Galaksilerin oluşumu ve yapısı, Evrenin kökenine ilişkin bir sonraki önemli sorudur. Sadece evrenin bilimi olarak kozmoloji tarafından değil, aynı zamanda kozmogoni (Yunan. “Goneya” doğum anlamına gelir) kozmik cisimlerin ve onların sistemlerinin (gezegensel, yıldızsal, galaktik kozmogoni ayırt edilir) kökenini ve gelişimini inceleyen bir bilim alanıdır. Kozmoloji, sonuçlarını fizik, kimya ve jeoloji yasalarına dayandırır.

Gökada Kendi merkezlerine (çekirdek) ve farklı şekillere (küresel, spiral, eliptik, basık ve hatta düzensiz) sahip dev yıldız kümeleri ve sistemleridir (yaklaşık 10 13 yıldıza kadar). Galaksilerin çekirdekleri, Evrenin temel maddesi olan hidrojeni üretir. Galaksilerin boyutları birkaç on ışıkyılı ile 18 milyon ışıkyılı arasında değişmektedir. Evrenin bizim görebildiğimiz kısmında - Metagalaksi - milyarlarca galaksi var ve bunların her birinde milyarlarca yıldız var. Tüm galaksiler birbirinden uzaklaşıyor ve galaksiler uzaklaştıkça bu “genişlemenin” hızı da artıyor. Galaksiler statik yapılardan uzaktır: şekil değiştirir ve şekil değiştirir, çarpışır ve birbirlerini emerler. Galaksimiz şu anda Yay Cüce Galaksisini yutmaktadır. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra “dünyaların çarpışması” gerçekleşecek. Komşu galaksiler Samanyolu ve Andromeda Bulutsusu yavaş ama kaçınılmaz olarak saatte 500 bin km hızla birbirlerine doğru ilerliyorlar.

Galaksimize Samanyolu denir ve 150 milyar yıldızdan oluşur. Bu yıldız kümesini açık gecelerde Samanyolu'nun bir şeridi olarak görüyoruz. Bir çekirdek ve birkaç spiral daldan oluşur. Boyutları 100 bin ışık yılıdır. Galaksinin yaşı yaklaşık 15 milyar yıldır. Bir ışık ışınının 2 milyon yılda ulaştığı Samanyolu'na en yakın galaksi Andromeda Bulutsusu'dur. Galaksimizdeki yıldızların çoğu, yaklaşık 1500 ışıkyılı kalınlığında, bikonveks mercek biçiminde dev bir "disk" içinde yoğunlaşmıştır. Galaksideki yıldızlar ve bulutsular çok karmaşık yörüngelerde hareket ederler. Öncelikle Galaksinin kendi ekseni etrafında yaklaşık 250 km/s hızla dönmesine katkıda bulunurlar. Güneş galaksinin merkezinden yaklaşık 30 bin ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Güneş, varoluşu sırasında kendi dönme ekseni etrafında yaklaşık 25 devir yaptı.

Yıldızların oluşumu ve içlerindeki elementlerin sentezinin aksine galaksi oluşum süreci henüz tam olarak anlaşılamamıştır. 1963 yılında gözlemlenebilir Evrenin sınırında şunu keşfettiler: kuasarlar(yarı yıldız radyo kaynakları), galaksilerin parlaklığından yüzlerce kat daha büyük bir parlaklığa ve onlardan onlarca kat daha küçük boyutlara sahip, Evrendeki en güçlü radyo emisyon kaynaklarıdır. Kuasarların yeni galaksilerin çekirdeklerini temsil ettiği ve dolayısıyla galaksi oluşum sürecinin günümüzde de devam ettiği varsayılmıştır.

İyi çalışmanızı bilgi tabanına göndermek basittir. Aşağıdaki formu kullanın

Bilgi tabanını çalışmalarında ve çalışmalarında kullanan öğrenciler, lisansüstü öğrenciler, genç bilim insanları size çok minnettar olacaklardır.

http://www.allbest.ru/ adresinde yayınlandı

Devlet dışı eğitim kurumu

yüksek mesleki eğitim

SOYUT

modern doğa bilimi kavramına göre

konuyla ilgili: “Galaksinin evrimi ve yapısı”

Moskova 2013

giriiş

1. Galaksilerin evrimi

2. Galaksilerin yapısı

3. Galaksimizin yapısı (Samanyolu)

Çözüm

Kaynakça

giriiş

Şu anda galaksilerin kökeni ve evrimi hakkında tatmin edici bir teori bulunmuyor. Bu olguyu açıklamak için birbiriyle yarışan birçok hipotez var, ancak her birinin kendi ciddi sorunları var. Enflasyon hipotezine göre, Evrende ilk yıldızların ortaya çıkmasından sonra, bunların kütleçekimsel olarak kümelere ve ardından galaksilere birleşme süreci başladı. Son zamanlarda bu teori sorgulanmaya başlandı. Modern teleskoplar, Büyük Patlama'dan yaklaşık 400 bin yıl sonra var olan nesneleri görebilecek kadar uzağa "bakabiliyor". O dönemde tam olarak oluşmuş galaksilerin zaten var olduğu keşfedildi. İlk yıldızların ortaya çıkışı ile yukarıda belirtilen Evrenin gelişim dönemi arasında çok az zaman geçtiği ve Big Bang teorisine göre galaksilerin oluşmaya zamanları olmayacağı varsayılmaktadır.

Bir diğer yaygın hipotez ise kuantum titreşimlerinin sürekli olarak boşlukta meydana gelmesidir. Bunlar aynı zamanda Evrenin varlığının en başında, Evrenin enflasyonist genişleme süreci, süper ışık hızında genişleme süreci devam ederken meydana geldi. Bu, kuantum dalgalanmalarının kendilerinin genişlediği (Latince fluctuatio - salınımdan) ve belki de başlangıç ​​boyutlarından çok çok daha büyük boyutlara ulaştığı anlamına gelir. Enflasyonun durduğu anda var olanlar "şişirilmiş" kaldılar ve bu nedenle Evrendeki ilk çekimli homojensizlikler oldukları ortaya çıktı. Maddenin bu düzensizlikler çevresinde yerçekimsel sıkıştırmaya maruz kalması ve gaz bulutsuları oluşturması için yaklaşık 400 bin yıl gerektiği ortaya çıktı. Ve sonra yıldızların ortaya çıkma ve bulutsuların galaksilere dönüşme süreci başladı.

1. Galaksilerin evrimi

Galaksilerin oluşumu, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında meydana gelen, Evrenin evriminde doğal bir aşama olarak kabul edilir. Görünüşe göre, yaklaşık 14 milyar yıl önce, protoclusterların ayrılması birincil maddede (Yunanca'dan proto - ilk önce) başladı. Önkümelerde gökada grupları çeşitli dinamik süreçler sonucunda ayrıldı. Galaksi şekillerinin çeşitliliği, galaksilerin oluşumu için başlangıç ​​koşullarının çeşitliliği ile ilişkilidir. Galaksinin daralması yaklaşık 3 milyar yıl sürüyor. Bu süre zarfında gaz bulutu bir yıldız sistemine dönüşür. Yıldızlar gaz bulutlarının yerçekimsel sıkıştırmasıyla oluşur. Sıkıştırılmış bulutun merkezi, termonükleer reaksiyonların etkili bir şekilde gerçekleşmesi için yeterli yoğunluk ve sıcaklıklara ulaştığında bir yıldız doğar. Büyük yıldızların derinliklerinde helyumdan daha ağır kimyasal elementlerin termonükleer füzyonu meydana gelir. Bu elementler, yıldız patlamaları sırasında veya maddenin yıldızlardan sessiz çıkışı sırasında birincil hidrojen-helyum ortamına girer. Devasa süpernova patlamaları sırasında demirden daha ağır elementler oluşur. Böylece birinci nesil yıldızlar, birincil gazı helyumdan daha ağır kimyasal elementlerle zenginleştirir. Bu yıldızlar en eski yıldızlardır ve hidrojen, helyum ve çok az miktarda ağır elementlerden oluşurlar. İkinci nesil yıldızlarda, ağır elementlerin karışımı daha belirgindir çünkü bunlar zaten ağır elementlerle zenginleştirilmiş bir birincil gazdan oluşmuştur. Yıldız doğum süreci galaksinin devam eden sıkışmasıyla gerçekleşir, dolayısıyla yıldızların oluşumu sistemin merkezine giderek daha yakın gerçekleşir ve merkeze yaklaştıkça yıldızlarda daha ağır elementlerin bulunması gerekir. Bu sonuç, Galaksimizin halesindeki ve eliptik galaksilerdeki yıldızlarda kimyasal elementlerin bolluğuna ilişkin verilerle tamamen uyumludur. Dönen bir galakside, gelecekteki halenin yıldızları, dönmenin galaksinin genel şeklini henüz etkilemediği daha erken bir daralma aşamasında oluşur.

Galaksimizdeki bu çağın kanıtı küresel yıldız kümeleridir. İlk galaksinin sıkışması durduğunda, ortaya çıkan disk yıldızlarının kinetik enerjisi, kolektif çekimsel etkileşimin enerjisine eşittir. Bu sırada sarmal bir yapının oluşması için koşullar yaratılır ve gazın oldukça yoğun olduğu sarmal dallarda yıldızların doğuşu meydana gelir. Bunlar üçüncü nesil yıldızlardır. Bunlara Güneşimiz de dahildir. Yıldızlararası gaz rezervleri giderek tükeniyor ve yıldızların doğuşu daha az yoğun hale geliyor. Birkaç milyar yıl içinde tüm gaz rezervleri tükendiğinde sarmal gökada, soluk kırmızı yıldızlardan oluşan merceksi bir gökadaya dönüşecek. Eliptik galaksiler zaten bu aşamadadır: İçlerindeki gazın tamamı 10-15 milyar yıl önce tükenmiştir. Galaksilerin yaşı yaklaşık olarak Evrenin yaşı kadardır. Astronominin sırlarından biri galaksilerin çekirdeklerinin ne olduğu sorusu olmaya devam ediyor. Çok önemli bir keşif, bazı galaktik çekirdeklerin aktif olmasıydı. Bu keşif beklenmedikti. Daha önce galaktik çekirdeğin yüz milyonlarca yıldızdan oluşan bir kümeden başka bir şey olmadığına inanılıyordu. Bazı galaktik çekirdeklerin hem optik hem de radyo emisyonunun birkaç ay içinde değişebileceği ortaya çıktı. Bu, kısa bir süre içinde çekirdeklerden, bir süpernova patlaması sırasında açığa çıkan enerjinin yüzlerce katı kadar büyük miktarda enerjinin salındığı anlamına gelir. Bu tür çekirdeklere “aktif”, içlerinde meydana gelen işlemlere ise “aktivite” adı verilir. 1963 yılında galaksimizin sınırlarının ötesinde yeni türde nesneler keşfedildi. Bu nesneler yıldız şeklinde bir görünüme sahiptir. Zamanla parlaklıklarının galaksilerin parlaklığından onlarca kat daha fazla olduğunu keşfettiler! En şaşırtıcı şey parlaklıklarının değişmesidir. Radyasyonlarının gücü aktif çekirdeklerin gücünden binlerce kat daha fazladır. Bu nesnelere kuasar adı verildi. Artık bazı galaksilerin çekirdeklerinin kuasar olduğuna inanılıyor.

Bilim insanları 1940'ların ortalarında galaksilerin evrimi sorununa ciddi bir yaklaşım sergilemeye başladı. Bu yıllara yıldız astronomisinde bir dizi önemli keşif damgasını vurdu. Açık ve küresel yıldız kümeleri arasında genç ve yaşlıların bulunduğunu ve bilim adamlarının yaşlarını bile tahmin edebildiklerini bulmak mümkün oldu. Farklı türdeki galaksilerde bir tür nüfus sayımı yapmak ve sonuçları karşılaştırmak gerekiyordu. Hangi galaksilerde (eliptik veya spiral), hangi galaksi sınıflarında genç veya yaşlı yıldızlar baskındır. Böyle bir çalışma, galaksilerin evrim yönüne dair net bir gösterge verecek ve Hubble'ın galaksi sınıflandırmasının evrimsel anlamını açıklığa kavuşturmayı mümkün kılacaktır. Ancak öncelikle gökbilimcilerin farklı gökada türleri arasındaki sayısal ilişkiyi çözmeleri gerekiyordu. Mount Wilson Gözlemevi'nde çekilen fotoğrafların doğrudan incelenmesi, Hubble'ın şu sonuçları elde etmesini sağladı: eliptik gökadalar - %23, sarmal gökadalar - %59, çubuklu sarmallar - %15, düzensiz - %3.

Astrofizikçi Edwin Powell Hubble, 1926'da ilginç bir galaksi sınıflandırması önerdi ve 1936'da bunu geliştirdi. Bu sınıflandırmaya "Hubble Diyapazon Çatalı" adı verildi. 1953'teki ölümüne kadar. Hubble sistemini geliştirdi ve ölümünden sonra bu, 1961'de Hubble sistemine önemli yenilikler getiren Amerikalı gökbilimci Allan Rex Samndige tarafından yapıldı. yıldız karanlık madde galaksi samanyolu

Ancak 1948'de gökbilimci Yuri Nikolaevich Efremov, Amerikalı gökbilimci Harlow Shapley ve NASA Araştırma Merkezi'nin galaksi kataloğundaki verileri işledi. Ames ve şu sonuçlara varmıştır: eliptik galaksiler, mutlak büyüklük bakımından sarmal galaksilerden ortalama 4 kadir daha sönüktür. Bunların arasında çok sayıda cüce galaksi var. Bu durumu hesaba katarsak ve birim hacim başına düşen gökada sayısını yeniden hesaplarsak, eliptik gökadaların sarmal gökadalara göre yaklaşık 100 kat daha fazla olduğu ortaya çıkar. Sarmal gökadaların çoğu dev gökadalardır, eliptik gökadaların çoğu ise cüce gökadalardır. Elbette her ikisinin arasında da belli bir boyut dağılımı var; eliptik dev galaksiler ve sarmal cüceler var ama her ikisinden de çok az var. 1947'de H. Shapley, düzensiz galaksilerden sarmal galaksilere, ardından eliptik galaksilere doğru ilerledikçe parlak süperdevlerin sayısının giderek azaldığına dikkat çekti. Genç olanların tam olarak düzensiz galaksiler ve çok dallı dallara sahip galaksiler olduğu ortaya çıktı. H. Shapley daha sonra galaksilerin bir sınıftan diğerine geçişinin mutlaka gerçekleşmediği fikrini dile getirdi. Galaksilerin tamamının bizim gördüğümüz gibi oluşmuş olması ve daha sonra yavaş yavaş şekillerini yumuşatıp yuvarlama yönünde evrim geçirmesi mümkündür. Galaksilerde muhtemelen tek yönlü bir değişim yoktur. H. Shapley bir başka önemli duruma dikkat çekti. Çift galaksiler, bir galaksinin çarpışıp diğeri tarafından ele geçirilmesinin sonucu değildir. Sarmal gökadalar genellikle bu tür çiftlerde eliptik gökadalarla bir arada bulunur. Bu tür galaktik çiftler büyük olasılıkla birlikte ortaya çıktı. Bu durumda önemli ölçüde farklı bir gelişme yolundan geçtiklerini varsaymak mümkün değildir. 1949'da Sovyet gökbilimci Boris Vasilyevich Kukarkin, yalnızca eşleştirilmiş gökadaların değil, aynı zamanda gökada kümelerinin de varlığına dikkat çekti. Bu arada gök mekaniği verilerine göre bir galaksi kümesinin yaşı 10-12 milyar yılı geçemez. Böylece Metagalaksi'de neredeyse aynı anda farklı şekillerdeki galaksilerin oluştuğu ortaya çıktı. Bu, her galaksinin varlığı sırasında bir türden diğerine geçişinin tamamen gereksiz olduğu anlamına gelir.

2. Galaksilerin yapısı

Galaktik (eski Yunan GblboYabt - Samanyolu), yıldızlardan, yıldızlararası gazdan, tozdan ve karanlık maddeden oluşan, yerçekimsel olarak bağlı bir sistemdir. Galaksilerdeki tüm nesneler ortak bir kütle merkezine göre hareket halindedir. Galaksiler son derece uzak nesnelerdir; en yakın olanlara olan mesafe genellikle megaparsek cinsinden ve uzaktakilere olan mesafe ise kırmızıya kayma z birimleriyle ölçülür. Tam olarak uzaklıkları nedeniyle gökyüzünde çıplak gözle bunlardan yalnızca üçü ayırt edilebiliyor: Andromeda Bulutsusu (kuzey yarımkürede görülebilir), Büyük ve Küçük Macellan Bulutları (güney yarımkürede görülebilir). 20. yüzyılın başlarına kadar galaksilerin görüntülerini tek tek yıldızlara kadar çözümlemek mümkün değildi. 1990'ların başlarında, bireysel yıldızların görülebildiği 30'dan fazla gökada yoktu ve bunların hepsi Yerel Grup'un parçasıydı. Hubble Uzay Teleskobu'nun piyasaya sürülmesinden ve 10 metrelik yer tabanlı teleskopların hizmete alınmasından sonra, yıldızları tek tek ayırt etmenin mümkün olduğu galaksilerin sayısı keskin bir şekilde arttı. Galaksilerin yapısındaki çözülemeyen sorunlardan biri de yalnızca çekimsel etkileşimle kendini gösteren karanlık maddedir. Galaksinin toplam kütlesinin %90'ını oluşturabilir veya cüce galaksilerde olduğu gibi tamamen yok olabilir.

Galaksi bir disk, bir hale ve bir koronadan oluşur.

1. Halo (Galaksinin küresel bileşeni). Yıldızları galaksinin merkezine doğru yoğunlaşmıştır ve galaksinin merkezinde yüksek olan madde yoğunluğu, galaksiden uzaklaştıkça oldukça hızlı bir şekilde düşer.

2. Tümsek, galaksinin merkezinden birkaç bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan halenin merkezi ve en yoğun kısmıdır.

3. Yıldız diski (Galaksinin düz bileşeni). Kenarlardan katlanmış iki plakaya benziyor. Diskteki yıldızların konsantrasyonu haledekinden çok daha fazladır. Diskin içindeki yıldızlar galaksinin merkezi etrafında dairesel yörüngelerde hareket eder. Güneş, sarmal kolların arasındaki yıldız diskinde yer almaktadır.

Galaksinin merkezi, en kompakt bölgesine çekirdek denir. Çekirdek, her kübik parsekte binlerce yıldız bulunan yüksek bir yıldız konsantrasyonuna sahiptir. Hemen hemen her galaksinin merkezinde, yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğuna eşit veya ondan daha büyük olan çok güçlü bir yerçekimine sahip çok büyük bir cisim (bir kara delik) vardır. Aslına bakılırsa her kara delik uzayda küçüktür, ancak kütle açısından sadece devasa, öfkeyle dönen bir çekirdektir. "Kara delik" adı açıkça talihsiz bir durumdur, çünkü bu bir delik değil, güçlü yerçekimine sahip çok yoğun bir cisimdir - öyle ki hafif fotonlar bile ondan kaçamaz. Ve bir kara delik çok fazla kütle ve kinetik dönme enerjisi biriktirdiğinde, içindeki kütle ve kinetik enerji dengesi bozulur ve daha sonra (en büyük olanı) ikinci dereceden küçük kara delikler haline gelen parçaları kendisinden dışarı atar, Daha küçük parçalar galaktik bulutlardan büyük hidrojen atmosferleri topladıklarında geleceğin yıldızları haline gelirler ve toplanan hidrojen termonükleer füzyonu başlatmak için yeterli olmadığında küçük parçalar gezegen haline gelir. Galaksilerin devasa kara deliklerden oluştuğunu, ayrıca galaksilerde madde ve enerjinin kozmik dolaşımının gerçekleştiğini düşünüyorum. Birincisi, kara delik Metagalaksi'ye dağılmış olan maddeyi emer: bu sırada, yerçekimi sayesinde bir "toz ve gaz emici" görevi görür. Metagalaxy'de saçılan hidrojen kara deliğin çevresinde yoğunlaşıyor ve küresel bir gaz ve toz birikimi oluşuyor. Kara deliğin dönüşü gaz ve tozu sürükleyerek küresel bulutun düzleşmesine ve merkezi bir çekirdek ve kollar oluşturmasına neden olur. Kritik bir kütle biriktiren gaz ve toz bulutunun merkezindeki kara delik, merkezi kara deliğin etrafındaki dairesel bir yörüngeye fırlatılmaya yetecek kadar yüksek ivmeyle ondan kopan parçaları (fragmentoidler) fırlatmaya başlar. Yörüngede, gaz ve toz bulutlarıyla etkileşime giren bu fragmanoidler, yerçekimsel olarak gaz ve tozu yakalar. Büyük fragmentoidler yıldız haline gelir. Kara delikler, yerçekimiyle kozmik tozu ve gazı çeker; bu toz ve gaz, bu tür deliklerin üzerine düştüğünde çok ısınır ve X ışınları yayar. Bir kara deliğin etrafındaki madde miktarı azaldığında parlaklığı keskin bir şekilde azalır. Bu nedenle bazı galaksilerin merkezlerinde parlak bir parıltı bulunurken bazılarının yoktur. Kara delikler kozmik "öldürücüler" gibidir: Yerçekimleri fotonları ve radyo dalgalarını bile çeker, bu yüzden kara deliğin kendisi yaymaz ve tamamen siyah bir cisim gibi görünür. Ancak, muhtemelen, kara deliklerin içindeki yerçekimi dengesi periyodik olarak bozulur ve süper yoğun madde yığınlarını güçlü yerçekimi ile fırlatmaya başlarlar, bunun etkisi altında bu kümeler küresel bir şekil alır ve çevredeki alandan toz ve gaz çekmeye başlarlar. . Yakalanan maddeden bu gövdeler üzerinde katı, sıvı ve gaz halinde kabuklar oluşur. Kara deliğin fırlattığı süper yoğun madde (fragmentoid) pıhtısı ne kadar büyükse, çevredeki alandan o kadar fazla toz ve gaz toplayacaktır (tabii ki bu madde çevredeki alanda mevcutsa). Yıldızlararası ortamın neredeyse tüm moleküler maddesi galaktik diskin halka şeklindeki bölgesinde (3-7 kpc) yoğunlaşmıştır. Galaksinin merkezi bölgelerinden gelen görünür radyasyon, kalın emici madde katmanları tarafından bizden tamamen gizlenmiştir.

Üç tür gökada vardır: sarmal, eliptik ve düzensiz. Spiral galaksilerin iyi tanımlanmış bir diski, kolları ve haleleri vardır. Merkezde yoğun bir yıldız kümesi ve yıldızlararası madde bulunur ve tam merkezde bir kara delik bulunur. Sarmal galaksilerdeki kollar merkezden uzanır ve çekirdeğin ve merkezindeki kara deliğin (daha doğrusu süper yoğun bir gövdenin) dönüşüne bağlı olarak sağa veya sola doğru bükülür. Galaktik diskin merkezinde çıkıntı adı verilen küresel bir yoğunlaşma bulunur. Dalların (kolların) sayısı farklı olabilir: 1, 2, 3,... ancak çoğu zaman yalnızca iki dalı olan galaksiler vardır. Galaksilerde hale, yıldızları ve spirallerde veya diskte bulunmayan çok nadir gaz halindeki maddeleri içerir. Samanyolu adı verilen sarmal bir galakside yaşıyoruz ve açık günlerde galaksimiz gece gökyüzünde geniş, beyazımsı bir şerit halinde açıkça görülebiliyor. Galaksimiz profilden görülebilmektedir. Galaksilerin merkezindeki küresel kümeler pratik olarak galaktik diskin konumundan bağımsızdır. Galaksilerin kolları, tüm yıldızların nispeten küçük bir kısmını içerir, ancak yüksek parlaklığa sahip sıcak yıldızların neredeyse tamamı buralarda yoğunlaşmıştır. Bu tür yıldızlar gökbilimciler tarafından genç kabul edilir, bu nedenle galaksilerin sarmal kolları yıldız oluşum yerleri olarak düşünülebilir. Eliptik gökadalar genellikle yoğun sarmal gökada kümelerinde bulunur. Elipsoid veya top şeklindedirler ve küresel olanlar genellikle elipsoidal olanlardan daha büyüktür. Elipsoidal galaksilerin dönüş hızı spiral galaksilerinkinden daha azdır, bu nedenle diskleri oluşmaz. Bu tür galaksiler genellikle küresel yıldız kümeleriyle doludur. Gökbilimciler, eliptik galaksilerin eski yıldızlardan oluştuğuna ve neredeyse tamamen gazdan yoksun olduğuna inanıyor. Düzensiz gökadalar genellikle düşük kütle ve hacme sahiptirler ve az sayıda yıldız içerirler. Kural olarak, bunlar sarmal galaksilerin uydularıdır. Genellikle çok az küresel yıldız kümesine sahiptirler. Bu tür galaksilere örnek olarak Samanyolu'nun uyduları olan Büyük ve Küçük Macellan bulutları verilebilir. Ancak düzensiz galaksiler arasında küçük eliptik galaksiler de var.

3. Galaksimizin yapısı (Samanyolu)

Samanyolu - enlemden itibaren. lactea "süt yolu" aracılığıyla

Sovyet astronomi okulunda Samanyolu'na basitçe "Galaksimiz" veya "Samanyolu sistemi" deniyordu; "Samanyolu" ifadesi, bir gözlemciye göre Samanyolu'nu optik olarak oluşturan görünür yıldızları ifade etmek için kullanıldı.

Galaksinin çapı yaklaşık 30 bin parsektir (yaklaşık 100.000 ışıkyılı, 1 kentilyon kilometre), tahmini ortalama kalınlığı ise yaklaşık 1000 ışıkyılıdır. Galaksi, en düşük tahmine göre yaklaşık 200 milyar yıldız içeriyor (modern tahminler 200 ila 400 milyar arasında değişiyor). Yıldızların büyük kısmı düz bir disk şeklindedir. Ocak 2009 itibarıyla Galaksinin kütlesinin 3.10.12 güneş kütlesi veya 6.10.42 kg olduğu tahmin edilmektedir. Galaksinin kütlesinin büyük kısmı yıldızlarda ve yıldızlararası gazda değil, ışık saçmayan karanlık madde halesinde bulunuyor. 1980'lere kadar gökbilimciler Samanyolu'nun normal bir sarmal gökada yerine çubuklu sarmal bir gökada olduğunu öne sürmemişlerdi. Bu varsayım 2005 yılında Lyman Spitzer Uzay Teleskobu tarafından doğrulandı ve galaksimizin merkezi çubuğunun daha önce düşünülenden daha büyük olduğunu gösterdi. Yaşları birkaç milyar yılı geçmeyen genç yıldızlar ve yıldız kümeleri disk düzleminin yakınında yoğunlaşmıştır. Düz bileşen olarak adlandırılan bileşeni oluştururlar. Bunların arasında çok sayıda parlak ve sıcak yıldız var. Galaksinin diskindeki gaz da esas olarak düzleminin yakınında yoğunlaşmıştır. Düzensiz bir şekilde dağıtılır ve çok sayıda gaz bulutu oluşturur - birkaç bin ışıkyılı boyunca uzanan, heterojen yapıdaki dev bulutlardan, boyutu bir parsekten fazla olmayan küçük bulutlara kadar. Galaksinin orta kısmında, yaklaşık 8 bin parsek çapında, çıkıntı adı verilen bir kalınlaşma bulunmaktadır. Galaktik çekirdeğin merkezi Yay takımyıldızında bulunur. Güneş'ten Galaksinin merkezine olan mesafe 8,5 kiloparsektir (2,62·10 17 km veya 27.700 ışıkyılı). Görünüşe göre Galaksinin merkezinde, çevresinde muhtemelen ortalama kütleye sahip bir kara delik ve yaklaşık 100 yıllık bir yörünge periyodu ve birkaç bin nispeten küçük olanın döndüğü süper kütleli bir kara delik var. Komşu yıldızlar üzerindeki birleşik kütleçekim etkisi, ikincisinin olağandışı yörüngeler boyunca hareket etmesine neden olur. Çoğu galaksinin çekirdeğinde süper kütleli kara deliklerin bulunduğuna dair bir varsayım var. Galaksinin merkezi bölgeleri, güçlü bir yıldız yoğunluğuyla karakterize edilir: merkeze yakın her bir kübik parsek, binlerce yıldız içerir. Yıldızlar arasındaki mesafeler Güneş'in yakınına göre onlarca, yüzlerce kat daha küçüktür. Diğer galaksilerin çoğunda olduğu gibi, Samanyolu'ndaki kütle dağılımı öyledir ki, bu Galaksideki yıldızların çoğunun yörünge hızı, merkeze olan mesafelerine önemli ölçüde bağlı değildir. Merkez köprüden dış daireye doğru yıldızların normal dönüş hızı 210-240 km/s'dir. Dolayısıyla farklı yörüngelerin farklı dönüş hızlarına sahip olduğu güneş sisteminde görülmeyen böyle bir hız dağılımı, karanlık maddenin varlığının ön koşullarından biridir. Galaktik çubuğun uzunluğunun yaklaşık 27.000 ışıkyılı olduğuna inanılıyor. Bu çubuk, Güneşimiz ile galaksinin merkezi arasındaki çizgiye 44±10 derece açıyla galaksinin merkezinden geçer. Çoğunlukla çok yaşlı olduğu düşünülen kırmızı yıldızlardan oluşur. Jumper'ın etrafı "Beş Kiloparsek Halkası" adı verilen bir halkayla çevrilidir. Bu halka Galaksideki moleküler hidrojenin çoğunu içerir ve Galaksimizdeki aktif yıldız oluşum bölgesidir. Andromeda Galaksisi'nden gözlemlenseydi, Samanyolu'nun galaktik çubuğu onun parlak bir parçası olurdu.

Galaksimiz sarmal gökadalar sınıfına aittir; bu, Galaksinin disk düzleminde sarmal kollara sahip olduğu anlamına gelir. Disk küresel bir hale içine daldırılmıştır ve çevresinde küresel bir korona bulunur. Güneş sistemi galaktik merkezden 8,5 bin parsek uzaklıkta, Galaksi düzleminin yakınında (Galaksinin Kuzey Kutbu'na uzaklığı sadece 10 parsek), Orion kolu adı verilen kolun iç kenarında yer almaktadır. . Bu düzenleme, manşonların şeklinin görsel olarak gözlemlenmesine olanak sağlamamaktadır. Moleküler gaz (CO) gözlemlerinden elde edilen yeni veriler, Galaksimizin iç kısmındaki bir çubuktan başlayan iki kolu olduğunu göstermektedir. Ayrıca iç kısımda birkaç kol daha bulunmaktadır. Bu kollar daha sonra Galaksinin dış kısımlarındaki nötr hidrojen hattında gözlemlenen dört kollu bir yapıya dönüşür. Gök cisimlerinin çoğu çeşitli dönen sistemler halinde birleştirilmiştir. Böylece Ay, Dünya'nın etrafında döner, dev gezegenlerin uyduları kendi sistemlerini oluşturur, cisim bakımından zengindir. Daha yüksek bir seviyede, Dünya ve diğer gezegenler Güneş'in etrafında döner. Doğal olarak şu soru ortaya çıktı: Güneş de daha büyük bir sistemin parçası mı? Bu konuyla ilgili ilk sistematik çalışma 18. yüzyılda İngiliz gökbilimci William Herschel tarafından gerçekleştirilmiştir. Gökyüzünün farklı bölgelerindeki yıldızların sayısını saydı ve gökyüzünde, gökyüzünü iki eşit parçaya bölen ve yıldız sayısının en fazla olduğu büyük bir dairenin (daha sonra galaktik ekvator olarak adlandırıldı) olduğunu keşfetti. . Ayrıca gökyüzünün bir kısmı bu daireye ne kadar yakınsa yıldız sayısı da o kadar fazladır. Sonunda Samanyolu'nun bu daire üzerinde bulunduğu keşfedildi. Bu sayede Herschel, gözlemlediğimiz tüm yıldızların galaktik ekvatora doğru yassılaşmış dev bir yıldız sistemi oluşturduğunu tahmin etti. İlk başta Evrendeki tüm nesnelerin Galaksimizin parçaları olduğu varsayılıyordu, ancak Kant bazı nebulaların Samanyolu'na benzer galaksiler olabileceğini de öne sürdü. 1920 gibi erken bir tarihte, galaksi dışı nesnelerin varlığı sorusu tartışmalara neden olmuştu (örneğin, Harlow Shapley ile Heber Curtis arasındaki ünlü Büyük Tartışma; ilki Galaksimizin benzersizliğini savunuyordu). Kant'ın hipotezi nihayet ancak 1920'lerde Edwin Hubble'ın bazı sarmal bulutsulara olan mesafeyi ölçebildiği ve mesafeleri nedeniyle Galaksinin bir parçası olamayacaklarını gösterebildiği zaman kanıtlandı.

Çözüm

Evrende, maddenin süper kütleli kara delikler tarafından saçılması, nova ve süpernova patlamaları ve ardından dağılan maddenin yerçekimini kullanarak gezegenler, yıldızlar ve kara delikler tarafından toplanması olan bir madde döngüsü vardır. Büyük Patlama olmadı ve bunun sonucunda Evrenimiz (Metagalaksi) tekillikten doğdu. Patlamalar (ve çok güçlü olanlar) Metagalaxy'de periyodik olarak orada burada oluyor ve oluyor. Evren titreşmiyor, sadece kaynıyor, sonsuzdur ve onun hakkında çok az şey biliyoruz ve daha da azını anlıyoruz. Evreni ve içinde meydana gelen süreçleri açıklayan nihai bir teori yoktur ve hiçbir zaman da olmayacaktır. Teoriler ve hipotezler teknolojimizin, bilimimizin gelişmişlik düzeyine ve insanlığın şu anda biriktirdiği deneyime karşılık gelmektedir. Bu nedenle, birikmiş deneyimlere mümkün olduğunca dikkatli yaklaşmalı ve gerçekleri her zaman teorinin üstünde tutmalıyız. Bazı bilimler bunun tersini yaptığı anda, anında açık bilgi sistemi olmaktan çıkıp yeni bir dine dönüşür. Bilimde esas olan şüphedir, dinde ise inanç.

Kaynakça:

1. Vikipedi. Erişim adresi: http://ru.wikipedia.org/wiki/

2. Agekyan T.A. Yıldızlar, Galaksiler, Metagalaksi. - M.: Nauka, 1981.

3. Vaucouleurs J. Galaksilerin sınıflandırılması ve morfolojisi // Yıldız sistemlerinin yapısı. Başına. onunla. - M., 1962.

4. Zeldovich Ya.B. Novikov kimliği. Evrenin yapısı ve evrimi, - M.: Nauka, 1975.

5. Levchenko I.V. Çok yönlü Evren // Keşifler ve hipotezler, LLC "İstihbarat Medyası". - 9 Eylül (67), 2007.

6. Novikov I. D., Frolov V. P. Evrendeki Kara Delikler // Fiziksel Bilimlerdeki Gelişmeler. - 2001. - T. 131. No. 3.

Allbest.ru'da yayınlandı

Benzer belgeler

    Yıldızların ve Güneş sisteminin kökeni ve galaksilerin evrimi hakkında hipotezler. Yerçekimi kararsızlığı nedeniyle gazdan yıldız oluşumu teorisi. Dünya atmosferinin termodinamiği kavramı ve konvektif denge aşaması. Bir yıldızın beyaz cüceye dönüşmesi.

    özet, 31.08.2010 eklendi

    Entropi kavramının tanımı ve artış ilkeleri. İki tür termodinamik süreç arasındaki farklar - geri dönüşümlü ve geri döndürülemez. Organik dünyanın birliği ve çeşitliliği. Yıldızların ve Dünya'nın yapısı ve evrimi. Galaksilerin kökeni ve evrimi.

    test, 17.11.2011 eklendi

    Kozmolojik teorinin temel ilkelerinin oluşumu - Evrenin yapısı ve evrimi bilimi. Evrenin kökeni teorilerinin özellikleri. Büyük Patlama Teorisi ve Evrenin Evrimi. Evrenin yapısı ve modelleri. Yaratılışçılık kavramının özü.

    sunum, 11/12/2012 eklendi

    Doğa bilimlerinde devrim, atomun yapısı doktrininin ortaya çıkışı ve daha da gelişmesi. Megadünyanın bileşimi, yapısı ve zamanı. Hadronların kuark modeli. Metagalaksinin, galaksilerin ve bireysel yıldızların evrimi. Evrenin kökeninin modern resmi.

    kurs çalışması, eklendi 07/16/2011

    Kuantum mekaniğinde belirsizlik, tamamlayıcılık, özdeşlik ilkeleri. Evrenin evriminin modelleri. Temel parçacıkların özellikleri ve sınıflandırılması. Yıldızların evrimi. Güneş sisteminin kökeni, yapısı. Işığın doğası hakkında fikirlerin geliştirilmesi.

    hile sayfası, 15.01.2009 eklendi

    Evrenin yapısı ve evrimi. Evrenin kökeni ve yapısına ilişkin hipotezler. Büyük Patlama öncesinde uzayın durumu. Spektral analize göre yıldızların kimyasal bileşimi. Kırmızı devin yapısı. Kara delikler, gizli kütle, kuasarlar ve pulsarlar.

    özet, 20.11.2011 eklendi

    Evrim kavramı, maddenin en basit biçimlerinden karmaşık sosyal oluşumların ortaya çıkmasına kadar kendini geliştirme ve karmaşıklaştırma sürecidir. Temel evrim teorilerinin özellikleri. Felaket noktasına yaklaşıldığının işaretleri. Epigenez teorisinin gerekçesi.

    sunum, 12/01/2014 eklendi

    Amfibiler (amfibiler) sınıfının ortaya çıkışı omurgalıların evriminde önemli bir adımdır. Amfibi sınıfı kurbağaların yapısı ve özellikleri. Sürüngenler, onları gruplara ayırıyor. Kertenkele ve timsahların yapısı. Yılanların ve kaplumbağaların özel yapısı.

    test, 24.04.2009 eklendi

    Hayvan dünyasının evrimsel modelinin incelenmesi. Yaygın, düğüm ve kök tipi sinir sisteminin özelliklerinin incelenmesi. Eklembacaklıların beyninin yapısı. Kıkırdaklı balıklarda genel motor koordinasyonunun gelişimi. Omurgalı beyin evriminin aşamaları.

    sunum, 18.06.2016 eklendi

    Klasik olmayan termodinamiğin getirdiği açık sistem kavramı. Galaksilerin kökenine ilişkin teoriler, hipotezler ve modeller. Evrenin genişlemesini açıklamaya yönelik varsayımlar. "Büyük Patlama": nedenleri ve kronolojisi. Evrimin aşamaları ve sonuçları.

Şair sordu: “Dinle! Sonuçta yıldızlar parlıyorsa bu birinin buna ihtiyacı olduğu anlamına mı geliyor? Parlamak için yıldızlara ihtiyaç olduğunu biliyoruz ve varlığımız için gerekli enerjiyi Güneşimiz sağlıyor. Galaksilere neden ihtiyaç duyulur? Galaksilere de ihtiyaç duyulduğu ve Güneş'in bize sadece enerji sağlamadığı ortaya çıktı. Astronomik gözlemler, galaksilerin çekirdeklerinden sürekli bir hidrojen çıkışının olduğunu göstermektedir. Dolayısıyla galaksilerin çekirdekleri, Evrenin ana yapı malzemesi olan hidrojenin üretimi için fabrikalardır.

Atomu çekirdekte bir proton ve yörüngesinde bir elektrondan oluşan hidrojen, atomik reaksiyonlar sürecinde yıldızların derinliklerinde daha karmaşık atomların oluştuğu en basit "yapı taşıdır". Üstelik yıldızların farklı boyutlarda olmasının da tesadüf olmadığı ortaya çıktı. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, derinliklerinde o kadar karmaşık atomlar sentezlenir.

Güneşimiz, sıradan bir yıldız gibi, yalnızca hidrojenden (galaksilerin çekirdekleri tarafından üretilen) helyum üretir; çok büyük yıldızlar, canlı maddenin ana "yapı taşı" olan karbon üretir. Galaksiler ve yıldızlar bunun içindir. Dünya ne içindir? İnsan yaşamının varlığı için gerekli tüm maddeleri üretir. İnsan neden var? Bilim bu soruya cevap veremez ama yeniden düşünmemizi sağlayabilir.

Birinin yıldızların "ateşlenmesine" ihtiyacı varsa, o zaman belki birisinin de bir insana ihtiyacı vardır? Bilimsel veriler amacımız ve hayatımızın anlamı hakkında bir fikir oluşturmamıza yardımcı olur. Bu soruları cevaplarken Evrenin evrimine yönelmek kozmik düşünmek anlamına gelir. Doğa bilimi bize kozmik düşünmeyi öğretir, aynı zamanda varlığımızın gerçekliğinden kopmamayı da öğretir.

Galaksilerin oluşumu ve yapısı sorunu, Evrenin kökenine ilişkin bir sonraki önemli sorudur. Yalnızca Evrenin bilimi olarak kozmoloji tarafından değil - tek bir bütün olarak, aynı zamanda kozmik bedenlerin ve onların sistemlerinin (gezegensel, gezegensel, yıldız, galaktik kozmogoni ayırt edilir) .

Bir galaksi, kendi merkezlerine (çekirdeği) ve farklı, yalnızca küresel değil, aynı zamanda sıklıkla spiral, eliptik, basık veya genel olarak düzensiz bir şekle sahip dev bir yıldız kümesi ve sistemleridir. Milyarlarca galaksi var ve her biri milyarlarca yıldız içeriyor.

Galaksimize Samanyolu denir ve 150 milyar yıldızdan oluşur. Bir çekirdek ve birkaç spiral daldan oluşur. Boyutları 100 bin ışık yılıdır. Galaksimizdeki yıldızların çoğu, yaklaşık 1.500 ışıkyılı kalınlığında dev bir "disk" içinde yoğunlaşmıştır. Güneş galaksinin merkezinden yaklaşık 30 bin ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır.

Bizimkine en yakın galaksi (ışık ışınının 2 milyon yıl yol kat ettiği) “Andromeda Bulutsusu”dur. İlk galaksi dışı nesnenin 1917 yılında Andromeda takımyıldızında keşfedilmesi nedeniyle bu şekilde adlandırılmıştır. Başka bir galaksiye ait olduğu, 1923 yılında bu cisimdeki yıldızları spektral analizle bulan E. Hubble tarafından kanıtlandı. Daha sonra diğer bulutsularda yıldızlar keşfedildi.

Ve 1963'te, gökadaların parlaklığından yüzlerce kat daha büyük bir parlaklığa ve onlardan onlarca kat daha küçük boyutlara sahip, Evrendeki en güçlü radyo emisyon kaynakları olan kuasarlar (yarı yıldız radyo kaynakları) keşfedildi. Kuasarların yeni galaksilerin çekirdeklerini temsil ettiği ve dolayısıyla galaksi oluşum sürecinin günümüzde de devam ettiği varsayılmıştır.

Astronomi ve uzay araştırmaları

Yıldızlar, kozmik cisimlerin ve sistemlerinin yapısı ve gelişimi bilimi olan astronomi (Yunanca "astro" - yıldız ve "nomos" - yasadan) tarafından incelenir. Bu klasik bilim, gözlem teknolojisinin hızlı gelişimi nedeniyle 20. yüzyılda ikinci gençliğini yaşıyor - ana araştırma yöntemi: yansıtıcı teleskoplar, radyasyon alıcıları (antenler), vb. SSCB'de, 1974'te aynalı bir reflektör 6 m çapındadır ve insan gözünün milyonlarca katı ışık toplar.

Astronomi radyo dalgalarını, ışığı, kızılötesini, ultraviyoleyi, x-ışınlarını ve gama ışınlarını inceler. Astronomi gök mekaniği, radyo astronomisi, astrofizik ve diğer disiplinlere ayrılmıştır.

Gök cisimlerinde, onların sistemlerinde ve uzayda meydana gelen fiziksel ve kimyasal olayları inceleyen astronominin bir parçası olan astrofizik, günümüzde özel bir önem kazanmaktadır. Deneye dayanan fizikten farklı olarak astrofizik öncelikle gözlemlere dayanır. Ancak çoğu durumda, gök cisimlerinde ve sistemlerinde maddenin bulunduğu koşullar, modern laboratuvarların kullanabileceği koşullardan farklıdır (ultra yüksek ve ultra düşük yoğunluklar, yüksek sıcaklıklar, vb.). Bu sayede astrofizik araştırmaları yeni fizik yasalarının keşfedilmesine yol açmaktadır.

Astrofiziğin asıl önemi, şu anda göreceli kozmolojideki asıl ilginin Evrenin fiziğine (en erken aşamalar dahil olmak üzere Evrenin genişlemesinin farklı aşamalarında meydana gelen maddenin durumu ve fiziksel süreçlere) aktarılması gerçeğiyle belirlenir.

Astrofiziğin ana yöntemlerinden biri spektral analizdir. Beyaz bir güneş ışığı ışınını dar bir yarıktan ve ardından bir cam üçgen prizmadan geçirirseniz, bileşen renklerine ayrılır ve ekranda kırmızıdan mora kademeli bir geçişle - sürekli bir spektrum olan gökkuşağı renginde bir şerit belirir. Spektrumun kırmızı ucu prizmadan geçerken en az sapan ışınlardan oluşur, mor uç ise en fazla sapandır. Her kimyasal element, iyi tanımlanmış spektral çizgilere karşılık gelir, bu da bu yöntemin maddeleri incelemek için kullanılmasını mümkün kılar.

Ne yazık ki, kısa dalga radyasyonu - ultraviyole, x-ışınları ve gama ışınları - Dünya atmosferinden geçmiyor ve burada bilim, yakın zamana kadar öncelikle teknik olarak kabul edilen astronotik (Yunanca "nautika" dan) astronomların yardımına geliyor. - navigasyon sanatı), insanlığın ihtiyaçlarına yönelik uzay araştırmalarının uçak kullanılarak sağlanması.

Kozmonotik problemleri inceler: uzay uçuşu teorileri - yörünge hesaplamaları vb.; bilimsel ve teknik - uzay roketlerinin, motorların, yerleşik kontrol sistemlerinin, fırlatma tesislerinin, otomatik istasyonların ve insanlı uzay aracının tasarımı, bilimsel araçlar, yere dayalı uçuş kontrol sistemleri, yörünge ölçüm hizmetleri, telemetri, yörünge istasyonlarının organizasyonu ve temini vb. .; tıbbi ve biyolojik - yerleşik yaşam destek sistemlerinin oluşturulması, aşırı yük, ağırlıksızlık, radyasyon vb. ile ilişkili insan vücudundaki olumsuz olayların telafisi.

Astronotik tarihi, K. E. Tsiolkovsky'nin “Dünya uzaylarının jet aletleriyle keşfi” (1903) adlı çalışmasında verdiği, insanın dünya dışı uzaya çıkışına ilişkin teorik hesaplamalarla başlar. Roket teknolojisi alanındaki çalışmalar 1921'de SSCB'de başladı. Sıvı yakıtlı roketlerin ilk fırlatılması 1926'da Amerika Birleşik Devletleri'nde gerçekleştirildi.

Astronotik tarihindeki ana kilometre taşları, 4 Ekim 1957'de ilk yapay Dünya uydusunun fırlatılması, 12 Nisan 1961'de ilk insanın uzaya uçuşu, 1969'daki ay seferi, alçakta insanlı yörünge istasyonlarının oluşturulmasıydı. Dünya yörüngesi ve yeniden kullanılabilir bir uzay aracının fırlatılması.

Çalışmalar SSCB ve ABD'de paralel olarak yürütüldü, ancak son yıllarda uzay araştırmaları alanındaki çabalarda bir birleşme yaşandı. 1995 yılında, astronotları Rus yörünge istasyonu Mir'e teslim etmek için Amerikan Shuttle gemilerinin kullanıldığı ortak Mir-Shuttle projesi gerçekleştirildi.

Dünya atmosferi tarafından geciktirilen kozmik radyasyonun yörünge istasyonlarında çalışılabilmesi, astrofizik alanında önemli ilerlemelere katkıda bulunmaktadır.

Konu 5

Yıldızların ve gezegenlerin yapısı ve evrimi

Yıldızların yapısı ve evrimi. Güneş sistemi ve kökeni. Dünyanın yapısı ve evrimi

Yıldızların yapısı ve evrimi

Gök cisimlerinin kökenine ilişkin iki ana kavram vardır. Birincisi, Fransız fizikçi ve matematikçi Pierre Laplace tarafından ortaya atılan ve Alman filozof Immanuel Kant tarafından geliştirilen güneş sisteminin oluşumuna ilişkin bulutsu modeline dayanmaktadır. Buna göre yıldızlar ve gezegenler, orijinal bulutsunun kademeli olarak sıkıştırılmasıyla dağılmış dağınık maddeden (kozmik toz) oluşmuştur.

Büyük Patlama modelinin ve genişleyen Evrenin kabulü, gök cisimlerinin oluşum modellerini önemli ölçüde etkiledi ve Victor Ambartsumyan'ın yıldız öncesi süper yoğun (en ağır temel parçacıklardan - hiperonlardan oluşan) galaksilerin, yıldızların ve gezegen sistemlerinin ortaya çıkışı hakkındaki hipotezine yol açtı. Galaksilerin çekirdeğinde bulunan maddeyi parçalayarak.

Gök cisimlerinin yorumlanması, iki hipotezden hangisinin doğru kabul edildiğine göre belirlenir. V. Ambartsumyan'ın birbirinden kaçmaya çalışan çok genç yıldızlardan oluşan yıldız birliklerini keşfetmesi, kendisi tarafından yıldızların orijinal süper yoğun maddeden oluştuğu hipotezinin doğrulanması olarak anlaşıldı. Bu iki kavramdan hangisinin gerçeğe daha yakın olduğu doğa biliminin daha sonraki gelişimini belirleyecektir.

Genişleyen evren modeli astronominin ilerlemesine katkıda bulunan çeşitli zorluklarla karşılaştı. Büyük Patlama'dan sonra sonsuz yoğunluktaki bir noktadan saçılan madde yığınlarının, karşılıklı çekim kuvvetleriyle birbirlerini bir miktar yavaşlatmaları ve hızlarının düşmesi gerekir. Ancak Evrenin tüm kütlesi yavaşlamaya yetmiyor. Bu itirazdan yola çıkarak 1939'da Evren'de "kara deliklerin" varlığına ilişkin, gözle görülemeyen ancak Evrenin kütlesinin 9/10'unu (yani eksik olduğu kadarını) depolayan bir hipotez doğmuştur. ).

"Kara delikler" nedir? Bir maddenin belirli bir kütlesi, belirli bir kütle için kritik olan nispeten küçük bir hacimde kalırsa, o zaman böyle bir madde kendi yerçekiminin etkisi altında kontrolsüz bir şekilde sıkışmaya başlar. Yerçekimi çöküşü meydana gelir. Sıkıştırmanın bir sonucu olarak, kütle konsantrasyonu artar ve bir an gelir ki, yüzeydeki yerçekimi kuvveti o kadar büyük olur ki, bunun üstesinden gelmek için ışık hızından daha büyük bir hız geliştirmek gerekir. Dolayısıyla “kara delik” hiçbir şeyi dışarı salmaz, hiçbir şeyi yansıtmaz ve bu nedenle tespit edilemez. Bir “kara delikte” uzay bükülür ve zaman yavaşlar. Sıkıştırma daha da devam ederse, bir aşamada sönümsüz nükleer reaksiyonlar başlar. Sıkıştırma durur ve ardından çökmeyi önleyici bir patlama meydana gelir ve "kara delik", "beyaz deliğe" dönüşür. Süper güçlü bir enerji kaynağı olan “kara deliklerin” galaksilerin çekirdeklerinde yer aldığı varsayılmaktadır.

Tüm gök cisimleri, enerji yayanlara (yıldızlar) ve enerji yaymayanlara (gezegenler, kuyruklu yıldızlar, meteorlar, kozmik toz) bölünebilir. Yıldızların enerjisi, on milyonlarca dereceye ulaşan sıcaklıklarda nükleer süreçlerle derinliklerinde üretilir ve buna muazzam nüfuz gücüne sahip özel parçacıkların - nötrinoların salınması eşlik eder.

Yıldızlar kimyasal elementlerin, ışık ve yaşam kaynaklarının üretildiği fabrikalardır. Bu aynı anda birkaç sorunu çözer. Yıldızlar galaksinin merkezi etrafında karmaşık yörüngelerde hareket eder. Parlaklığı ve spektrumu değişen yıldızlar olabilir - değişken yıldızlar (Tau Ceti) ve durağan olmayan (genç) yıldızların yanı sıra yaşı 10 milyon yılı geçmeyen yıldız birlikleri. Belki de patlamalar sırasında termal olmayan kökenli büyük miktarda enerjinin açığa çıktığı ve bulutsuların (gaz kümeleri) oluştuğu süpernovalar onlardan oluşur.

Çok büyük yıldızlar var - kırmızı devler ve süperdevler ve kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olan, ancak yarıçapı güneşin 1/50000'i (10-20 km) olan nötron yıldızları; çok sayıda nötrondan oluştukları için böyle adlandırılıyorlar).

1967'de pulsarlar keşfedildi - Dünya'ya periyodik olarak tekrarlanan patlamalar şeklinde gelen kozmik radyo, optik, x-ışını ve gama radyasyonu kaynakları. Radyo pulsarlarının (hızla dönen nötron yıldızları) darbe periyotları 0,03-4 saniyedir; X-ışını pulsarlarının (maddenin ikinci sıradan bir yıldızdan nötron yıldızına aktığı çift yıldızlar) birkaç saniye veya daha uzun periyotları vardır.

Çoğunlukla doğaüstü önem atfedilen ilginç gök cisimleri arasında kuyruklu yıldızlar bulunur. Güneş ışınımının etkisi altında, kuyruklu yıldızın çekirdeğinden gazlar salınarak kuyruklu yıldızın geniş başını oluşturur. Güneş radyasyonuna ve güneş rüzgarına maruz kalmak, bazen milyonlarca kilometre uzunluğa ulaşan kuyruk oluşumuna neden olur. Açığa çıkan gazlar uzaya kaçar ve bunun sonucunda kuyruklu yıldız Güneş'e her yaklaştığında kütlesinin önemli bir kısmını kaybeder. Bu bakımdan kuyruklu yıldızların ömrü nispeten kısadır (bin yıl ve yüzyıllar).

Gökyüzü sadece sakin görünüyor. İçinde sürekli felaketler meydana gelir ve yıldızın parlaklığının yüz binlerce kat arttığı salgınlar sırasında yeni ve süpernova yıldızları doğar. Bu patlamalar galaktik nabzı karakterize eder.

Evrimsel döngünün sonunda, tüm hidrojen yakıtı tükendiğinde, yıldız sonsuz yoğunluğa büzülür (kütle aynı kalır). Sıradan bir yıldız, nispeten yüksek bir yüzey sıcaklığına (7000 ila 30000 ° C arasında) ve düşük parlaklığa sahip, Güneş'in parlaklığından birçok kez daha az olan bir "beyaz cüceye" dönüşür.

Nötron yıldızlarının evrimindeki aşamalardan birinin, hacminin arttığı, gaz zarfını döktüğü ve birkaç gün içinde milyarlarca güneş gibi parlayarak enerji açığa çıkardığı nova ve süpernova oluşumu olduğu varsayılmaktadır. Daha sonra kaynaklarını tüketen yıldız kararır ve parlamanın yerinde bir gaz bulutsusu kalır.

Yıldız süper büyük boyutlara sahipse, evriminin sonunda, yüzeyden zar zor ayrılan parçacıklar ve ışınlar, yerçekimi kuvvetleri nedeniyle hemen geri çekilirler, yani. bir "kara delik" oluşur ve bu daha sonra "" beyaz delik”.

Yıldızların evrim süreci şemada sunulmaktadır.

Açık bir gecede Samanyolu'nun gökyüzündeki çizgisini izleyebilirsiniz. Binlerce yıldır gökbilimciler ona hayranlıkla baktılar ve yavaş yavaş Güneşimizin Galaksideki milyarlarca yıldızdan sadece biri olduğunun farkına vardılar. Zamanla araçlarımız ve tekniklerimiz gelişti ve Samanyolu'nun Evreni oluşturan milyarlarca galaksiden sadece biri olduğunu anlamaya başladık.

Görelilik teorisi ve ışık hızının keşfi sayesinde uzaya baktığımızda zamanda geriye baktığımızı da fark ettik. Bir milyar ışıkyılı uzaklıktaki bir nesneyi görerek onun bir milyar yıl önceki haline benzediğini biliyoruz. Zaman makinesi etkisi gökbilimcilerin galaksilerin evrimini incelemesine olanak sağladı.

Galaksilerin oluşum ve gelişim süreci yoğun ilgi konusu olmaya devam ediyor ve hala gizemlerinden payını gizliyor.

Galaksilerin oluşumu

Şu anki bilimsel fikir birliği, evrendeki tüm maddenin yaklaşık 13,8 milyar yıl önce Büyük Patlama olarak bilinen bir olay sırasında yaratıldığı yönündedir. Başlangıçta tüm madde, tekillik adı verilen, sonsuz yoğunlukta ve çok yüksek sıcaklıkta çok küçük bir top halinde sıkıştırılmıştı. Aniden tekillik genişlemeye başladı. Evren böyle başladı.

Hızlı genleşme ve soğumanın ardından tüm madde neredeyse eşit biçimde dağıldı. Birkaç milyar yıl boyunca, Evrenin daha yoğun bölgeleri birbirlerini çekimsel olarak çekmeye başladı. Bu nedenle yoğunlaşarak gaz bulutları ve büyük madde yığınları oluşturdular.

32 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan sarmal gökada Messier 74, yaklaşık 100 milyar yıldız içeriyor. Katkıda bulunanlar: NASA, ESA ve Hubble Mirası (STScI/AURA)-ESA/Hubble İşbirliği

Protogalaksilerin içindeki hidrojen gazı bulutları, ilk yıldızlar haline gelmek için yerçekimsel çöküşe uğradı. Bu ilk nesnelerden bazıları küçük cüce gökadalardı, diğerleri ise Samanyolu gibi tanıdık sarmal şeklini aldı.

Galaktik birleşmeler

Bu galaksiler oluştuktan sonra gruplar, kümeler ve üstkümeler adı verilen daha büyük galaktik yapılara dönüştü. Zamanla galaksiler yerçekiminin etkisiyle birbirlerine çekilip birleştiler. Bu birleşmelerin sonucu, çarpışan galaksilerin kütlesine bağlıydı.

Küçük galaksiler büyük komşuları tarafından emilir ve kütleleri artar. Yani Samanyolu yakın zamanda birkaç cüce galaksiyi yutarak onları galaktik çekirdeğin yörüngesinde dönen yıldız akıntılarına dönüştürdü. Ancak benzer büyüklükteki galaksiler birleşerek dev eliptik galaksiler oluşturur.

Bu olduğunda ince spiral yapılar kaybolur. Eliptik galaksiler en büyük yıldız toplulukları arasındadır. Bu birleşmelerin bir diğer sonucu da merkezlerindeki süper kütleli kara deliklerin daha da büyümesidir.

İki sarmal gökadanın çarpışması, eğer büyük bir eliptik gökada yaratmazsa, ince yapılarını kesinlikle değiştirecektir. Katkıda bulunan: ESA/Hubble ve NASA, Teşekkür: Luca Limatola

Tüm birleşmeler eliptik yapılara yol açmasa da hepsi birleşen galaksinin yapısını önemli ölçüde değiştiriyor.

Birleşmeler sırasında, yıldızlar arasındaki büyük mesafeler göz önüne alındığında, yıldız sistemleri arasında gerçek çarpışmalar pek olası değildir. Ancak birleşme, yeni yıldızların oluşumunu tetikleyebilecek yerçekimsel şok dalgalarına yol açabilir. Samanyolu'nun Andromeda Galaksisi ile 4 milyar yıl sonra birleşmesi durumunda bunun gerçekleşeceği tahmin ediliyor.

Galaksilerin ölümü

Sonunda galaksiler, soğuk gaz ve toz kaynakları tükendiğinde yıldız oluşturmayı bırakırlar. Yıldız oluşumu tamamen durana kadar milyarlarca yıl boyunca yavaşlar. Ancak devam eden birleşmeler, giderek daha fazla yıldızın, gazın ve tozun eski galaksilere yerleşmesini ve dolayısıyla yaşamlarının uzamasını sağlıyor.

Şu anda Galaksimizin neredeyse tamamen hidrojen kaynağına sahip olduğuna ve tükendikçe yıldız oluşumunun devam edeceğine inanılıyor. Güneş gibi yıldızlar yaklaşık 10 milyar yıl yaşayabilir, ancak en küçük kırmızı cüceler birkaç trilyon yıl yaşayabilir. Cüce galaksilerin varlığı ve Andromeda ile yaklaşan birleşme sayesinde Samanyolu daha da uzun süre var olabilir.

Sonuç olarak, Evrendeki tüm galaksiler sonunda yerçekimsel olarak birbirine bağlanır ve dev eliptik galaksiler halinde birleşir. Gökbilimciler benzer "fosillerle" karşılaştılar; buna iyi bir örnek, süper kütleli eliptik bir gökada olan Messier 49'dur.

Eliptik Gökada Messier 49. Kredi: Siggi Kohlert

Bu galaksiler yıldız oluşumu için tüm gaz rezervlerini zaten tüketmiş durumdalar ve geriye yalnızca küçük, uzun ömürlü yıldızlar kalıyor. Sonunda yıldızlar birer birer sönecek.

Galaksimiz Andromeda ile birleştikten sonra Yerel Gruptaki diğer tüm yakın galaksilerle birleşerek yoluna devam edecektir. Bu süper galaksinin de aynı kaderi paylaşmasını bekleyebiliriz. Dolayısıyla galaksilerin evrimi milyarlarca yılda gerçekleşir ve öngörülebilir gelecekte de devam edecektir.

Galaksiler– Yerçekimsel olarak birbirine bağlı dev yıldız ve yıldız kümeleri sistemleri, yıldızlararası gaz ve toz ve karanlık madde. Uzayda galaksiler eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır: Bir alanda yakın galaksilerin tamamını tespit edebilirsiniz veya tek bir galaksiyi, en küçüğünü bile tespit edemeyebilirsiniz. Gözlemlenebilir evrendeki galaksilerin kesin sayısı bilinmiyor, ancak yüz milyar civarında olması muhtemel.

İlk koşul Evrendeki galaksilerin ortaya çıkışı, homojen bir Evrendeki rastgele kümelerin ve madde konsantrasyonlarının ortaya çıkmasıydı. Böyle bir fikir ilk kez I. Newton tarafından dile getirildi ve maddenin sonsuz uzaya eşit şekilde dağılmış olması durumunda hiçbir zaman tek bir kütle halinde toplanmayacağını savundu.

İkinci koşul galaksilerin ortaya çıkışı - küçük bozuklukların varlığı, uzayın homojenliğinden ve izotropisinden sapmaya yol açan madde dalgalanmaları. Maddenin daha büyük sıkışmalarının ortaya çıkmasına yol açan "tohumlar" haline gelen tam da dalgalanmalardı. Bu süreçler, Dünya atmosferindeki bulut oluşumu süreçlerine benzetilerek temsil edilebilir.

GALAXİLERİN GENEL ÖZELLİKLERİ(Boyut, Parlaklık, Kütle, Kompozisyon)

Boyut. Boyut kavramı kesin olarak tanımlanmamıştır çünkü... Galaksilerin keskin sınırları yoktur; parlaklıkları merkezden dışarıya doğru uzaklaştıkça giderek azalır. Galaksilerin görünen boyutu, teleskopun düşük parlaklıktaki dış bölgelerini, hiçbir zaman tamamen siyah olmayan gece gökyüzünün parıltısına karşı vurgulama yeteneğine bağlıdır. Galaksilerin çevresel kısımları zayıf ışıkta “boğuluyor”. Galaksilerin boyutunu objektif olarak tahmin etmek için, belirli bir düzeyde yüzey parlaklığı veya dedikleri gibi belirli bir izofot (bu, yüzey parlaklığının sabit bir değere sahip olduğu çizginin adıdır) geleneksel olarak sınır olarak alınır.

Galaksilerin parlaklığı(yani toplam radyasyon gücü), boyutlarından bile daha büyük sınırlar içinde değişir - en küçük galaksiler için birkaç milyon güneş parlaklığından (Lc), dev galaksiler için birkaç yüz milyar Lc'ye kadar. Bu değer kabaca galaksideki toplam yıldız sayısına veya toplam kütlesine karşılık gelir.

Galaksi kütleleri parlaklıklarının yanı sıra, bazı eliptik galaksilerde bir milyon güneş kütlesinden bin milyar güneş kütlesine kadar çeşitli büyüklüklerde farklılık gösterebilir.

Kompozisyon ve yapı. Galaksinin bileşenleri yıldızlar, seyreltilmiş gaz, toz (bu yıldızlararası ortamdır) ve kozmik ışınlardır. Galaksiler her şeyden önce yıldız sistemleridir. Uzaysal olarak yıldızlar, sanki iç içe geçmiş gibi galaksinin iki ana yapısal bileşenini oluşturur: Hızla dönen yıldız diski, Ve yavaşça dönen küresel (veya küresel) bileşen. Küresel bileşenin içteki en parlak kısmına denir çıkıntı(İngiliz şişkinliğinden - şişmesinden) ve düşük parlaklığın dış kısmından - yıldız halesi. Çoğu galaksinin merkezinde parlak bir bölge bulunur. çekirdek. Devasa galaksilerin orta kesiminde, küçük ve hızla dönen bir perinükleer disk aynı zamanda yıldızlardan ve gazdan oluşur. Yerçekimiyle birbirine yakından bağlı çok sayıda yıldız, galaktik merkezin etrafında bir uydu gibi dönüyor - bu - küresel yıldız kümesi. Küresel yıldız kümelerinin yanı sıra açık yıldız kümelerini ayırt etme. Galaktik diskte bulunan açık yıldız kümelerinin aksine, küresel kümeler halede bulunur; çok daha yaşlıdırlar, çok daha fazla yıldız içerirler, simetrik bir küresel şekle sahiptirler ve kümenin merkezine doğru yıldız konsantrasyonunun artmasıyla karakterize edilirler. Küresel kümelere ilişkin gözlemler, bunların öncelikli olarak etkili yıldız oluşumunun olduğu bölgelerde, yani yıldızlararası ortamın normal yıldız oluşum bölgelerinden daha yoğun olduğu bölgelerde meydana geldiğini göstermektedir.

Açık kümelerdeki yıldızlar nispeten zayıf çekim kuvvetleriyle birbirine bağlıdırlar, dolayısıyla galaktik merkezin yörüngesinde dönerken kümeler diğer kümelerin veya gaz bulutlarının yakınından geçerek yok edilebilir; bu durumda onları oluşturan yıldızlar normalin bir parçası haline gelir. galaksinin nüfusu. Açık yıldız kümeleri yalnızca aktif yıldız oluşum süreçlerinin meydana geldiği sarmal ve düzensiz gökadalarda bulunur.

Farklı kütlelere, kimyasal bileşimlere ve yaşlara sahip yıldızların yanı sıra, her galakside seyrekleştirilmiş ve hafif mıknatıslanmış yıldızlar bulunur. yıldızlararası ortam (gaz ve toz), yüksek enerjili parçacıklar (kozmik ışınlar) tarafından nüfuz edilir. Yıldızlararası ortama atfedilebilen bağıl kütle aynı zamanda galaksilerin gözlemlenebilir en önemli özelliklerinden biridir. Yıldızlararası maddenin toplam kütlesi bir galaksiden diğerine büyük ölçüde değişir ve genellikle yıldızların toplam kütlesinin yüzde onda biri ile %50'si arasında değişir (nadir durumlarda, gazın kütlesi yıldızların üzerinde bile baskın olabilir). İçerik gaz bir galakside - bu, galaksilerde meydana gelen süreçlerin aktivitesinin ve her şeyden önce yıldız oluşum sürecinin büyük ölçüde bağlı olduğu çok önemli bir özelliktir. Yıldızlararası gaz esas olarak hidrojen ve helyumdan ve az miktarda ağır elementlerden oluşur. Bu ağır elementler yıldızlarda oluşur ve yıldızların kaybettiği gazla birlikte yıldızlararası uzaya ulaşır.

Yıldızlararası uzayın gaz ortamı aynı zamanda ince bir şekilde dağılmış katı bileşen de içerir. yıldızlararası toz. Kendini iki şekilde gösterir. Birincisi, toz görünür ve ultraviyole ışığı emerek galaksinin genel olarak kararmasına ve kızarmasına neden olur. Galaksinin en opak (toz nedeniyle) alanları, açık ve parlak bir arka plan üzerinde karanlık alanlar olarak görülebilmektedir. Özellikle yıldız diskinin düzlemine yakın çok sayıda opak bölge vardır - soğuk yıldızlararası ortamın yoğunlaştığı yer burasıdır. İkincisi, tozun kendisi yayılır ve biriken ışık enerjisini uzak kızılötesi radyasyon şeklinde serbest bırakır.Tozun toplam kütlesi nispeten küçüktür: yıldızlararası gazın toplam kütlesinden birkaç yüz kat daha azdır.

Galaksiler çok çeşitlidir: aralarında küresel eliptik galaksiler, disk sarmal galaksiler, çubuklu galaksiler, merceksi, cüce, düzensiz galaksiler vb. ayırt edilebilir. Galaksilerin gözlemlenen şekillerinin çeşitliliği, gökbilimcilerin benzer nesneleri birleştirmek ve galaksileri serilere bölmek istemesine neden olmuştur. görünümlerine göre (morfolojiye göre) sınıflar. Galaksilerin en yaygın kullanılan morfolojik sınıflandırması, E. Hubble tarafından 1925'te önerilen ve 1936'da geliştirilen şemaya dayanmaktadır. Galaksiler birkaç ana sınıfa ayrılır: eliptik (E), spiral (S), merceksi (S0) ve düzensiz (Irr).

Eliptik E-galaksilerÇok uzun olmayan eliptik veya oval noktalara benziyorlar, içlerindeki parlaklık merkezden uzaklaştıkça giderek azalıyor. Genellikle bir iç yapı yoktur (bazı durumlarda hassas fotometrik ölçümler varlığından şüphelenilmesine izin vermesine rağmen içlerinde gözle görülür bir disk yoktur. İçlerinde toz veya gaz izleri de nadiren bulunur)

Sarmal gökadalar (S) en yaygın türdür (yaklaşık yarısı). Tipik temsilciler Galaksimiz ve Andromeda Bulutsusu'dur. Eliptik gökadalardan farklı olarak karakteristik sarmal dallar şeklinde bir yapı sergilerler. Şekil çeşitliliğine rağmen sarmal gökadalar benzer bir yapıya sahiptir. İçlerinde üç ana bileşen gözlenir: bir yıldız diski, küresel bir bileşen, çıkıntı adı verilen parlak bir iç bölge ve kalınlığı diskten birkaç kat daha küçük olan düz bir bileşen. Düz bileşen yıldızlararası gazı, tozu, genç yıldızları ve sarmal kolları içerir. Galaksimiz de benzer bir yapıya sahiptir.

E ve S tipleri arasında bir tip vardır merceksi gökadalar (S0). S gökadaları gibi yıldız diski ve çıkıntıları vardır ancak sarmal kolları yoktur. Bunların uzak geçmişte sarmal olan, ancak artık yıldızlararası gazı ve bununla birlikte parlak sarmal dallar oluşturma yeteneğini neredeyse tamamen "kaybetmiş" veya tüketmiş galaksiler olduğuna inanılıyor. Herhangi bir sarmal gökada, gazından ve genç yıldızlarından arındırılırsa merceksi olarak sınıflandırılacaktır.

Düzensiz Irr galaksileri düzenli bir yapıya sahip değiller, çeşitli boyutlarda parlak bölgeler içermelerine rağmen (kural olarak bunlar yoğun yıldız oluşumunun bölgeleridir) sarmal dalları yoktur. Bu galaksilerdeki çıkıntı çok küçüktür veya tamamen yoktur. Bu galaksiler yıldızlararası gaz ve genç yıldız bakımından yüksek olma eğilimindedir.

Bazı galaksilerin alışılmadık derecede parlak bir çekirdeği vardır. Aktif çekirdeğe sahip galaksiler genellikle birkaç türe ayrılır. Seyfert galaksileri, radyo galaksileri, kuasarlar C var Heifert galaksileri isimlendirildi Onları ilk kez 1943'te fark eden Amerikalı gökbilimci Carl Seyfert'in anısına. Bazı durumlarda Seyfert gökadalarının çekirdekleri Güneş'ten 100 milyar kat daha parlaktır. S.g. - bunlar kural olarak sarmal gökadalardır. Çekirdeklerin aktivitesini açıklayan en olası hipotez, galaksinin merkezinde (onlarca veya yüz milyonlarca güneş kütlesi kütlesine sahip) bir kara deliğin varlığını varsayar.

Hepsinden en sıra dışı olanı, adı verilen nesnelerdir. kuasarlar. İngilizce quasar terimi, kelimenin tam anlamıyla "yıldız benzeri radyo kaynağı" anlamına gelir - güçlü ve uzak, aktif bir galaktik çekirdek. Çapı 1 ışıktan az olan bir alandan yayılırlar. Yıllar boyunca yüzlerce normal galaksinin yaydığı enerjiyle aynı miktarda enerji.Alışılmadık doğalarına rağmen kuasarlar görsel olarak etkileyici değiller ve bu nedenle ancak 1963'ten sonra fark edildiler.

Günümüzde en yaygın görüş, kuasarın etrafındaki maddeyi emen süper kütleli bir kara delik olduğudur. Yüklü parçacıklar bir kara deliğe yaklaştıkça hızlanır ve çarpışır, bu da yoğun ışık emisyonuna neden olur. Başka bir bakış açısına göre kuasarlar ilk genç galaksilerdir ve biz sadece onların doğum sürecini gözlemliyoruz. Bununla birlikte, bir kuasarın, oluşan bir galaksinin maddesini emen bir kara delik olduğu hipotezinin "birleşik" bir versiyonunu söylemek daha doğru olsa da, bir ara madde de vardır.

Radyo galaksisi, diğer galaksilere kıyasla çok daha fazla radyo emisyonuna sahip bir galaksi türüdür. Radyo galaksilerin radyasyon kaynakları genellikle birkaç bileşenden (çekirdek, halo, radyo emisyonları) oluşur. Radyo galaksileri genellikle elips şeklindedir ve boyutları devasadır.

Gözlenen gökadaların yüzde birkaçı açıklanan sınıflandırma şemasına uymuyor; bunlara denir Özel eşya. Tipik olarak bunlar, komşu galaksilerle güçlü etkileşimler nedeniyle şekli bozulan galaksilerdir (bu tür galaksilere galaksiler denir). etkileşimli. Bu terimin net bir tanımı yoktur ve galaksilerin bu türe atanması tartışmalı olabilir. Bazen bir galaksinin kendine özgü bir tür olarak sınıflandırılması tartışmalıydı. Örneğin B.A. Vorontsov-Velyaminov, etkileşim halindeki galaksilerin tuhaf olmadığına, çünkü şekillerindeki gözle görülür değişikliklerin yakın komşuların rahatsızlıklarından kaynaklandığına inanıyordu. Bununla birlikte, etkileşim halindeki sistemler arasında o kadar tuhaf şekillere sahip nesneler vardır ki, onlara tuhaf dememek zordur.

Tuhaf bir galaksinin klasik bir örneği, radyo galaksisi Centaurus A'dır (NGC 5128).

Ayrı bir grupta tahsis edilir cüce galaksiler- küçük boyutlu, parlaklığı bizimki veya Andromeda Bulutsusu gibi galaksilerinkinden binlerce kat daha az. Bunlar galaksilerin en kalabalık sınıfıdır, ancak düşük parlaklıkları onları uzak mesafelerden tespit etmeyi zorlaştırır. Bunların arasında eliptik dE, spiral dS (çok nadir) ve düzensiz (dIrr) de vardır. D harfi (İngiliz cücesinden - cüceden) cüce sistemlerine üyeliği belirtir.

Galaksilerin evrimi

Gözlemlenen galaksi çeşitliliği, onların ortaya çıktığı farklı koşulların bir sonucudur. Galaksilerin spektrumları ve yıldız kompozisyonlarının analizi, bunların büyük çoğunluğunun çok yaşlı olduğunu ve 10-15 milyar yıl önce oluştuğunu gösterdi. Modern kavramlara göre, galaksilerin oluşumu, Evrenin genişlemesinin erken döneminde, Evrendeki ortalama madde yoğunluğunun günümüzden yüzlerce kat daha fazla olduğu dönemde başladı. Galaksiler, kendi yerçekiminin etkisi altında çöken hidrojen-helyum gaz bulutlarından ortaya çıktı. Sıkıştırmanın belirli bir aşamasında protogalaksilerde yoğun yıldız oluşumu başladı. Hızla gelişen ve süpernova olarak patlayan devasa yıldızlar, patlama sonucu çeşitli kimyasal elementlerle zenginleştirilmiş gazı çevredeki uzaya püskürttüler.

Galaksilerde disk oluşumu aşağıdakilerle ilişkilidir: dağılma(Enerji dağılımı, düzenli süreçlerin enerjisinin bir kısmının (hareket eden bir cismin kinetik enerjisi, elektrik akımı enerjisi, vb.) düzensiz süreçlerin enerjisine, sonuçta ısıya dönüşümüdür.) Daralan bir protogalaksideki gaz enerjisi. Belirli bir torka sahip olan gaz, mekanik enerjisini kaybederek bir disk halinde sıkıştırıldı ve bu, gazdan yıldızların oluşması sonucunda yavaş yavaş bir yıldız diski haline geldi.

Galaksilerin evriminde önemli bir rol, gelgit kuvvetleri tarafından yok edilen ve oluşan galaksilerin kütlesini yenileyen daha küçük sistemlerin büyük galaksiler tarafından emilmesiyle oynandı.

KÜMELER VE SÜPER KÜMELER

Galaksi fotoğrafları, gerçekten yalnız galaksilerin çok az olduğunu gösteriyor. Galaksilerin yaklaşık %95'i oluşur galaksi grupları.. Genellikle gelgit kuvvetleri nedeniyle uydu galaksileri zamanla yok eden ve kütlesini artırarak onları tüketen devasa bir eliptik veya spiral galaksinin hakimiyetindedirler.

Galaksi kümesi hem bireysel galaksileri hem de galaksi gruplarını içerebilen birkaç yüz galaksinin birleşimi olarak adlandırılır. Tipik olarak, bu ölçekte gözlemlendiğinde çok sayıda çok parlak süper kütleli eliptik gökada tanımlanabilir. Bu tür galaksilerin küme yapısının oluşumu ve oluşumu sürecini doğrudan etkilemesi gerekir.

Üstküme- binlerce galaksiyi içeren en büyük galaksi birliği türü. Üstkümeler ölçeğinde galaksiler kendilerini geniş, ince boşlukları çevreleyen bantlar ve iplikçikler halinde düzenlerler. Bu tür kümelerin şekli, Markarian zinciri gibi bir zincirden Sloan'ın büyük duvarı gibi duvarlara kadar değişebilir.

Yerel gökada grubu. Samanyolu Galaksisi

Yerel Gökada Grubu, mesafeleri yaklaşık 1 milyon pc'yi (yaklaşık 3 milyon ışıkyılı) aşmayan yakın gökadaların bir koleksiyonudur. Toplamda yaklaşık 30 üyeden oluşan iki büyük gruptan ve bunların arasına dağılmış cüce gökadalardan oluşur. Gruplardan biri büyüklük, kütle ve ışık yoğunluğu bakımından yakınında bulunan Macellan Bulutları ile Galaksimizin hakimiyetindedir. Başka bir grupta ana yer, daha da güçlü olan sarmal gökada (Andromeda Bulutsusu) tarafından işgal edilmiştir. Üçgendeki daha küçük bir sarmal gökada olan M 33'e, iki küçük eliptik gökadaya ve birkaç cüce gökadaya bitişiktir. M. g. g.'ye dahil olan galaksiler, bize yakın olmaları nedeniyle en detaylı çalışmalara açıktır.

Yerel Grubun üyeleri birbirlerine göre hareket ederler, ancak karşılıklı çekimle birbirlerine bağlanırlar ve bu nedenle uzun bir süre yaklaşık 6 milyon ışıkyılı kadar sınırlı bir alanı kaplarlar ve diğer benzer gökada gruplarından ayrı olarak var olurlar. Yerel Grubun tüm üyelerinin ortak bir kökene sahip olduğuna ve yaklaşık 13 milyar yıldır birlikte evrimleştiklerine inanılıyor.

Galaksimiz - Samanyolu - ortasında bir çıkıntı bulunan bir disk şeklindedir - sarmal kolların uzandığı çekirdek. Kalınlığı 1,5 bin ışıkyılı, çapı ise 100 bin ışıkyılıdır. Galaksimizin yaşı yaklaşık 15 milyar yıldır. Oldukça karmaşık bir şekilde dönüyor: Galaktik maddesinin önemli bir kısmı, gezegenlerin Güneş etrafında dönmesi gibi, oldukça uzak diğer kozmik cisimlerin hareket ettiği yörüngelere dikkat etmeden diferansiyel olarak dönüyor ve bu cisimlerin dönüş hızı azalıyor merkeze olan mesafeleri artıyor. Galaksimizin diskinin başka bir kısmı, bir plak çaların üzerinde dönen bir müzik diski gibi sağlam bir şekilde dönüyor. Güneşimiz Galaksinin katı hal ve diferansiyel dönüş hızlarının eşit olduğu bir bölgesinde yer almaktadır. Böyle bir yere korotasyon çemberi denir. Yıldız oluşum süreçleri için özel, sakin ve durağan koşullar yaratır.

Galaksimizde Macellan Bulutları adı verilen iki küçük uydu galaksi bulunmaktadır. Büyük ve Küçük Macellan bulutları vardır. Bunlar Güney Yarımküre'de çıplak gözle görülebilen, her büyüklükteki aletle gözlem yapılabilecek zengin alanlardır. Macellan Bulutları güney yarımküredeki denizcilere tanıdık geliyordu ve 15. yüzyılda "Bulut Burnu" olarak adlandırılıyordu. Ferdinand Magellan, 1519-1521 yıllarında dünya turu sırasında Kuzey Yıldızı'na alternatif olarak onları navigasyon için kullandı. Magellan'ın ölümünden sonra gemisi Avrupa'ya döndüğünde, Antonio Pigafetta (Magellan'ın arkadaşı ve gezinin resmi tarihçisi), anısının bir nevi devamı olarak Cape Bulutlarına Macellan Bulutları adını vermeyi önerdi.

Her iki Bulut da daha önce düzensiz gökadalar olarak kabul ediliyordu, ancak daha sonra çubuklu sarmal gökadaların yapısal özellikleri keşfedildi. Birbirlerine nispeten yakın yerleştirilmişlerdir ve yerçekimsel olarak bağlı (çift) bir sistem oluştururlar. Her iki Macellan Bulutu da ortak bir nötr hidrojen kabuğuna batırılmıştır. Ayrıca birbirlerine hidrojen köprüsüyle bağlanırlar.

Macellan Bulutları'nda çok sayıda yıldız kümesi var. Bilim insanları Büyük Bulut'ta 1.100, Küçük Bulut'ta ise 100'den fazla açık küme kaydetti. Büyük Bulut'ta 35, Küçük Bulut'ta 5 küresel küme keşfedildi.Maellan Bulutları'nda Galaksimizde bulunmayan küresel kümeler keşfedildi. Çok sayıda mavi ve beyaz dev içerirler. Bu yüzden beyazdırlar. Sıradan küresel kümeler kırmızı devlerden oluşur, dolayısıyla renkleri sarı-turuncudur.

1). Astrofizikte çalışma nesnesi olarak bir yıldız.

2). Yıldızların sınıflandırılması.

3). Yıldızların doğuşu ve evrimi.