Dy galaktikat më të afërta me ne quhen. Fati i Sistemit Diellor

Rruga e Qumështit, një shembull shumë tipik i llojit të saj të galaktikës, është aq i madh saqë dritës i duhen më shumë se 100 mijë vjet për të kaluar Galaktikën nga skaji në skaj me një shpejtësi prej 300,000 kilometrash në sekondë. Toka dhe Dielli ndodhen në një distancë prej rreth 30 mijë vjet dritë nga qendra e Rrugës së Qumështit. Nëse do të përpiqeshim t'i dërgonim një mesazh një krijese hipotetike që jeton pranë qendrës së Galaxy tonë, do të merrnim një përgjigje jo më shpejt se 60 mijë vjet më vonë. Një mesazh i dërguar me shpejtësinë e një aeroplani (600 milje ose 1000 kilometra në orë) në momentin e lindjes së Universit do të kishte përshkuar tashmë vetëm gjysmën e rrugës për në qendrën e Galaktikës dhe kohën e pritjes për një përgjigja do të kishte qenë 70 miliardë vjet.

Disa galaktika janë shumë më të mëdha se e jona. Më e madhja prej tyre - galaktikat e mëdha që lëshojnë sasi të mëdha energjie në formën e valëve të radios, siç është objekti i famshëm i qiellit jugor Centaurus A - janë njëqind herë më të mëdha në diametër se Rruga e Qumështit. Nga ana tjetër, ka shumë galaktika relativisht të vogla në Univers. Dimensionet e galaktikave eliptike xhuxh (një përfaqësues tipik ndodhet në konstelacionin Draco) janë vetëm rreth 10 mijë vjet dritë. Sigurisht, edhe këto objekte që nuk bien në sy janë pothuajse të paimagjinueshme të mëdha: megjithëse galaktika në yjësinë Draco mund të quhet xhuxh, diametri i saj i kalon 160,000,000,000,000,000 kilometra.

Megjithëse hapësira është e banuar nga miliarda galaktika, ato nuk janë aspak të ngushta: Universi është mjaft i madh që galaktikat të futen rehat në të, dhe ka ende shumë hapësirë ​​të lirë. Distanca tipike ndërmjet galaktikave të ndritshme është rreth 5-10 milionë vite dritë; vëllimi i mbetur është i zënë nga galaktikat xhuxh. Megjithatë, nëse marrim parasysh madhësitë e tyre, rezulton se galaktikat janë relativisht shumë më afër njëra-tjetrës sesa, për shembull, yjet në afërsi të Diellit. Diametri i yllit është i papërfillshëm në krahasim me distancën me yllin fqinj më të afërt. Diametri i Diellit është vetëm rreth 1.5 milion kilometra, ndërsa distanca me yllin tonë më të afërt është 50 milion herë më e madhe.

Për të imagjinuar distancat e mëdha midis galaktikave, le të zvogëlojmë mendërisht madhësinë e tyre në lartësinë e një personi mesatar. Pastaj, në një rajon tipik të Universit, galaktikat "të rritura" (të ndritshme) do të vendosen mesatarisht në një distancë prej 100 metrash nga njëra-tjetra, dhe një numër i vogël fëmijësh do të vendosen midis tyre. Universi do t'i ngjante një fushe të madhe bejsbolli me shumë hapësirë ​​të hapur midis lojtarëve. Vetëm në disa vende ku galaktikat mblidhen në grupime të ngushta. modeli ynë në shkallë i Universit është si një trotuar qyteti dhe askund nuk do të ishte diçka si një festë apo një makinë metroje në orën e pikut. Nëse yjet e një galaktike tipike do të reduktoheshin në shkallën e rritjes njerëzore, zona do të ishte jashtëzakonisht pak e populluar: fqinji më i afërt do të jetonte në një distancë prej 100 mijë kilometrash - rreth një e katërta e distancës nga Toka në Hënë.

Nga këta shembuj duhet të jetë e qartë se galaktikat janë të shpërndara mjaft rrallë në të gjithë Universin dhe përbëhen kryesisht nga hapësira boshe. Edhe nëse marrim parasysh gazin e rrallë që mbush hapësirën midis yjeve, dendësia mesatare e materies përsëri rezulton të jetë jashtëzakonisht e ulët. Bota e galaktikave është e madhe dhe pothuajse bosh.

Galaktikat në Univers nuk janë të njëjta. Disa prej tyre janë të lëmuara dhe të rrumbullakëta, të tjerat kanë formën e spiraleve të rrafshuara, të shpërndara dhe disa nuk kanë pothuajse asnjë strukturë. Astronomët, duke ndjekur punën pioniere të Edwin Hubble të botuar në vitet 1920, i klasifikojnë galaktikat bazuar në formën e tyre në tre lloje kryesore: eliptike, spirale dhe të parregullta, të përcaktuara përkatësisht E, S dhe Irr.

Shkenca

Shkencëtarët ishin në gjendje të masin distancën e saktë për herë të parë në galaktikën tonë më të afërt. Kjo galaktikë xhuxh njihet si Re e madhe e Magelanit. Ajo ndodhet në një distancë nga ne 163 mijë vite dritë ose 49,97 kiloparsekë për të qenë të saktë.

Galaktika e Resë së Madhe të Magelanit noton ngadalë nëpër hapësirë, duke anashkaluar galaktikën tonë Rruga e Qumështit rreth si Hëna rrotullohet rreth tokës.

Retë e mëdha gazi në rajonin e galaktikës shpërndahen ngadalë, duke rezultuar në formimin e yje të rinj, të cilat ndriçojnë hapësirën ndëryjore me dritën e tyre, duke krijuar peizazhe të ndritshme kozmike shumëngjyrëshe. Një teleskop hapësinor ishte në gjendje t'i kapte këto peizazhe në fotografi. "Habble".

Galaktika e cekët Reja e Madhe e Magelanit përfshin Mjegullnaja e Tarantulës- djepi më i ndritshëm yjor në hapësirë ​​në lagjen tonë - u panë në të shenjat e formimit të yjeve të rinj.

Shkencëtarët ishin në gjendje të bënin llogaritjet duke vëzhguar çifte të rralla të afërta të yjeve të njohur si duke eklipsuar yje të dyfishtë. Këto palë yje janë gravitacionale të lidhura me njëra-tjetrën, dhe kur një yll eklipson tjetrin, siç shihet nga një vëzhgues në Tokë, shkëlqimi i përgjithshëm i sistemit zvogëlohet.

Nëse krahasoni shkëlqimin e yjeve, mund të llogarisni distancën e saktë me ta me saktësi të jashtëzakonshme.

Përcaktimi i distancës së saktë nga objektet hapësinore është shumë i rëndësishëm për të kuptuar madhësinë dhe moshën e Universit tonë. Tani për tani pyetja mbetet e hapur: sa është madhësia e universit tonë Asnjë nga shkencëtarët nuk mund të thotë ende me siguri.

Pasi astronomët arritën të arrinin një saktësi të tillë në përcaktimin e distancave në hapësirë, ata do të jetë në gjendje të merret me objekte më të largëta dhe në fund të jetë në gjendje të llogarisë madhësinë e Universit.

Gjithashtu, aftësitë e reja do të bëjnë të mundur përcaktimin më të saktë të shkallës së zgjerimit të Universit tonë, si dhe llogaritjen më të saktë Konstante Hubble. Ky koeficient mori emrin Edwin P. Hubble, një astronom amerikan i cili në vitin 1929 vërtetoi se tonë Universi është zgjeruar vazhdimisht që nga fillimi i ekzistencës së tij..

Distanca midis galaktikave

Galaxy Large Magelanic Cloud - më afër nesh galaktikë xhuxh, por një galaktikë e madhe - konsiderohet fqinji ynë Galaktika spirale Andromeda, i cili ndodhet në një distancë prej përafërsisht 2.52 milionë vite dritë.

Distanca midis galaktikës sonë dhe galaktikës Andromeda duke u ulur gradualisht. Ata i afrohen njëri-tjetrit me një shpejtësi afërsisht 100-140 kilometra në sekondë, megjithëse nuk do të takohen shumë shpejt, ose më mirë, më pas 3-4 miliardë vjet.

Ndoshta kështu do të duket qielli i natës për një vëzhgues në tokë pas disa miliardë vjetësh.

Distancat midis galaktikave janë kështu mund të jenë shumë të ndryshme në faza të ndryshme kohore, pasi ato janë vazhdimisht në dinamikë.

Shkalla e Universit

Universi i dukshëm ka diametër i pabesueshëm, që është miliarda ose ndoshta dhjetëra miliarda vite dritë. Shumë objekte që mund t'i shohim me teleskopë nuk ekzistojnë më ose duken krejtësisht të ndryshme, sepse drita mori një kohë jashtëzakonisht të gjatë për t'i arritur ato.

Seria e propozuar e ilustrimeve do t'ju ndihmojë të imagjinoni të paktën në terma të përgjithshëm shkalla e Universit tonë.

Sistemi diellor me objektet e tij më të mëdha (planetet dhe planetët xhuxh)

Dielli (në qendër) dhe yjet më afër tij

Galaktika e Rrugës së Qumështit, që tregon grupin e sistemeve të yjeve më afër Sistemit Diellor

Një grup galaktikash aty pranë, duke përfshirë më shumë se 50 galaktika, numri i të cilave po rritet vazhdimisht ndërsa zbulohen të reja.

Supergrupi lokal i galaktikave (Virgo Supercluster). Madhësia: rreth 200 milionë vite dritë

Grup supergrupesh galaktikash

Universi i dukshëm

Nga sistemet e mëdha të yjeve aty pranë, mjegullnaja Andromeda (M31) është një galaktikë spirale 2.6 herë më e madhe në madhësi se shtëpia jonë, galaktika e Rrugës së Qumështit: diametri i saj është 260 mijë vjet dritë. Mjegullnaja e Andromedës ndodhet në një distancë prej 2.5 milionë vitesh dritë (772 kiloparseks) nga ne, dhe masa e saj është 300 miliardë masa diellore. Ai përbëhet nga rreth një trilion yje (për krahasim: Rruga e Qumështit përmban rreth 100 miliardë yje).

Mjegullnaja e Andromedës është objekti kozmik më i largët nga ne që mund të vërehet në qiellin me yje (hemisferën veriore) me sy të lirë, madje edhe në kushtet e dritës urbane - duket si një ovale e ndritur e turbullt. Duhet mbajtur mend se për shkak të faktit se dritës nga galaktika e Andromedës i duhen 2.5 milionë vjet për të arritur tek ne, ne e shohim atë siç ishte 2.5 milionë vjet më parë dhe nuk e dimë se si duket tani.

Astronomët kanë zbuluar se Galaxy Andromeda dhe Galaktika jonë po i afrohen njëri-tjetrit me një shpejtësi prej 100-140 km/s. Në rreth 3-4 miliardë vjet, ndoshta ata do të përplasen dhe më pas do të bashkohen në një galaktikë gjigante. Ne nxitojmë të sigurojmë ata që janë të shqetësuar për fatin e Sistemit Diellor si rezultat i kësaj përplasjeje: me shumë mundësi nuk do të ketë asnjë ndikim në Diell dhe planetë. Proceset e bashkimit galaktik nuk shoqërohen me përplasje katastrofike yjore, pasi distancat midis yjeve janë shumë të mëdha në krahasim me madhësinë e vetë yjeve.

Megjithatë, nuk duhet menduar se procesi i bashkimit të galaktikave, i shtrirë në miliona vjet, ndodh pa efekte dramatike. Kur dy galaktika i afrohen njëra-tjetrës, retë e gazit ndëryjor vijnë në kontakt së pari. Për shkak të ndërhyrjes së shpejtë, dendësia e tyre rritet ndjeshëm, ato nxehen dhe presioni në rritje i kthen këto re gazi dhe pluhuri në qendra për formimin e yjeve të rinj. Fillon një proces i dhunshëm, shpërthyes i formimit të yjeve, i shoqëruar nga shpërthime, shpërthime dhe nxjerrje të avionëve të zgjatur monstruozisht të pluhurit dhe gazit.

Megjithatë, le të kthehemi te fqinjët tanë. Galaktika e dytë spirale më e afërt me ne është M33. Ndodhet në yjësinë Triangulum dhe është 2.4 milionë vite dritë larg nesh. Diametri i saj është 2 herë më i vogël se Rruga e Qumështit dhe 4 herë më i vogël se Galaktika e Andromedës. Mund të shihet edhe me sy të lirë, por vetëm në një natë pa hënë dhe jashtë qytetit. Duket si një njollë e zbehtë dhe me mjegull midis α Triangulum dhe τ Peshqve.

Të gjitha galaktikat e tjera në mjedisin tonë të afërt janë galaktika xhuxh eliptike dhe të parregullta. Nga galaktikat e parregullta më të afërta me ne, dy janë me interes më të madh: Retë e mëdha dhe të vogla të Magelanit.

Retë e Magelanit janë satelitë të galaktikës sonë të Rrugës së Qumështit. Ato janë të dukshme edhe me sy të lirë, edhe pse vetëm në hemisferën jugore. Reja e Madhe e Magelanit ndodhet në konstelacionin Doradus. Është 170 mijë vite dritë larg nesh (50 kiloparsekë), diametri i tij është 20 mijë vite dritë dhe përmban rreth 30 miliardë yje. Pavarësisht se është një galaktikë e parregullt, Reja e Madhe e Magelanit ka një strukturë të ngjashme me atë të galaktikave spirale të kryqëzuara. Ai përmban të gjitha llojet e yjeve që njihen në Rrugën e Qumështit. Një tjetër objekt interesant u zbulua në Renë e Madhe të Magelanit - një nga komplekset më të ndritura të njohura të gazit dhe pluhurit me një gjatësi prej 700 vite dritë - Mjegullnaja e Tarantulës, një vatër e formimit të shpejtë të yjeve.

Reja e Vogël e Magelanit është 3 herë më e vogël se Reja e Madhe e Magelanit dhe gjithashtu i ngjan një galaktike spirale të kryqëzuar. Ndodhet në yjësinë Tucana, pranë Dorados. Distanca nga ne në këtë galaktikë është 210 mijë vite dritë (60 kiloparsekë).

Retë e Magelanit janë të rrethuara nga një guaskë e zakonshme e hidrogjenit neutral, e cila quhet Sistemi Magelanik.

Të dy retë e Magelanit janë viktima kanibalizëm galaktik nga Rruga e Qumështit: ndikimi gravitacional i Galaxy tonë gradualisht i shkatërron ato dhe tërheq lëndën e këtyre galaktikave. Prandaj forma e parregullt e Reve të Magelanit. Ekspertët besojnë se këto janë mbetjet e dy galaktikave të vogla në procesin e zhdukjes graduale. Sipas astronomëve, në 10 miliardë vitet e ardhshme Rruga e Qumështit do të thithë plotësisht të gjithë materialin e Reve të Magelanit. Procese të ngjashme ndodhin midis vetë reve të Magelanit: për shkak të gravitetit të tyre, Reja e Madhe e Magelanit "vjedh" miliona yje nga Reja e Vogël e Magelanit. Ndoshta ky fakt shpjegon aktivitetin e lartë të formimit të yjeve në Mjegullnajën e Tarantulës: ky rajon është pikërisht në rrugën e rrjedhës së gazit që graviteti i Resë së Madhe të Magelanit tërheq nga Reja e Vogël e Magelanit.

Kështu, duke përdorur shembullin e asaj që po ndodh në afërsi të galaktikës sonë, përsëri mund të bindeni se bashkimi i galaktikave dhe thithja e galaktikave të vogla nga ato më të mëdha është një fenomen krejtësisht i zakonshëm në jetën galaktike.

Galaktika jonë, galaktika e Andromedës dhe galaktika e trekëndëshit formojnë një grup galaktikash të lidhura nga ndërveprimi gravitacional. Ata e thërrasin atë Grupi lokal i galaktikave. Madhësia e Grupit Lokal është 1,5 megaparsek. Përveç tre galaktikave të mëdha spirale, Grupi Lokal përfshin më shumë se 50 galaktika xhuxhë dhe të parregullt (në formë). Kështu, Galaxy Andromeda ka të paktën 19 galaktika satelitore, dhe Galaxy ynë ka 14 satelitë të njohur (që nga viti 2005). Përveç tyre, Grupi Lokal përfshin galaktika të tjera xhuxh që nuk janë satelitë të galaktikave të mëdha.

Sa është distanca me galaktikën më të afërt? 12 mars 2013

Për herë të parë, shkencëtarët kanë qenë në gjendje të matin distancën e saktë deri në galaktikën tonë më të afërt. Kjo galaktikë xhuxh njihet si Re e madhe e Magelanit. Ndodhet në një distancë prej 163 mijë vjet dritë nga ne, ose 49,97 kiloparsekë, për të qenë të saktë.

Galaktika e Resë së Madhe të Magelanit noton ngadalë nëpër hapësirë, duke anashkaluar galaktikën tonë Rruga e Qumështit rreth ashtu si Hëna rrotullohet rreth Tokës.

Retë e mëdha gazi në rajonin e galaktikës shpërndahen ngadalë, duke rezultuar në formimin e yjeve të rinj që ndriçojnë hapësirën ndëryjore me dritën e tyre, duke krijuar peizazhe kozmike të ndritshme dhe shumëngjyrëshe. Një teleskop hapësinor ishte në gjendje t'i kapte këto peizazhe në fotografi. "Habble".

Galaktika e cekët, Reja e Madhe e Magelanit, përfshin Mjegullnajën e Tarantulës - çerdhja më e ndritshme e yjeve në hapësirë ​​në lagjen tonë - dhe ka treguar shenja të formimit të yjeve të rinj.

Shkencëtarët ishin në gjendje të bënin llogaritjet duke vëzhguar çifte të rralla të afërta të yjeve të njohur si duke eklipsuar yje të dyfishtë. Këto çifte yjesh janë të lidhur në mënyrë gravitacionale me njëri-tjetrin, dhe kur një yll eklipson tjetrin, siç shihet nga një vëzhgues në Tokë, shkëlqimi i përgjithshëm i sistemit zvogëlohet.

Nëse krahasoni shkëlqimin e yjeve, mund të llogarisni distancën e saktë me ta me saktësi të jashtëzakonshme.

Përcaktimi i distancës së saktë nga objektet hapësinore është shumë i rëndësishëm për të kuptuar madhësinë dhe moshën e Universit tonë. Për momentin, pyetja mbetet e hapur: asnjë nga shkencëtarët nuk mund të thotë me siguri se sa është madhësia e Universit tonë.

Pasi astronomët të kenë arritur një saktësi të tillë në përcaktimin e distancave në hapësirë, ata do të jenë në gjendje të shikojnë objekte më të largëta dhe, në fund të fundit, të jenë në gjendje të llogarisin madhësinë e Universit.

Gjithashtu, aftësitë e reja do të bëjnë të mundur përcaktimin më të saktë të shkallës së zgjerimit të Universit tonë, si dhe llogaritjen më të saktë Konstante Hubble. Ky koeficient u emërua pas Edwin P. Hubble, një astronom amerikan i cili vërtetoi në vitin 1929 se Universi ynë është zgjeruar vazhdimisht që nga fillimi i tij.

Distanca midis galaktikave

Galaktika e Reve të Madhe të Magelanit është galaktika xhuxh më e afërt me ne, por një galaktikë e madhe konsiderohet fqinji ynë Galaktika spirale Andromeda, e cila ndodhet në një distancë prej rreth 2.52 milionë vite dritë nga ne.

Distanca midis galaktikës sonë dhe galaktikës Andromeda po zvogëlohet gradualisht. Ata po i afrohen njëri-tjetrit me një shpejtësi afërsisht 100-140 kilometra në sekondë, megjithëse nuk do të takohen shumë shpejt, ose më mirë, në 3-4 miliardë vjet.

Ndoshta kështu do të duket qielli i natës për një vëzhgues në tokë pas disa miliardë vjetësh.

Kështu, distancat midis galaktikave mund të jenë shumë të ndryshme në faza të ndryshme kohore, pasi ato janë vazhdimisht në dinamikë.

Shkalla e Universit

Universi i dukshëm ka një diametër të jashtëzakonshëm, i cili është miliarda, dhe ndoshta dhjetëra miliarda vite dritë. Shumë objekte që mund t'i shohim me teleskopë nuk ekzistojnë më ose duken krejtësisht të ndryshme, sepse drita mori një kohë jashtëzakonisht të gjatë për t'i arritur ato.

Seria e propozuar e ilustrimeve do t'ju ndihmojë të imagjinoni të paktën në terma të përgjithshëm shkallën e Universit tonë.

Sistemi diellor me objektet e tij më të mëdha (planetet dhe planetët xhuxh)

Dielli (në qendër) dhe yjet më afër tij

Galaktika e Rrugës së Qumështit, që tregon grupin e sistemeve të yjeve më afër Sistemit Diellor

Një grup galaktikash aty pranë, duke përfshirë më shumë se 50 galaktika, numri i të cilave po rritet vazhdimisht ndërsa zbulohen të reja.

Supergrupi lokal i galaktikave (Virgo Supercluster). Madhësia - rreth 200 milion vjet dritë

Grup supergrupesh galaktikash

Universi i dukshëm

GALAKSITË, "mjegullnajat ekstragalaktike" ose "universet ishullore", janë sisteme gjigante yjore që përmbajnë gjithashtu gaz dhe pluhur ndëryjor. Sistemi diellor është pjesë e galaktikës sonë - Rruga e Qumështit. E gjithë hapësira e jashtme, në masën që mund të depërtojnë teleskopët më të fuqishëm, është e mbushur me galaktika. Astronomët numërojnë të paktën një miliard prej tyre. Galaktika më e afërt ndodhet në një distancë prej rreth 1 milion vjet dritë nga ne. vjet (10 19 km), dhe galaktikat më të largëta të regjistruara nga teleskopët janë miliarda vite dritë larg. Studimi i galaktikave është një nga detyrat më ambicioze në astronomi.

Informacion historik. Galaktikat e jashtme më të ndritshme dhe më të afërta për ne - Retë e Magelanit - janë të dukshme me sy të lirë në hemisferën jugore të qiellit dhe ishin të njohura për arabët në shekullin e 11-të, si dhe galaktika më e ndritshme në hemisferën veriore - Mjegullnaja e madhe në Andromeda. Me rizbulimin e kësaj mjegullnaje në 1612 duke përdorur një teleskop nga astronomi gjerman S. Marius (1570–1624), filloi studimi shkencor i galaktikave, mjegullnajave dhe grupimeve të yjeve. Shumë mjegullnaja u zbuluan nga astronomë të ndryshëm në shekujt 17 dhe 18; atëherë ato konsideroheshin re të gazit të ndritshëm.

Ideja e sistemeve të yjeve përtej galaktikës u diskutua për herë të parë nga filozofët dhe astronomët e shekullit të 18-të: E. Swedenborg (1688–1772) në Suedi, T. Wright (1711–1786) në Angli, I. Kant (1724– 1804) në Prusi, I. .Lambert (1728–1777) në Alsace dhe W. Herschel (1738–1822) në Angli. Megjithatë, vetëm në çerekun e parë të shekullit të 20-të. ekzistenca e "universeve ishullore" u vërtetua pa mëdyshje kryesisht falë punës së astronomëve amerikanë G. Curtis (1872-1942) dhe E. Hubble (1889-1953). Ata vërtetuan se distancat me "mjegullnajat e bardha" më të ndritshme, dhe për këtë arsye më të afërta, tejkalojnë ndjeshëm madhësinë e galaktikës sonë. Gjatë periudhës nga 1924 deri në 1936, Hubble shtyu kufirin e kërkimit të galaktikave nga sistemet e afërta deri në kufirin e teleskopit 2.5 metra në Observatorin Mount Wilson, d.m.th. deri në disa qindra milionë vite dritë.

Në vitin 1929, Hubble zbuloi marrëdhënien midis distancës deri në një galaktikë dhe shpejtësisë së lëvizjes së saj. Kjo marrëdhënie, ligji i Hubble, është bërë baza vëzhguese e kozmologjisë moderne. Pas përfundimit të Luftës së Dytë Botërore, studimi aktiv i galaktikave filloi me ndihmën e teleskopëve të rinj të mëdhenj me amplifikues elektronik të dritës, makina matëse automatike dhe kompjuterë. Zbulimi i emetimit të radios nga galaktikat tona dhe të tjera dha një mundësi të re për të studiuar Universin dhe çoi në zbulimin e radiogalaktikave, kuazareve dhe manifestimeve të tjera të aktivitetit në bërthamat e galaktikave. Vëzhgimet ekstra-atmosferike nga raketat dhe satelitët gjeofizikë kanë bërë të mundur zbulimin e emetimit të rrezeve X nga bërthamat e galaktikave aktive dhe grupimeve të galaktikave.

Oriz. 1. Klasifikimi i galaktikave sipas Hubble

Katalogu i parë i "mjegullnajave" u botua në 1782 nga astronomi francez Charles Messier (1730-1817). Kjo listë përfshin si grupimet e yjeve dhe mjegullnajat e gazta të galaktikës sonë, si dhe objektet ekstragalaktike. Numrat e objekteve Messier përdoren edhe sot; për shembull, Messier 31 (M 31) është Mjegullnaja e famshme Andromeda, galaktika e madhe më e afërt e vëzhguar në yjësinë Andromeda.

Një studim sistematik i qiellit, i filluar nga W. Herschel në 1783, e çoi atë në zbulimin e disa mijëra mjegullnajave në qiellin verior. Kjo punë u vazhdua nga djali i tij J. Herschel (1792-1871), i cili bëri vëzhgime në hemisferën jugore në Kepin e Shpresës së Mirë (1834-1838) dhe u botua në 1864 Drejtoria e përgjithshme 5 mijë mjegullnaja dhe grupime yjesh. Në gjysmën e dytë të shekullit të 19-të. Këtyre objekteve iu shtuan ato të sapo zbuluara dhe J. Dreyer (1852–1926) botoi në 1888 Drejtoria e re e përbashkët (Katalogu i Ri i Përgjithshëm – NGC), duke përfshirë 7814 objekte. Me botimin në 1895 dhe 1908 të dy shtesë Indeksi i drejtorisë(IC) numri i mjegullnajave dhe grupimeve të yjeve i ka kaluar 13 mijë Emërtimi sipas katalogëve NGC dhe IC është bërë përgjithësisht i pranuar. Kështu, Mjegullnaja Andromeda është caktuar ose M 31 ose NGC 224. Një listë e veçantë e 1249 galaktikave më të shndritshme se magnituda e 13-të, bazuar në një vëzhgim fotografik të qiellit, u përpilua nga H. Shapley dhe A. Ames nga Observatori i Harvardit në 1932 .

Kjo vepër u zgjerua ndjeshëm nga botimet e para (1964), të dytë (1976) dhe të tretë (1991). Katalog abstrakt i galaktikave të ndritshme J. de Vaucouleurs dhe kolegët. Katalogë më të gjerë, por më pak të detajuar të bazuar në shikimin e pllakave fotografike të vëzhgimit të qiellit u botuan në vitet 1960 nga F. Zwicky (1898–1974) në SHBA dhe B.A Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) në BRSS. Ato përmbajnë përafërsisht. 30 mijë galaktika deri në magnitudë të 15-të. Një studim i ngjashëm i qiellit jugor u përfundua kohët e fundit duke përdorur kamerën Schmidt 1 metër të Observatorit Evropian Jugor në Kili dhe Kamerën Schmidt 1.2 metra të Britanisë së Madhe në Australi.

Ka shumë galaktika më të zbehta se magnituda 15 për të bërë një listë të tyre. Në vitin 1967, u publikuan rezultatet e një numërimi të galaktikave më të shndritshme se magnituda e 19-të (në veri të deklinacionit 20) të kryer nga C. Schein dhe K. Virtanen duke përdorur pllaka të astrografit 50 cm të Observatorit Lick. Kishte përafërsisht galaktika të tilla. 2 milionë, pa llogaritur ato që na fshihen nga rripi i gjerë i pluhurit të Rrugës së Qumështit. Dhe në vitin 1936, Hubble në Observatorin Mount Wilson numëroi numrin e galaktikave deri në magnitudën e 21-të në disa zona të vogla të shpërndara në mënyrë të barabartë në të gjithë sferën qiellore (në veri të deklinimit 30). Sipas këtyre të dhënave, në të gjithë qiellin ka më shumë se 20 milionë galaktika më të ndritshme se madhësia e 21-të.

Klasifikimi. Ka galaktika të formave, madhësive dhe shkëlqimeve të ndryshme; disa janë të izoluar, por shumica kanë fqinjë ose satelitë që ushtrojnë ndikim gravitacional mbi ta. Si rregull, galaktikat janë të qeta, por ato aktive gjenden shpesh. Në vitin 1925, Hubble propozoi një klasifikim të galaktikave bazuar në pamjen e tyre. Më vonë ajo u rafinua nga Hubble dhe Shapley, pastaj Sandage dhe në fund Vaucouleurs. Të gjitha galaktikat në të ndahen në 4 lloje: eliptike, thjerrëzore, spirale dhe të parregullta.

Eliptike(E) galaktikat në fotografi kanë formën e elipsave pa kufij të mprehtë dhe detaje të qarta. Shkëlqimi i tyre rritet drejt qendrës. Këto janë elipsoidë rrotullues të përbërë nga yje të vjetër; forma e tyre e dukshme varet nga orientimi në vijën e shikimit të vëzhguesit. Kur vërehet nga skaji, raporti i gjatësisë së boshteve të shkurtër dhe të gjatë të elipsë arrin  5/10 (shënohet E5).

Oriz. 2. Eliptik Galaxy ESO 325-G004

Thjerrëzore(L ose S 0) galaktikat janë të ngjashme me ato eliptike, por, përveç përbërësit sferoidal, ato kanë një disk ekuatorial të hollë, që rrotullohet me shpejtësi, ndonjëherë me struktura në formë unaze si unazat e Saturnit. Galaktikat thjerrëzore të vëzhguara në skaje duken më të ngjeshura se ato eliptike: raporti i boshteve të tyre arrin 2/10.

Oriz. 2. Galaktika e gishtit (NGC 5866), një galaktikë thjerrëzore në yjësinë e Drakos.

Spirale(S) galaktikat gjithashtu përbëhen nga dy përbërës - sferoidal dhe i sheshtë, por me një strukturë spirale pak a shumë të zhvilluar në disk. Përgjatë sekuencës së nëntipave Sa, Sb, Sc, Sd(nga spirale "të hershme" në "të vonshme"), krahët spirale bëhen më të trashë, më komplekse dhe më pak të përdredhur, dhe sferoidi (kondensimi qendror, ose fryrje) zvogëlohet. Galaktikat spirale të skajshme nuk kanë krahë spirale të dukshme, por lloji i galaktikës mund të përcaktohet nga shkëlqimi relativ i fryrjes dhe diskut.

Oriz. 2. Një shembull i një galaktike spirale, Galaxy Pinwheel (Messier 101 ose NGC 5457)

E pasaktë(I) galaktikat janë dy llojesh kryesore: tipi Magelanik, d.m.th. lloji Retë Magelanik, duke vazhduar sekuencën e spiraleve nga Sm te Im, dhe tip jo Magellan I 0, që ka korsi pluhuri të errët kaotik në majë të një strukture sferoide ose disku si një spirale thjerrëzore ose e hershme.

Oriz. 2. NGC 1427A, një shembull i një galaktike të parregullt.

Llojet L Dhe S ndahen në dy familje dhe dy lloje në varësi të pranisë ose mungesës së një strukture lineare që kalon nëpër qendër dhe kryqëzon diskun ( bar), si dhe një unazë simetrike qendrore.

Oriz. 2. Modeli kompjuterik i galaktikës Rruga e Qumështit.

Oriz. 1. NGC 1300, një shembull i një galaktike spirale me hekura.

Oriz. 1. KLASIFIKIMI TRIDIMENSIONAL I GALAKSIVE. Llojet kryesore: E, L, S, I E vendosur në mënyrë sekuenciale nga Im te ; familjet e zakonshme A dhe kaloi B; lloj s

Dhe r Sb.

.

Diagramet rrethore më poshtë janë një seksion kryq i konfigurimit kryesor në rajonin e galaktikave spirale dhe thjerrëzash. Oriz. 2. FAMILJET KRYESORE DHE LLOJET E SPIRALEVE

në seksion kryq të konfigurimit kryesor në zonë Ekzistojnë skema të tjera klasifikimi për galaktikat bazuar në detaje më të imta morfologjike, por një klasifikim objektiv i bazuar në matjet fotometrike, kinematike dhe radio nuk është zhvilluar ende.

Kompleksi.

Dy komponentë strukturorë - një sferoid dhe një disk - pasqyrojnë ndryshimin në popullsinë yjore të galaktikave, të zbuluara në vitin 1944 nga astronomi gjerman W. Baade (1893–1960). Popullsia I , i pranishëm në galaktika të parregullta dhe krahë spirale, përmban gjigantë blu dhe supergjigantë të klasave spektrale O dhe B, supergjigantë të kuq të klasave K dhe M, dhe gaz dhe pluhur ndëryjor me rajone të ndritshme të hidrogjenit të jonizuar. Ai përmban gjithashtu yje të sekuencës kryesore me masë të ulët, të cilët janë të dukshëm pranë Diellit, por që nuk dallohen në galaktikat e largëta. Popullsia II , i pranishëm në galaktikat eliptike dhe thjerrëzore, si dhe në rajonet qendrore të spiraleve dhe në grupimet globulare, përmban gjigantë të kuq nga klasa G5 në K5, nëngjigantë dhe ndoshta nënxhuxhë; Në të gjenden mjegullnaja planetare dhe vërehen shpërthime të reja (Fig. 3). Në Fig. Figura 4 tregon lidhjen midis llojeve (ose ngjyrave) spektrale të yjeve dhe shkëlqimit të tyre për popullata të ndryshme. Oriz. 3. POPULLSIA E YJEVE

. Një fotografi e galaktikës spirale, Mjegullnaja Andromeda, tregon se gjigantët blu dhe supergjigantët e Popullsisë I janë të përqendruar në diskun e saj, dhe pjesa qendrore përbëhet nga yje të kuq të Popullsisë II. Satelitët e Mjegullnajës Andromeda janë gjithashtu të dukshme: galaktika NGC 205 (

Fillimisht u mendua se galaktikat eliptike përmbanin vetëm Popullsinë II, dhe galaktikat e parregullta vetëm Popullsinë I. Megjithatë, doli që galaktikat zakonisht përmbajnë një përzierje të dy popullsive yjore në përmasa të ndryshme. Analizat e detajuara të popullsisë janë të mundshme vetëm për disa galaktika të afërta, por matjet e ngjyrës dhe spektrit të sistemeve të largëta tregojnë se ndryshimi në popullatat e tyre yjore mund të jetë më i madh se sa mendonte Baade.

Largësia.  Matja e distancave në galaktikat e largëta bazohet në shkallën absolute të distancave me yjet e galaktikës sonë. Është instaluar në disa mënyra. Më themelore është metoda e paralaksave trigonometrike, e vlefshme deri në distanca 300 sv. vjet. Metodat e mbetura janë indirekte dhe statistikore; ato bazohen në studimin e lëvizjeve të duhura, shpejtësive radiale, shkëlqimit, ngjyrës dhe spektrit të yjeve. Mbi bazën e tyre, vlerat absolute të New dhe variablat e llojit RR Lyra dhe Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. Grumbullimet globulare, yjet më të shndritshëm dhe mjegullnajat emetuese të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti m dhe madhësinë e saj absolute M ; kjo vlerë ( m–M

) quhet "moduli i distancës së dukshme". Për të zbuluar distancën e vërtetë, ajo duhet të korrigjohet për thithjen e dritës nga pluhuri ndëryjor. Në këtë rast, gabimi zakonisht arrin 10-20%. Shkalla e distancës ekstragalaktike rishikohet herë pas here, që do të thotë se ndryshojnë edhe parametrat e tjerë të galaktikave që varen nga distanca. Në tabelë 1 tregon distancat më të sakta me grupet më të afërta të galaktikave sot. Distancat në galaktikat më të largëta, miliarda vite dritë larg, vlerësohen me saktësi të ulët nga zhvendosjet e tyre të kuqe ( shih më poshtë

Grup në furrë Matja e shkëlqimit të sipërfaqes së një galaktike jep shkëlqimin total të yjeve të saj për njësi të sipërfaqes. Ndryshimi i shkëlqimit të sipërfaqes me distancën nga qendra karakterizon strukturën e galaktikës. Sistemet eliptike, si më të rregulltit dhe simetrikët, janë studiuar më në detaje se të tjerët; në përgjithësi, ato përshkruhen nga një ligj i vetëm i ndriçimit (Fig. 5,):

A. Sistemet eliptike, si më të rregulltit dhe simetrikët, janë studiuar më në detaje se të tjerët; në përgjithësi, ato përshkruhen nga një ligj i vetëm i ndriçimit (Fig. 5, Oriz. 5. SHPËRNDARJA E LUMINOSITETIT TË GALAKSIVE - galaktikat eliptike (logaritmi i shkëlqimit të sipërfaqes tregohet në varësi të rrënjës së katërt të rrezes së reduktuar ( r/r lloj e) 1/4, ku lloj– largësia nga qendra, dhe e është rrezja efektive, brenda së cilës gjendet gjysma e shkëlqimit total të galaktikës); b – galaktika thjerrëzore NGC 1553; V

– tre galaktika spirale normale (pjesa e jashtme e secilës vijë është e drejtë, që tregon një varësi eksponenciale të shkëlqimit nga distanca). e është rrezja efektive, brenda së cilës gjendet gjysma e shkëlqimit total të galaktikës); Të dhënat mbi sistemet thjerrëzore nuk janë aq të plota.

Profilet e tyre të ndriçimit (Fig. 5, Sa) ndryshojnë nga profilet e galaktikave eliptike dhe kanë tre rajone kryesore: bërthamën, thjerrëzën dhe mbështjellësin. Këto sisteme duket se janë të ndërmjetme midis eliptike dhe spirale. Sd Spiralet janë shumë të ndryshme, struktura e tyre është komplekse dhe nuk ka asnjë ligj të vetëm për shpërndarjen e shkëlqimit të tyre. Megjithatë, duket se për spirale të thjeshta larg bërthamës, shkëlqimi i sipërfaqes së diskut zvogëlohet në mënyrë eksponenciale drejt periferisë. Matjet tregojnë se shkëlqimi i krahëve spirale nuk është aq i madh sa duket kur shikon fotografitë e galaktikave. – galaktika thjerrëzore NGC 1553;).

Krahët shtojnë jo më shumë se 20% në shkëlqimin e diskut në dritën blu dhe dukshëm më pak në dritën e kuqe. Kontributi në shkëlqimin nga fryrja zvogëlohet nga Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. Grumbullimet globulare, yjet më të shndritshëm dhe mjegullnajat emetuese të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti për të ; kjo vlerë ((Fig. 5, dhe madhësinë e saj absolute Duke matur madhësinë e dukshme të galaktikës dhe madhësinë e saj absolute dhe përcaktimi i modulit të distancës së tij ( dhe madhësinë e saj absolute), llogarit vlerën absolute dhe madhësinë e saj absolute.

Galaktikat më të ndritshme, duke përjashtuar kuazarët, E vendosur në mënyrë sekuenciale nga Sc 22, d.m.th. shkëlqimi i tyre është pothuajse 100 miliardë herë më i madh se ai i Diellit. Dhe galaktikat më të vogla dhe madhësinë e saj absolute Cepheus, të cilët bëhen treguesit kryesorë të distancës deri në galaktikat më të afërta ku ato janë të dukshme. Grumbullimet globulare, yjet më të shndritshëm dhe mjegullnajat emetuese të këtyre galaktikave bëhen tregues dytësorë dhe bëjnë të mundur përcaktimin e distancave në galaktikat më të largëta. Së fundi, diametrat dhe shkëlqimet e vetë galaktikave përdoren si tregues terciar. Si masë e distancës, astronomët zakonisht përdorin ndryshimin midis madhësisë së dukshme të një objekti10, d.m.th. ndriçimi përafërsisht. 10 6 diellore. Shpërndarja e numrit të galaktikave sipas Sd vendosur në mënyrë sekuenciale nga Im, i quajtur "funksioni i ndriçimit", është një karakteristikë e rëndësishme e popullsisë galaktike të Universit, por nuk është e lehtë të përcaktohet me saktësi.

Për një kampion të plotë galaktikash në një vëllim të caktuar hapësire, për shembull në një grumbull, funksioni i ndriçimit rritet ndjeshëm me zvogëlimin e shkëlqimit, d.m.th.

numri i galaktikave xhuxh është shumë herë më i madh se numri i galaktikave gjigante. Sistemet eliptike, si më të rregulltit dhe simetrikët, janë studiuar më në detaje se të tjerët; në përgjithësi, ato përshkruhen nga një ligj i vetëm i ndriçimit (Fig. 5, Oriz. 6. FUNKSIONI I Shkëlqimit të GALAKSISË e është rrezja efektive, brenda së cilës gjendet gjysma e shkëlqimit total të galaktikës);- mostra është më e ndritshme se një vlerë e caktuar kufizuese e dukshme; dhe madhësinë e saj absolute– një mostër e plotë në një vëllim të caktuar të madh hapësire. Vini re numrin dërrmues të sistemeve xhuxh me< -16.

B Madhësia

. Meqenëse dendësia dhe shkëlqimi yjor i galaktikave gradualisht zbehet nga jashtë, çështja e madhësisë së tyre në fakt qëndron në aftësitë e teleskopit, në aftësinë e tij për të nxjerrë në pah shkëlqimin e dobët të rajoneve të jashtme të galaktikës kundër shkëlqimit të qiellit të natës. Teknologjia moderne bën të mundur regjistrimin e rajoneve të galaktikave me një shkëlqim më të vogël se 1% të shkëlqimit të qiellit; kjo është rreth një milion herë më e ulët se shkëlqimi i bërthamave galaktike. Sipas kësaj izofote (vijë me shkëlqim të barabartë), diametrat e galaktikave variojnë nga disa mijëra vjet dritë për sistemet xhuxh deri në qindra mijëra për ato gjigante. Si rregull, diametrat e galaktikave lidhen mirë me shkëlqimin e tyre absolut. ; vendosur në mënyrë sekuenciale nga Klasa dhe ngjyra spektrale. Spektrogrami i parë i galaktikës - Mjegullnaja Andromeda, e marrë në Observatorin e Potsdamit në 1899 nga Yu Scheiner (1858–1913), me linjat e saj të absorbimit i ngjan spektrit të Diellit. Hulumtimi masiv në spektrat e galaktikave filloi me krijimin e spektrografëve "të shpejtë" me shpërndarje të ulët (200-400 /mm); ; më vonë, përdorimi i amplifikuesve elektronikë të ndriçimit të imazhit bëri të mundur rritjen e shpërndarjes në 20-100/mm. Im Vëzhgimet e Morganit në Observatorin Yerkes treguan se, pavarësisht përbërjes komplekse yjore të galaktikave, spektrat e tyre zakonisht janë afër spektrit të yjeve të një klase të caktuar nga Sm; Sd K , dhe ka një korrelacion të dukshëm midis spektrit dhe llojit morfologjik të galaktikës. Si rregull, spektri i klasës kanë galaktika të parregullta Sd; Sc dhe spirale Sc) ndryshojnë nga profilet e galaktikave eliptike dhe kanë tre rajone kryesore: bërthamën, thjerrëzën dhe mbështjellësin. Këto sisteme duket se janë të ndërmjetme midis eliptike dhe spirale. Sb. Klasa e spektrit) ndryshojnë nga profilet e galaktikave eliptike dhe kanë tre rajone kryesore: bërthamën, thjerrëzën dhe mbështjellësin. Këto sisteme duket se janë të ndërmjetme midis eliptike dhe spirale. A–F në spirale Sb; Sa. Kalimi nga; Klasa dhe ngjyra spektrale. shoqëruar me një ndryshim në spektrin nga ; F A; Klasa dhe ngjyra spektrale..

F–G  , dhe spirale  , sistemet thjerrëza dhe eliptike kanë spektra  G  .  3726 dhe 3729 dhe oksigjen i jonizuar dyfish (O III) në  4959 dhe 5007. Intensiteti i linjave të emetimit zakonisht lidhet me sasinë e gazit dhe yjeve supergjigantë në disqet e galaktikave: këto linja mungojnë ose janë shumë të dobëta në galaktikat eliptike dhe thjerrëza, por rriten në ato spirale dhe të parregullta - nga Sa) ndryshojnë nga profilet e galaktikave eliptike dhe kanë tre rajone kryesore: bërthamën, thjerrëzën dhe mbështjellësin. Këto sisteme duket se janë të ndërmjetme midis eliptike dhe spirale. Im.

Për më tepër, intensiteti i linjave të emetimit të elementeve më të rëndë se hidrogjeni (N, O, S) dhe, me siguri, bollëku relativ i këtyre elementeve zvogëlohet nga bërthama në periferinë e galaktikave të diskut. Disa galaktika kanë linja jashtëzakonisht të forta emetimi në bërthamat e tyre. Në vitin 1943, K. Seifert zbuloi një lloj të veçantë galaktike me linja shumë të gjera hidrogjeni në bërthama, gjë që tregon aktivitetin e tyre të lartë. Shkëlqimi i këtyre bërthamave dhe spektri i tyre ndryshojnë me kalimin e kohës. Në përgjithësi, bërthamat e galaktikave Seyfert janë të ngjashme me kuazarët, megjithëse jo aq të fuqishëm. Përgjatë sekuencës morfologjike të galaktikave, indeksi integral i ngjyrës së tyre ndryshon ( B–V A), d.m.th. ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu dhe të verdhë

V

rrezet Indeksi mesatar i ngjyrave të llojeve kryesore të galaktikave është si më poshtë:

Në këtë shkallë, 0.0 korrespondon me të bardhën, 0.5 me të verdhë dhe 1.0 me të kuqërremtë. Fotometria e detajuar zakonisht zbulon se ngjyra e një galaktike ndryshon nga thelbi në skaj, duke treguar një ndryshim në përbërjen yjore. Shumica e galaktikave janë më blu në rajonet e tyre të jashtme sesa në bërthamat e tyre; Kjo është shumë më e dukshme në spirale sesa në eliptike, pasi disqet e tyre përmbajnë shumë yje të rinj blu.  / = ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu lloj Galaktikat e parregullta, të cilave zakonisht u mungojnë bërthamat, janë shpesh më blu në qendër sesa në skaj. Rrotullimi dhe masa. Rrotullimi i galaktikës rreth një boshti që kalon përmes qendrës çon në një ndryshim në gjatësinë valore të vijave në spektrin e saj: linjat nga rajonet e galaktikës që na afrohen zhvendosen në pjesën vjollce të spektrit dhe nga rajonet që tërhiqen në të kuqe. (Fig. 7). Sipas formulës Doppler, ndryshimi relativ në gjatësinë e valës së linjës është /c ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu lloj, Ku ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu dhe madhësinë e saj absolute c lloj dhe madhësinë e saj absoluteështë shpejtësia e dritës, dhe ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu dhe madhësinë e saj absolute– shpejtësia radiale, d.m.th. komponenti i shpejtësisë së burimit përgjatë vijës së shikimit. lloj dhe madhësinë e saj absolute Periudhat e rrotullimit të yjeve rreth qendrave të galaktikave janë qindra miliona vjet, dhe shpejtësia e lëvizjes së tyre orbitale arrin 300 km/s. Në mënyrë tipike, shpejtësia e rrotullimit të diskut arrin vlerën e saj maksimale (

) në një distancë nga qendra (), dhe më pas zvogëlohet (Fig. 8). Pranë galaktikës sonë = 230 km/s në distancë= 40 mijë St. vite nga qendra: Oriz. 7. VIJAT SPEKTRALE TË GALAKSISË. Vija nga skaji që largohet i galaktikës ( b ) është devijuar drejt anës së kuqe (R), dhe nga buza që afrohet ( a

) – në ultravjollcë (UV). Oriz. 8. KORBA E RROTHIMIT TË GALAKSIVE ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu. ndryshimi midis madhësisë së një galaktike në blu Shpejtësia e rrotullimit r arrin vlerën maksimale M në distancë

R

M nga qendra e galaktikës dhe më pas zvogëlohet ngadalë. dhe madhësinë e saj absolute = Linjat e thithjes dhe linjat e emetimit në spektrat e galaktikave kanë të njëjtën formë, prandaj, yjet dhe gazi në disk rrotullohen me të njëjtën shpejtësi në të njëjtin drejtim. lloj 2 /Kalimi nga Rrotullimi dhe masa. Kalimi nga Kur, nga vendndodhja e korsive të errëta të pluhurit në disk, ne mund të kuptojmë se cila skaj i galaktikës është më afër nesh, mund të zbulojmë drejtimin e kthesës së krahëve spirale: në të gjitha galaktikat e studiuara ato janë të vonuara, d.m.th. duke u larguar nga qendra, krahu përkulet në drejtim të kundërt me rrotullimin e drejtimit. L Analiza e kurbës së rrotullimit na lejon të përcaktojmë masën e galaktikës. Në rastin më të thjeshtë, duke barazuar forcën e gravitetit me forcën centrifugale, marrim masën e galaktikës brenda orbitës së yllit: rV- konstante e gravitetit. Analiza e lëvizjes së yjeve periferikë ju lejon të vlerësoni masën totale. Galaktika jonë ka një masë prej përafërsisht. 210 11 masa diellore, për Mjegullnajën Andromeda 410 11, për Renë e Madhe të Magelanit – 1510 9 . rV Masat e galaktikave të diskut janë afërsisht proporcionale me shkëlqimin e tyre (

), pra relacioni  M/L kanë pothuajse të njëjtat dhe për shkëlqimin në rrezet blu të barabartë dhe madhësinë e saj absolute  r arrin vlerën maksimale M/L 2 /Kalimi nga Rrotullimi dhe masa. r arrin vlerën maksimale 5 në njësi të masës dhe shkëlqimit diellor.

Masa e një galaktike sferoide mund të vlerësohet në të njëjtën mënyrë, duke marrë në vend të shpejtësisë së rrotullimit të diskut shpejtësinë e lëvizjes kaotike të yjeve në galaktikë ( v  ), e cila matet me gjerësinë e vijave spektrale dhe quhet dispersion i shpejtësisë: Rrotullimi i galaktikës rreth një boshti që kalon përmes qendrës çon në një ndryshim në gjatësinë valore të vijave në spektrin e saj: linjat nga rajonet e galaktikës që na afrohen zhvendosen në pjesën vjollce të spektrit dhe nga rajonet që tërhiqen në të kuqe. (Fig. 7). Sipas formulës Doppler, ndryshimi relativ në gjatësinë e valës së linjës është / – rrezja e galaktikës (teorema virale).  Shpejtësia e shpërndarjes së yjeve në galaktikat eliptike është zakonisht nga 50 në 300 km/s, dhe masat nga 10 9 masa diellore në sistemet xhuxh deri në 10 12 në ato gjigante.   1 cm), dhe quhet "i vazhdueshëm". Disa procese fizike janë përgjegjëse për të, më e rëndësishmja prej të cilave është rrezatimi sinkrotron nga elektronet ndëryjore që lëvizin pothuajse me shpejtësinë e dritës në një fushë magnetike të dobët ndëryjore. Në vitin 1950, emetimi i vazhdueshëm në një gjatësi vale prej 1.9 m u zbulua nga R. Brown dhe K. Hazard (Jodrell Bank, Angli) nga Mjegullnaja Andromeda, dhe më pas nga shumë galaktika të tjera. Galaktikat normale, si e jona ose M 31, janë burime të dobëta të valëve të radios. Ata lëshojnë pothuajse një të miliontën e fuqisë së tyre optike në rrezen e radios. Por në disa galaktika të pazakonta ky rrezatim është shumë më i fortë. "Galaktikat radio" më të afërta Virgjëresha A (M 87), Centauri A (NGC 5128) dhe Perseus A (NGC 1275) kanë një ndriçim radio prej 10 –4 10 –3 të asaj optike. Dhe për objekte të rralla, siç është galaktika radio Cygnus A, ky raport është afër unitetit. Vetëm pak vite pas zbulimit të këtij burimi të fuqishëm radio ishte e mundur të gjehej një galaktikë e zbehtë e lidhur me të.