembe a törperendszerek túlnyomó részét< -16.

B Méret

. Mivel a galaxisok csillagsűrűsége és fényessége fokozatosan csökken kifelé, méretük kérdése tulajdonképpen a távcső képességén nyugszik, azon, hogy képes-e kiemelni a galaxis külső régióinak halvány fényét az éjszakai égbolt fényében. A modern technológia lehetővé teszi a galaxisok olyan régióinak rögzítését, amelyek fényereje az égbolt fényességének 1%-ánál kisebb; ez körülbelül egymilliószor alacsonyabb, mint a galaktikus atommagok fényessége. Ezen izofóta (egyenlő fényességű vonal) szerint a galaxisok átmérője a törperendszerek esetében több ezer fényévtől az óriások esetében több százezer fényévig terjed. A galaxisok átmérője általában jól korrelál abszolút fényességükkel. ; től szekvenciálisan helyezkedik el Spektrális osztály és szín. A galaxis első spektrogramja - az Androméda-köd, amelyet 1899-ben a potsdami obszervatóriumban készített Yu Scheiner (1858–1913), abszorpciós vonalai a Nap spektrumára emlékeztetnek. A galaxisok spektrumainak masszív kutatása alacsony szórású (200-400 /mm) „gyors” spektrográfok létrehozásával kezdődött; ; később az elektronikus képfényerősítők alkalmazása lehetővé tette a szórás 20-100/mm-re való növelését. Im Morgan megfigyelései a Yerkes Obszervatóriumban kimutatták, hogy a galaxisok összetett csillagösszetétele ellenére spektrumaik általában közel vannak egy bizonyos osztályba tartozó csillagok spektrumához. Sm; Sd K , és észrevehető összefüggés van a spektrum és a galaxis morfológiai típusa között. Általános szabály, hogy az osztály spektruma szabálytalan galaxisaik vannak Sd; Scés spirálok Sc) eltérnek az elliptikus galaxisok profiljaitól, és három fő régiójuk van: a mag, a lencse és a burok. Ezek a rendszerek köztesnek tűnnek az elliptikus és a spirális között. Sb. Spectra osztály) eltérnek az elliptikus galaxisok profiljaitól, és három fő régiójuk van: a mag, a lencse és a burok. Ezek a rendszerek köztesnek tűnnek az elliptikus és a spirális között. A–F a spiráloknál Sb; Sa. Átmenet innen; Spektrális osztály és szín. tól spektrumváltozás kíséri ; F A; Spektrális osztály és szín..

F–G  , és a spirálok  , a lencse alakú és elliptikus rendszereknek spektrumaik van  G  .  3726 és 3729 és kétszeresen ionizált oxigén (O III) be  4959 és 5007. Az emissziós vonalak intenzitása általában korrelál a gázok és a szuperóriás csillagok mennyiségével a galaxisok korongjaiban: ezek a vonalak hiányoznak vagy nagyon gyengék az elliptikus és lencse alakú galaxisokban, de erősödnek a spirális és szabálytalan galaxisokban - Sa) eltérnek az elliptikus galaxisok profiljaitól, és három fő régiójuk van: a mag, a lencse és a burok. Ezek a rendszerek köztesnek tűnnek az elliptikus és a spirális között. Im.

Emellett a hidrogénnél nehezebb elemek (N, O, S) emissziós vonalainak intenzitása, és valószínűleg ezen elemek relatív bősége is csökken a koronggalaxisok magjától a perifériáig. Egyes galaxisok magjában szokatlanul erős emissziós vonalak találhatók. 1943-ban K. Seifert egy különleges galaxistípust fedezett fel, amelynek magjaiban nagyon széles hidrogénvonalak találhatók, ami nagy aktivitásukra utal. Ezeknek az atommagoknak a fényessége és spektrumai idővel változnak. Általánosságban elmondható, hogy a Seyfert-galaxisok magjai hasonlóak a kvazárokéhoz, bár nem olyan erősek. A galaxisok morfológiai sorrendje mentén változik a színük integrált indexe ( B–V A), azaz különbség a galaxis nagysága kék színbenés sárga

V

sugarak A galaxisok fő típusainak átlagos színindexe a következő:

Ezen a skálán a 0,0 a fehérnek, a 0,5 a sárgásnak, az 1,0 a vörösesnek felel meg. A részletes fotometria általában felfedi, hogy a galaxis színe magról peremre változik, ami a csillagösszetétel változását jelzi. A legtöbb galaxis kékebb a külső régióiban, mint a magjában; Ez sokkal észrevehetőbb a spirálokon, mint az ellipsziseken, mivel korongjaik sok fiatal kék csillagot tartalmaznak.  / = különbség a galaxis nagysága kék színben fajta A szabálytalan galaxisok, amelyekben általában nincs mag, gyakran kékebbek a közepén, mint a szélén. Forgás és tömeg. A galaxis középponton áthaladó tengely körüli forgása a spektrumában lévő vonalak hullámhosszának megváltozásához vezet: a galaxis hozzánk közeledő régióiból a vonalak a spektrum ibolya felé tolódnak el, a távolodó területekről pedig a vörös felé. (7. ábra). A Doppler-képlet szerint a vonal hullámhosszának relatív változása /c különbség a galaxis nagysága kék színben fajta, Hol különbség a galaxis nagysága kék színben és abszolút nagysága c fajta és abszolút nagysága a fénysebesség, és különbség a galaxis nagysága kék színben és abszolút nagysága– radiális sebesség, i.e. forrássebesség-komponens a látóvonal mentén. fajta és abszolút nagysága A galaxisok középpontja körüli csillagok forgási periódusai több százmillió évesek, keringési sebességük pedig eléri a 300 km/s-t. Általában a lemez forgási sebessége eléri a maximális értéket (

) bizonyos távolságra a központtól (), majd csökken (8. ábra). A galaxisunk közelében = 230 km/s távolságban= 40 ezer St. évek a központtól: Rizs. 7. A GALAXIA SPEKTRÁLIS VONALAI. Vonal a galaxis távolodó szélétől ( b ) a piros oldal felé (R), és a közeledő éltől ( a

) – ultraibolya (UV). Rizs. 8. GALAXY FORGÁSI GÖRBÉBEN különbség a galaxis nagysága kék színben. különbség a galaxis nagysága kék színben Forgási sebesség r eléri a maximális értéket M távolságban

R

M-re a galaxis közepétől, majd lassan csökken. és abszolút nagysága = A galaxisok spektrumában lévő abszorpciós vonalak és emissziós vonalak azonos alakúak, ezért a csillagok és a gáz a korongban azonos sebességgel, azonos irányban forognak. fajta 2 /Átmenet innen Forgás és tömeg. Átmenet innen Amikor a korongon lévő sötét porsávok elhelyezkedése alapján megértjük, hogy a galaxis melyik széle van közelebb hozzánk, akkor megtudhatjuk a spirálkarok csavarodásának irányát: az összes vizsgált galaxisban lemaradnak, azaz a középponttól távolodva a kar a forgásiránnyal ellentétes irányba hajlik. L A forgási görbe elemzése lehetővé teszi a galaxis tömegének meghatározását. A legegyszerűbb esetben a gravitációs erőt a centrifugális erővel egyenlővé téve megkapjuk a csillag pályáján belüli galaxis tömegét: rV– gravitációs állandó. A perifériás csillagok mozgásának elemzése lehetővé teszi a teljes tömeg becslését. Galaxisunk tömege kb. 210 11 naptömeg, az Androméda-köd esetében 410 11 , a Nagy Magellán-felhő esetében – 1510 9 . rV A koronggalaxisok tömege megközelítőleg arányos fényességükkel (

), tehát a kapcsolat  M/L közel azonosak, és a kék sugarak fényereje egyenlő és abszolút nagysága  r eléri a maximális értéket M/L 2 /Átmenet innen Forgás és tömeg. r eléri a maximális értéket 5 a naptömeg és fényerő egységeiben.

Egy gömb alakú galaxis tömege ugyanígy becsülhető, a korong forgási sebessége helyett a csillagok kaotikus mozgásának sebességét vesszük a galaxisban ( v  ), amelyet a spektrumvonalak szélességével mérünk, és sebességdiszperziónak nevezzük: A galaxis középponton áthaladó tengely körüli forgása a spektrumában lévő vonalak hullámhosszának megváltozásához vezet: a galaxis hozzánk közeledő régióiból a vonalak a spektrum ibolya felé tolódnak el, a távolodó területekről pedig a vörös felé. (7. ábra). A Doppler-képlet szerint a vonal hullámhosszának relatív változása / – a galaxis sugara (viriális tétel).  A csillagok sebességdiszórása az elliptikus galaxisokban általában 50-300 km/s, tömege pedig 10 9 naptömegtől törpe rendszerekben 10 12-ig az óriásokban.   1 cm), és „folyamatosnak” nevezik. Több fizikai folyamat is felelős érte, ezek közül a legfontosabb a szinte fénysebességgel mozgó csillagközi elektronok szinkrotronsugárzása gyenge csillagközi mágneses térben. 1950-ben R. Brown és K. Hazard (Jodrell Bank, Anglia) fedezte fel az 1,9 m-es hullámhosszú folyamatos emissziót az Androméda-ködből, majd sok más galaxisból. A normál galaxisok, mint a miénk vagy az M 31, gyenge rádióhullámforrások. A rádió hatótávolságában optikai erejüknek alig egy milliomod részét bocsátják ki. De néhány szokatlan galaxisban ez a sugárzás sokkal erősebb. A legközelebbi „rádiógalaxisok”, a Virgo A (M 87), a Centaur A (NGC 5128) és a Perseus A (NGC 1275) rádiós fényereje az optikaié 10 –4 10 –3. A ritka objektumok, például a Cygnus A rádiógalaxis esetében ez az arány közel áll az egységhez. Csak néhány évvel ennek a nagy teljesítményű rádióforrásnak a felfedezése után sikerült megtalálni a hozzá kapcsolódó halvány galaxist.

Sok halvány rádióforrást, amelyek valószínűleg távoli galaxisokhoz kapcsolódnak, még nem azonosítottak optikai objektumokkal.

Az Andromeda egy galaxis, más néven M31 és NGC224. Ez egy spirális formáció, amely körülbelül 780 kp (2,5 millió) távolságra található a Földtől.

A képen Androméda látható. A galaxis fehér és kék csíkokkal rendelkezik. Gyűrűket alkotnak körülötte, és forró, vörösen izzó óriáscsillagokat takarnak. A sötétkék-szürke sávok éles kontrasztot alkotnak ezekkel a fényes gyűrűkkel, és olyan területeket mutatnak be, ahol a csillagképződés még csak most kezdődik a sűrű felhőgubókban. A spektrum látható részén megfigyelve az Androméda gyűrűi inkább spirálkarokhoz hasonlítanak. Az ultraibolya tartományban ezek a képződmények inkább gyűrűs szerkezetek. Korábban a NASA teleszkópja fedezte fel őket. A csillagászok úgy vélik, hogy ezek a gyűrűk egy galaxis kialakulását jelzik a szomszédos galaxissal több mint 200 millió évvel ezelőtti ütközés eredményeként.

Androméda holdjai

A Tejútrendszerhez hasonlóan az Andromedának is van számos törpe műholdja, amelyek közül 14-et már felfedeztek. A leghíresebbek az M32 és az M110. Természetesen nem valószínű, hogy az egyes galaxisok csillagai ütköznek egymással, mivel a köztük lévő távolságok nagyon nagyok. A tudósoknak még meglehetősen homályos elképzeléseik vannak arról, hogy mi fog történni valójában. De már kitaláltak egy nevet a leendő újszülöttnek. Mamut – így hívják a tudósok a meg nem született óriásgalaxist.

Csillagok ütközései

Az Andromeda egy galaxis 1 billió csillaggal (10 12), a Tejút pedig 1 milliárddal (3 * 10 11). Az égitestek ütközésének esélye azonban elhanyagolható, hiszen óriási távolság van közöttük. Például a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 4,2 fényévnyire (4*10 13 km), vagyis 30 millióra (3*10 7) van a Nap átmérőjétől. Képzeld el, hogy a mi világítótestünk egy asztaliteniszlabda. Ezután a Proxima Centauri borsónak fog kinézni, amely 1100 km-re található tőle, és maga a Tejút 30 millió km széles lesz. Még a csillagok is a galaxis középpontjában (ahol leginkább koncentrálódnak) 160 milliárd (1,6 * 10 11) km távolságra helyezkednek el. Ez olyan, mintha 3,2 km-enként egy asztaliteniszlabda jutna. Ezért rendkívül kicsi annak az esélye, hogy a galaxisok egyesülése során bármely két csillag összeütközik.

Fekete lyuk ütközés

Az Androméda-galaxisnak és a Tejútnak van egy központi Nyilas A (3,6*10 6 naptömeg) és egy objektuma a Galaktikus Mag P2-halmazában. Ezek a fekete lyukak az újonnan kialakult galaxis középpontja közelében fognak összefolyni, és a keringési energiát átadják a csillagoknak, amelyek végül magasabb pályákra mozdulnak el. A fenti folyamat több millió évig is eltarthat. Amikor a fekete lyukak egy fényévnyire kerülnek egymáshoz, gravitációs hullámokat kezdenek kibocsátani. Az orbitális energia még erősebbé válik, amíg az egyesülés be nem fejeződik. A 2006-ban végzett modellezési adatok alapján a Föld először majdnem az újonnan kialakult galaxis középpontjába kerülhet, majd elhaladhat az egyik fekete lyuk közelében, és kilökődik a Tejútrendszeren túlra.

Az elmélet megerősítése

Az Androméda-galaxis megközelítőleg 110 km/s sebességgel közelít felénk. 2012-ig nem lehetett tudni, hogy bekövetkezik-e ütközés vagy sem. A Hubble Űrteleszkóp segítségével a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy ez szinte elkerülhetetlen. Az Androméda 2002 és 2010 közötti mozgásának nyomon követése után arra a következtetésre jutottak, hogy az ütközés körülbelül 4 milliárd év múlva következik be.

Hasonló jelenségek széles körben elterjedtek az űrben. Például úgy vélik, hogy az Androméda legalább egy galaxissal kapcsolatba került a múltban. Néhány törpegalaxis, például a SagDEG, továbbra is ütközik a Tejútrendszerrel, egyetlen formációt hozva létre.

A kutatások azt is sugallják, hogy az M33, vagyis a Triangulum Galaxy, a Helyi Csoport harmadik legnagyobb és legfényesebb tagja is részt vesz ezen az eseményen. Legvalószínűbb sorsa az egyesülés után létrejött objektum pályára lépése, a távoli jövőben pedig a végső egyesülés lesz. Azonban az M33 ütközése a Tejútrendszerrel, mielőtt az Androméda közeledne, vagy a Naprendszerünk kikerülne a Helyi Csoportból, kizárt.

A Naprendszer sorsa

A harvardi tudósok azt állítják, hogy a galaxisok egyesülésének időpontja az Androméda érintőleges sebességétől függ. A számítások alapján arra a következtetésre jutottunk, hogy 50% esély van arra, hogy az egyesülés során a Naprendszer a Tejútrendszer középpontjának jelenlegi távolságának háromszorosára kerül vissza. Nem tudni pontosan, hogyan fog viselkedni az Androméda galaxis. A Föld bolygó is veszélyben van. A tudósok szerint 12% az esélye annak, hogy az ütközés után valamivel az egykori „otthonunkon” kívülre kerülünk. Ennek az eseménynek azonban nagy valószínűséggel nem lesz jelentős káros hatása a Naprendszerre, és az égitestek sem pusztulnak el.

Ha kizárjuk a bolygótervezést, akkor idővel a Föld felszíne nagyon felforrósodik, és nem marad rajta folyékony víz, így élet sem.

Lehetséges mellékhatások

Amikor két spirálgalaxis egyesül, a korongjaikban lévő hidrogén összenyomódik. Megkezdődik az új csillagok intenzív képződése. Például ez megfigyelhető az NGC 4039, más néven "Antennák" kölcsönhatásban lévő galaxisban. Ha az Androméda és a Tejút egyesül, úgy vélik, hogy kevés gáz marad a korongjaikon. A csillagkeletkezés nem lesz olyan intenzív, bár valószínű egy kvazár születése.

Az egyesülés eredménye

A tudósok feltételesen Milcomedának nevezik az egyesülés során kialakult galaxist. A szimuláció eredménye azt mutatja, hogy a kapott objektum ellipszis alakú lesz. Középpontjában kisebb csillagsűrűség lesz, mint a modern elliptikus galaxisokban. De lemezes forma is lehetséges. Sok múlik azon, hogy mennyi gáz marad a Tejútrendszerben és az Andromédában. A közeljövőben a megmaradtak egy objektummá egyesülnek, és ez egy új evolúciós szakasz kezdetét jelenti.

Tények Andromedáról

• Az Andromeda a helyi csoport legnagyobb galaxisa. De valószínűleg nem a legmasszívabb. A tudósok azt sugallják, hogy a Tejútrendszerben koncentráltabb, és ez teszi galaxisunkat tömegesebbé.
• A tudósok azért kutatják az Andromédát, hogy megértsék a hozzá hasonló képződmények eredetét és fejlődését, mivel ez a hozzánk legközelebb eső spirálgalaxis.
• Az Androméda csodálatosan néz ki a Földről. Sokaknak sikerül lefényképezni is.
• Az Andromédának nagyon sűrű galaktikus magja van. Nemcsak hatalmas csillagok helyezkednek el a közepén, hanem legalább egy szupermasszív fekete lyuk is rejtőzik a magjában.
• Spirálkarjai két szomszédos galaxissal, az M32-vel és az M110-nel való gravitációs kölcsönhatás eredményeként hajlottak meg.
• Az Androméda belsejében legalább 450 gömb alakú csillaghalmaz kering. Köztük van néhány a legsűrűbb, amit felfedeztek.
• Az Androméda-galaxis a legtávolabbi objektum, amely szabad szemmel is látható. Jó kilátópontra és minimális erős fényre lesz szüksége.

Befejezésül azt szeretném tanácsolni az olvasóknak, hogy gyakrabban nézzenek fel a csillagos égre. Rengeteg új és ismeretlen dolgot tárol. Keressen egy kis szabadidőt a tér megfigyelésére hétvégén. Az Androméda-galaxis az égen lenyűgöző látvány.

A csillagászat egy elképesztően lenyűgöző tudomány, amely feltárja a kíváncsi elmék számára az Univerzum sokféleségét. Alig akad olyan ember, aki gyerekként soha ne nézné a csillagok szétszóródását az éjszakai égbolton. Ez a kép különösen szép nyáron, amikor a csillagok olyan közelinek és hihetetlenül fényesnek tűnnek. Az elmúlt években a csillagászok világszerte különösen érdeklődtek az Androméda iránt, a Tejútrendszerünkhöz legközelebb eső galaxis iránt. Úgy döntöttünk, hogy megtudjuk, mi vonzza pontosan a tudósokat, és vajon szabad szemmel is látható-e.

Andromeda: rövid leírás

Az Androméda-galaxis, vagy egyszerűen csak Androméda, az egyik legnagyobb. Körülbelül három-négyszer nagyobb, mint a Tejútrendszerünk, ahol a Naprendszer található. Előzetes becslések szerint körülbelül egybillió csillagot tartalmaz.

Az Androméda egy spirálgalaxis, speciális optikai eszközök nélkül is látható az éjszakai égbolton. De ne feledje, hogy a csillaghalmaz fényének több mint két és fél millió évre van szüksége ahhoz, hogy elérje Földünket! A csillagászok szerint most olyannak látjuk az Androméda-ködöt, mint kétmillió évvel ezelőtt. Hát nem csoda ez?

Az Androméda-köd: a megfigyelések történetéből

Az Andromédát először egy perzsa csillagász vette észre. 1946-ban katalogizálta, és ködös ragyogásként írta le. Hét évszázaddal később egy német csillagász leírta a galaxist, aki egy távcső segítségével idővel megfigyelte.

A tizenkilencedik század közepén a csillagászok megállapították, hogy az Androméda spektruma jelentősen eltér a korábban ismert galaxisokétól, és azt feltételezték, hogy sok csillagból áll. Ez az elmélet teljesen igazolt volt.

Az Androméda-galaxis, amelyet csak a tizenkilencedik század végén fényképeztek, spirális szerkezetű. Bár akkoriban csak a Tejútrendszer nagy részének számított.

A galaxis szerkezete

A modern teleszkópok segítségével a csillagászok elemezni tudták az Androméda-köd szerkezetét. A Hubble-teleszkóp mintegy négyszáz fiatal csillag megfigyelését tette lehetővé egy fekete lyuk körül keringőben. Ez a csillaghalmaz körülbelül kétszázmillió éves. A galaxisnak ez a szerkezete igencsak meglepte a tudósokat, mert eddig nem is gondolták, hogy a fekete lyuk körül csillagok is kialakulhatnak. Az összes korábban ismert törvény szerint a gáz kondenzációs folyamata a csillag kialakulása előtt egyszerűen lehetetlen fekete lyuk körülményei között.

Az Androméda-ködnek több műhold-törpe galaxisa van, amelyek a szélén helyezkednek el, és az abszorpció eredményeként oda is kerülhetnek. Ez kétszeresen is érdekes annak a ténynek köszönhetően, hogy a csillagászok a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis ütközését jósolják. Igaz, ez a fenomenális esemény nem fog hamarosan bekövetkezni.

Az Androméda-galaxis és a Tejút: egymás felé haladva

A tudósok már jó ideje készítenek bizonyos jóslatokat, megfigyelve mindkét csillagrendszer mozgását. Az a tény, hogy az Androméda egy galaxis, amely folyamatosan a Nap felé halad. A huszadik század elején egy amerikai csillagász képes volt kiszámítani, hogy milyen sebességgel történik ez a mozgás. Ezt a másodpercenkénti háromszáz kilométeres adatot még mindig a világ összes csillagásza használja megfigyelései és számításai során.

Számításaik azonban jelentősen eltérnek egymástól. Egyes tudósok azt állítják, hogy a galaxisok csak hétmilliárd év múlva fognak ütközni, mások viszont abban bíznak, hogy az Androméda mozgásának sebessége folyamatosan növekszik, és négymilliárd év múlva várható találkozás. A tudósok nem zárják ki azt a forgatókönyvet, amelyben néhány évtizeden belül ez az előre jelzett szám ismét jelentősen csökkenni fog. Jelenleg még általánosan elfogadott, hogy ütközésre nem kell korábban négymilliárd év múlva számítani. Mivel fenyeget minket az Androméda (galaxis)?

Ütközés: mi lesz?

Mivel a Tejút Androméda általi elnyelése elkerülhetetlen, a csillagászok megpróbálják szimulálni a helyzetet, hogy legalább némi információval rendelkezzenek erről a folyamatról. Számítógépes adatok szerint az abszorpció eredményeként a Naprendszer a galaxis peremére kerül, százhatvanezer fényévnyi távolságra repül majd. Naprendszerünk jelenlegi helyzetéhez képest a galaxis közepe felé huszonhatezer fényévvel távolodik el tőle.

Az új jövőbeli galaxis már megkapta a Milkyhoney nevet, és a csillagászok azt állítják, hogy az egyesülés miatt legalább másfél milliárd évvel fiatalabb lesz. Ebben a folyamatban új csillagok képződnek, amelyek sokkal fényesebbé és szebbé teszik galaxisunkat. Ő is alakot fog változtatni. Most az Androméda-köd bizonyos szöget zár be a Tejútrendszerrel, de az egyesülési folyamat során a létrejövő rendszer ellipszis alakot ölt, és úgymond nagyobb térfogatú lesz.

Az emberiség sorsa: túléljük a hatást?

Mi lesz az emberekkel? Milyen hatással lesz Földünkre a galaxisok találkozása? Meglepő módon a tudósok azt mondják, hogy ez egyáltalán nem lehetséges!!! Minden változás új csillagok és csillagképek megjelenésében fog kifejeződni. Az égbolt térképe teljesen megváltozik, mert a galaxis egy teljesen új és feltáratlan szegletében találjuk magunkat.

Természetesen egyes csillagászok a negatív fejlemények rendkívül jelentéktelen százalékát hagyják hátra. Ebben a forgatókönyvben a Föld ütközhet a Nappal vagy egy másik csillagtesttel az Androméda galaxisból.

Vannak bolygók az Androméda-ködben?

A tudósok rendszeresen kutatnak bolygók után a galaxisokban. Nem adják fel a kísérletet arra, hogy a Tejútrendszerben felfedezzenek egy Földünkhöz hasonló bolygót. Jelenleg több mint háromszáz objektumot fedeztek fel és írtak le, de mindegyik csillagrendszerünkben található. Az elmúlt években a csillagászok egyre közelebbről kezdték szemügyre venni az Andromédát. Vannak egyáltalán bolygók?

Tizenhárom évvel ezelőtt csillagászok egy csoportja új módszerrel azt feltételezte, hogy az Androméda-köd egyik csillagának van egy bolygója. Becsült tömege Naprendszerünk legnagyobb bolygójának, a Jupiternek a hat százaléka. Tömege háromszázszorosa a Föld tömegének.

Jelenleg ez a feltételezés a tesztelés stádiumában van, de minden esélye megvan arra, hogy szenzációvá váljon. Végül is a csillagászok eddig nem fedeztek fel bolygókat más galaxisokban.

Felkészülés egy galaxis felkutatására az égen

Ahogy már mondtuk, még szabad szemmel is láthatunk egy szomszédos galaxist az éjszakai égbolton. Természetesen ehhez bizonyos ismeretekkel kell rendelkeznie a csillagászat területén (legalább tudnia kell, hogy néznek ki a csillagképek, és meg kell tudnia találni őket).

Ráadásul szinte lehetetlen bizonyos csillaghalmazokat látni a város éjszakai égboltján – a fényszennyezés megakadályozza, hogy a megfigyelők legalább valamit lássanak. Ezért, ha mégis saját szemével szeretné látni az Androméda-ködöt, nyár végén menjen el a faluba, vagy legalább egy városi parkba, ahol nincs sok utcai lámpa. A megfigyelésre a legjobb idő október, de augusztustól szeptemberig elég jól látható a horizont felett.

Androméda-köd: keresési séma

Sok fiatal amatőr csillagász álmodik arról, hogy megtudja, hogyan is néz ki valójában az Androméda. Az égen lévő galaxis egy kis fényes foltra hasonlít, de a közelben található fényes csillagoknak köszönhetően megtalálható.

A legegyszerűbb, ha megtaláljuk Cassiopeiát az őszi égbolton – úgy néz ki, mint a W betű, csak megnyúltabb, mint ahogy azt írásban szokták jelölni. Általában a csillagkép jól látható az északi féltekén, és az ég keleti részén található. Lent található az Androméda-galaxis. Ha látni szeretné, meg kell találnia még néhány tereptárgyat.

Három fényes csillag a Cassiopeia alatt, egy vonalban megnyúltak és vörös-narancssárga árnyalatúak. A középső, Mirak a legpontosabb referenciapont a kezdő csillagászok számára. Ha egyenes vonalat húz felfelé belőle, egy kis világító foltot fog észrevenni, amely felhőhöz hasonlít. Ez a fény lesz az Androméda-galaxis. Sőt, a megfigyelhető fényt akkor is küldték a Földre, amikor egyetlen ember sem volt a bolygón. Elképesztő tény, nem?

A tudósok egy ideje tudják, hogy nem a Tejút-galaxis az egyetlen az Univerzumban. A Helyi Csoporthoz tartozó galaxisunkon kívül - egy 54 galaxisból és törpegalaxisból álló gyűjtemény - egy nagyobb formáció részei is vagyunk, más néven a Virgo Cluster of Galaxies. Tehát elmondhatjuk, hogy a Tejútrendszernek sok szomszédja van.

Ezek közül a legtöbb ember azt hiszi, hogy az Androméda-galaxis a legközelebbi galaktikus szomszédunk. De igazából Androméda van a legközelebb spirál Galaxis, de egyáltalán nem a legközelebbi Galaxis. Ez a megkülönböztetés a Tejútrendszerben található törpe galaxis kialakulásának köszönhető, amely Canis Major Gnome Galax (más néven Canis Major) néven ismert.

Ez a csillagképződmény körülbelül 42 000 fényévre található a galaktikus központtól és mindössze 25 000 fényévre a naprendszerünktől. Ez közelebb helyezi hozzánk, mint a saját galaxisunk középpontja, amely 30 000 fényévre van a Naprendszertől.

Felfedezése előtt a csillagászok úgy vélték, hogy a Nyilas törpegalaxis a legközelebbi galaktikus képződmény a miénkben. A Földtől 70 000 fényévre található galaxist 1994-ben azonosították, hogy közelebb van hozzánk, mint a Nagy Magellán-felhőhöz, egy 180 000 fényévre lévő törpegalaxishoz, amely korábban legközelebbi szomszédunk címét viselte.

Mindez 2003-ban megváltozott, amikor a Canis Major törpegalaxist felfedezte a Two Micron Survey Survey (2MASS), egy csillagászati ​​küldetés, amely 1997 és 2001 között zajlott.

Az MT-n található teleszkópok használatával. Az arizonai Hopkins Obszervatóriumban (az északi féltekén) és az Amerika-közi Obszervatóriumban Chilében a déli féltekén a csillagászok átfogó felmérést végezhettek az égbolton infravörös fényben, amelyet nem akadályoz olyan erősen gáz és por, mint látható fény.

Ennek a technikának köszönhetően a csillagászoknak sikerült kimutatniuk az M osztályú óriáscsillagok igen jelentős sűrűségét a Canis Major csillagkép által elfoglalt égbolton, valamint számos más kapcsolódó struktúrát az ilyen típusú csillagokon belül, amelyek közül kettő úgy néz ki, mint széles, ájult ívek (amint a fenti képen látható).

Az M-osztályú csillagok elterjedtsége az, ami megkönnyítette a formáció észlelését. Ezek a hűvös, „vörös törpék” nem túl fényesek a többi csillagosztályhoz képest, és még szabad szemmel sem láthatók. Az infravörösben azonban nagyon fényesen ragyognak, és nagy számban jelentek meg.

Az összetétele mellett a Galaxis közel ellipszis alakú, és a feltételezések szerint annyi csillagot tartalmaz, mint a Nyilas törpe elliptikus galaxis, amely korábban a Tejútrendszeren belüli helyünkhöz legközelebb eső galaxisra volt esélyes.

A törpegalaxis mellett egy hosszú csillagsor is látható mögötte. Ez az összetett, gyűrűs szerkezet – amelyet néha Monoceros gyűrűnek is neveznek – háromszor megkerüli a galaxist. A zuhanyt először a 21. század elején fedezték fel a Sloan Digital Sky Survey csillagászai.

Ennek a csillaggyűrűnek és a Nyilas Törpe Elliptikus Galaxishoz hasonló gömbhalmazok egymáshoz közeli csoportjainak vizsgálata során fedezték fel a Canis Major Törpegalaxist.

A jelenlegi elmélet szerint ez a galaxis beolvadt (vagy elnyelődött) a Tejút-galaxisba. A Tejút középpontja körül műholdként keringő többi gömbhalmaz – vagyis az NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 és NGC 2808 – feltehetően a Canis Major Törpegalaxis részei voltak a felszaporodása előtt.

Ennek a galaxisnak a felfedezése, majd a hozzá kapcsolódó csillagok későbbi elemzése némi alátámasztást ad a jelenlegi elmélethez, miszerint a galaxisok mérete nőhet, ha elnyeli kisebb szomszédjaikat. A Tejút azzá vált, amilyen most, és felemésztette a többi galaxist, mint egy nagy kutya, és ezt teszi ma is. És mivel a Canis Major Törpegalaxis csillagai technikailag már a Tejútrendszer részét képezik, értelemszerűen ez a hozzánk legközelebb álló galaxis.

A csillagászok azt is hiszik, hogy a nagy kutyatörpe galaxisokat a nagyobb tömegű Tejút-galaxis gravitációs tere húzza el. A galaxis teste már rendkívül leromlott, és ez a folyamat folytatódni fog, körbe- és körbeutazva Galaxisunkban. A felszaporodás során valószínűleg azzal fog véget érni, hogy a Nagy Kanis törpegalaxis 1 milliárdot tárol a 200-400 milliárd csillag közül, amelyek már a Tejútrendszer részét képezik.

2003-as felfedezése előtt a Nyilas törpe elliptikus galaxis volt, amely a miénkhez legközelebbi galaxis pozícióját tartotta. 75 000 fényévre. Ezt a négy gömbhalmazból álló törpegalaxist, amelyek átmérője körülbelül 10 000 fényév, 1994-ben fedezték fel. Ezt megelőzően a Nagy Magellán-felhőt tartották legközelebbi szomszédunknak.

Az Androméda-galaxis (M31) a hozzánk legközelebb álló spirálgalaxis. Bár - gravitációsan - kapcsolatban áll a Tejútrendszerrel, mégsem ez a legközelebbi galaxis - 2 millió fényévre. Az Andromeda jelenleg mintegy 110 kilométer/s sebességgel közelíti meg galaxisunkat. Körülbelül 4 milliárd év múlva az Androméda-galaxis egyesülése várhatóan egyetlen szupergalaxist alkot.