Какое расстояние от Земли до Солнца?

У этого термина существуют и другие значения, см. Млечный Путь (значения).

Галактика
Млечный Путь
Млечный путь (компьютерная модель). Спиральная галактика с перемычкой. Доминируют два из четырёх рукавов.
Характеристики
ТипSBbc (спиральная галактика с перемычкой)[1]
Диаметр100 000 св. лет[2]
Толщина3000 св. лет (балдж)[3] 1000 св. лет (диск)[2]
Число звёзд200—400 млрд.[2][4]
Масса4,8·1011 M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} [5]
Возраст старейшей из известных звёзд13,2 млрд лет[6]
Расстояние от Солнца до галактического центра26 000 ± 1 400 св. лет
Галактический период обращения Солнца225—250 млн лет
Период обращения спиральной структуры220—360 млн лет[7]
Период обращения перемычки100—120 млн лет[8][7]
Скорость относительно фонового реликтового излучения552 км/с[9]
Четвёртая космическая скорость (в районе Солнца)550 км/с

Мле́чный Путь

(также
наша Галактика
или просто
Галактика
с прописной буквы) — галактика, в которой находятся Земля, Солнечная система и все отдельные звёзды, видимые невооружённым глазом[10][11]. Относится к спиральным галактикам с перемычкой[1].

Млечный Путь вместе с галактикой Андромеды (М31), галактикой Треугольника (М33) и более чем 40 карликовыми галактиками-спутниками — своими и Андромеды — образуют Местную группу галактик[12], которая входит в Местное сверхскопление (Сверхскопление Девы)[13].

Этимология

Название Млечный Путь

распространено в западной культуре и является калькой с лат. via lactea «молочная дорога», которое, в свою очередь, калька с др.-греч. ϰύϰλος γαλαξίας «молочный круг»[14]. Название
Галактика
образовано по аналогии с др.-греч. γαλαϰτιϰός «молочный». По древнегреческой легенде, Зевс решил сделать своего сына Геракла, рождённого от смертной женщины, бессмертным, и для этого подложил его спящей жене Гере, чтобы Геракл выпил божественного молока. Гера, проснувшись, увидела, что кормит не своего ребёнка, и оттолкнула его от себя. Брызнувшая из груди богини струя молока превратилась в Млечный Путь.

В советской астрономической школе галактика Млечный Путь называлась просто «наша Галактика»[15] или «система Млечный Путь»; словосочетание «Млечный Путь»[16] использовалось для обозначения видимых звёзд, которые оптически для наблюдателя составляют Млечный Путь.

Вне западной культуры имеется масса других названий Млечного Пути. Слово «Путь» часто остаётся, слово «Млечный» заменяется на другие эпитеты.

Структура

Диаметр Галактики составляет около 30 тыс. парсек (порядка 100 000 световых лет, 1 квинтиллион километров), при оценочной средней толщине порядка 1000 световых лет. После статистического анализа данных исследований, проведённых в рамках миссий APOGEE и LAMOST, исследователи из Канарского института астрофизики пришли к выводу, что диаметр диска Млечного Пути составляет около 200 тысяч световых лет[17].

Галактика содержит, по современной оценке, от 200 миллиардов до 400 миллиардов звёзд. Их основная масса расположена в форме плоского диска. В Галактике Млечный Путь также находится от 25 миллиардов до 100 миллиардов коричневых карликов[18].

По состоянию на январь 2009, масса Галактики оценивается в 3·1012 масс Солнца[19], или 6·1042 кг. Оценка, опубликованная в мае 2016 года астрофизиками из Канады, определяет массу Галактики всего в 7·1011 масс Солнца[20]. Бо́льшая часть массы Галактики содержится не в звёздах и межзвёздном газе, а в несветящемся гало из тёмной материи.

Диск

Лишь в 1980-х годах астрономы высказали предположение, что Млечный Путь является спиральной галактикой с перемычкой[21], а не обычной спиральной галактикой. Это предположение было подтверждено в 2005 году космическим телескопом имени Лаймана Спитцера, который показал, что центральная перемычка нашей галактики является большей, чем считалось ранее[22].

По оценкам учёных, галактический диск, выдающийся в разные стороны в районе галактического центра, имеет диаметр около 100 000 световых лет[23]. По сравнению с гало, диск вращается заметно быстрее. Скорость его вращения неодинакова на различных расстояниях от центра. Она стремительно возрастает от нуля в центре до 200—240 км/с на расстоянии 2 тыс. световых лет от него, затем несколько уменьшается, снова возрастает примерно до того же значения и далее остаётся почти постоянной. Изучение особенностей вращения диска позволило оценить его массу, оказалось, что она в 150 млрд раз больше M☉.

Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звёзды и звёздные скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет. Они образуют так называемую плоскую составляющую. Среди них очень много ярких и горячих звёзд. Газ в диске Галактики также сосредоточен в основном вблизи его плоскости. Он распределён неравномерно, образуя многочисленные газовые облака — от гигантских неоднородных по структуре облаков, протяжённостью свыше нескольких тысяч световых лет, к небольшим облакам размерами не более парсека.

Ядро

Основная статья: Галактический центр

В средней части Галактики находится утолщение, которое называется балджем

(англ. bulge —
утолщение
), составляющее около 8 тысяч парсек в поперечнике. Центр ядра Галактики находится в направлении Созвездия Стрельца (α = 265°, δ = −29°)[24][25]. Расстояние от Солнца до центра Галактики 8,5 килопарсек (2,62·1017 км, или 27 700 световых лет). В центре Галактики, по всей видимости, располагается сверхмассивная чёрная дыра (Стрелец A*) (около 4,3 миллиона M☉[26]) вокруг которой, предположительно, вращается чёрная дыра средней массы[27] от 1000 до 10 000 M☉ и периодом обращения около 100 лет и несколько тысяч сравнительно небольших[28]. Их совместное гравитационное действие на соседние звёзды заставляет последние двигаться по необычным траекториям[27]. Существует предположение, что большинство галактик имеет сверхмассивные чёрные дыры в своём ядре[29].

Для центральных участков Галактики характерна сильная концентрация звёзд: в каждом кубическом парсеке вблизи центра их содержатся многие тысячи. Расстояния между звёздами в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Как и в большинстве других галактик, распределение массы в Млечном Пути такое, что орбитальная скорость большинства звёзд Галактики не зависит в значительной степени от их расстояния до центра. Далее от центральной перемычки к внешнему кругу обычная скорость обращения звёзд составляет 210—240 км/с. Таким образом, такое распределение скорости, не наблюдаемое в Солнечной системе, где различные орбиты имеют существенно различные скорости обращения, является одной из предпосылок к существованию тёмной материи.

Считается, что длина галактической перемычки составляет около 27 000 световых лет[21]. Эта перемычка проходит через центр галактики под углом 44 ± 10 градусов к линии между нашим Солнцем и центром галактики. Она состоит преимущественно из красных звёзд, которые считаются очень старыми. Перемычка окружена кольцом, называемым «Кольцом в пять килопарсек». Это кольцо содержит большую часть молекулярного водорода Галактики и является активным регионом звездообразования в нашей Галактике. Если вести наблюдение из галактики Андромеды, то галактическая перемычка Млечного Пути была бы яркой его частью[30].

В 2020 году японские астрофизики сообщили об обнаружении в Галактическом центре второй гигантской чёрной дыры. Эта чёрная дыра находится в 200 световых годах от центра Млечного Пути. Наблюдаемый астрономический объект с облаком занимает область пространства диаметром 0,3 светового года, а его масса составляет 100 тысяч масс Солнца. Пока точно не установлена природа этого объекта — это чёрная дыра или иной объект[31].

Рукава

Основная статья: Галактический рукав

Галактика относится к классу спиральных галактик, это означает, что у Галактики есть спиральные рукава

, расположенные в плоскости диска. Диск погружён в
гало
сферической формы, а вокруг него располагается сферическая
корона
. Солнечная система находится на расстоянии 8,5 тысяч парсек от галактического центра, вблизи плоскости Галактики (смещение к Северному полюсу Галактики составляет всего 10 парсек), на внутреннем крае рукава, носящего название
рукав Ориона
. Такое расположение не даёт возможности наблюдать форму рукавов визуально. Новые данные по наблюдениям молекулярного газа (СО) говорят о том, что у нашей Галактики есть два рукава, начинающиеся у бара во внутренней части Галактики. Кроме того, во внутренней части есть ещё пара рукавов. Затем эти рукава переходят в четырёхрукавную структуру, наблюдающуюся в линии нейтрального водорода во внешних частях Галактики[32].

Гало

В то время как галактический диск содержит газ и пыль, что затрудняет прохождение видимого света, сфероидная компонента таких составляющих не содержит. Активное звездообразование происходит в диске (особенно в спиральных рукавах, являющихся зонами повышенной плотности). В гало звездообразование завершилось. Рассеянные скопления также встречаются преимущественно в диске. Считается, что основную массу нашей галактики составляет тёмная материя, которая формирует гало тёмной материи массой примерно 600 — 3000 миллиардов M☉. Гало тёмной материи сконцентрировано в направлении центра галактики[35].

Звёзды и звёздные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Так как вращение отдельных звёзд происходит несколько беспорядочно (то есть скорости соседних звёзд могут иметь любые направления), гало в целом вращается очень медленно.

СОСЕДИ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ

Разбираясь в том, как и когда могли появиться галактики, звёзды и планеты, учёные приблизились к разгадке одной из главных тайн Вселенной. они утверждают, что в результате большого взрыва — а он, как мы уже знаем, произошёл 15—20 миллиардов лет назад (см. «Наука и жизнь» № 1, 2008 г.) — возник именно такой материал, из которого впоследствии смогли сформироваться небесные тела и их скопления.

Планетарная газовая туманность Кольцо в созвездии Лиры.

Крабовидная туманность в созвездии Тельца.

Большая туманность Ориона.

Звёздное скопление Плеяды в созвездии Тельца.

Туманность Андромеды — одна из ближайших соседок нашей Галактики.

Спутники нашей Галактики — галактические скопления звёзд: Малое (вверху) и Большое Магеллановы Облака.

Эллиптическая галактика в созвездии Центавра с широкой пылевой полосой. Её иногда называют Сигарой.

Одна из самых больших спиральных галактик, видимая с Земли в мощные телескопы.

Наука и жизнь // Иллюстрации

Наша Галактика — Млечный Путь — насчитывает миллиарды звёзд, и все они движутся вокруг её центра. В этой огромной галактической карусели крутятся не только звёзды. Там есть ещё и туманные пятна, или туманности. Невооружённым глазом их видно не так уж много. Другое дело, если рассматривать звёздное небо в бинокль или телескоп. Что за космический туман мы увидим? Далёкие маленькие группы звёзд, которые по отдельности не разглядеть, или что-то совсем-совсем другое?

Сегодня астрономы знают, что представляет собой та или иная туманность. Оказалось, что они совершенно разные. Есть туманности, состоящие из газа, их освещают звёзды. Часто они бывают круглой формы, за что получили название планетарные. Многие из этих туманностей образовались в результате эволюции состарившихся массивных звёзд. Пример «туманного остатка» сверхновой звезды (о том, что это такое, мы ещё расскажем) — Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Эта туманность, похожая на краба, довольно молодая. Точно известно, что родилась она в 1054 году. Есть туманности и значительно старше, их возраст насчитывает десятки и сотни тысяч лет.

Планетарные туманности и остатки когда-то вспыхнувших сверхновых звёзд можно было бы назвать туманностями-памятниками. Но известны и другие туманности, в них звёзды не гаснут, а, наоборот, рождаются и подрастают. Такова, например, туманность, которая видна в созвездии Ориона, называется она Большая туманность Ориона.

Совсем непохожими на них оказались туманности, представляющие собой скопления звёзд. Невооружённым глазом в созвездии Тельца хорошо видно скопление Плеяды. Глядя на него, трудно представить, что это не облако газа, а сотни и тысячи звёзд. Существуют и более «богатые» скопления из сотен тысяч, а то и миллионов звёзд! Такие звёздные «клубки» называют шаровыми звёздными скоплениями. Целая свита из таких «клубков» окружает Млечный Путь.

Большинство видимых с Земли звёздных скоплений и туманностей хоть и находятся от нас на очень больших расстояниях, но всё-таки принадлежат нашей Галактике. Между тем есть совсем далёкие туманные пятна, которые оказались не звёздными скоплениями, не туманностями, а целыми галактиками!

Самая известная наша галактическая соседка — туманность Андромеды в созвездии Андромеды. Если смотреть невооружённым глазом, она выглядит как туманное пятно. А на фотографиях, сделанных с помощью больших телескопов, туманность Андромеды предстаёт прекрасной галактикой. В телескоп мы видим не только множество составляющих её звёзд, но и выходящие из центра звёздные ветви, которые называют «спиралями» или «рукавами». По своим размерам наша соседка даже больше Млечного Пути, её диаметр составляет около 130 тысяч световых лет.

Туманность Андромеды — самая близкая к нам и самая большая из известных спиральная галактика. Луч света идёт от неё до Земли «всего-то» около двух миллионов световых лет. Так что, если бы мы захотели поприветствовать «андромедян», сигналя им ярким прожектором, они узнали бы о наших стараниях почти через два миллиона лет! А ответ от них пришёл бы к нам ещё через такое же время, то есть туда-обратно — приблизительно четыре миллиона лет. Этот пример помогает представить, как далека туманность Андромеды от нашей планеты.

На фотографиях туманности Андромеды хорошо видны не только сама галактика, но и некоторые её спутники. Конечно, спутники галактики совсем не такие, как, например, планеты — спутники Солнца или Луна — спутник Земли. Спутники галактик — это тоже галактики, только «маленькие», состоящие из миллионов звёзд.

Есть спутники и у нашей Галактики. Их несколько десятков, причём два из них видны невооружённым глазом на небе Южного полушария Земли. Европейцы впервые увидели их во время кругосветного путешествия Магеллана. Они подумали, что это какие-то облака, и назвали их Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако.

Спутники нашей Галактики, конечно, находятся ближе к Земле, чем туманность Андромеды. Свет от Большого Магелланова Облака долетает до нас всего за 170 тысяч лет. До последнего времени эту галактику считали самым близким спутником Млечного Пути. Но недавно астрономы открыли спутники и поближе, правда, они значительно меньше, чем Магеллановы Облака, и невооружённым глазом не видны.

Рассматривая «портреты» некоторых галактик, астрономы обнаружили, что среди них есть непохожие на Млечный Путь по строению и форме. Таких галактик тоже много — это и галактики-красавицы, и галактики совершенно бесформенные, похожие, например, на Магеллановы Облака.

Не прошло и ста лет с тех пор, как астрономы сделали удивительное открытие: далёкие галактики разбегаются одна от другой во все стороны. Чтобы понять, как это происходит, можно воспользоваться воздушным шариком и проделать с ним самый простой эксперимент.

Нарисуйте на шарике чернилами, фломастером или краской маленькие кружочки или закорючки, изображающие галактики. Когда вы начнёте надувать шарик, нарисованные «галактики» будут расходиться всё дальше и дальше одна от другой. Так происходит и во Вселенной.

Галактики мчатся, в них рождаются, живут и умирают звёзды. И не только звёзды, но и планеты, потому что во Вселенной наверняка есть множество звёздных систем, похожих и непохожих на нашу Солнечную систему, родившуюся в нашей Галактике. В последнее время астрономы уже открыли около 300 планет, движущихся вокруг других звёзд.

История открытия

Большинство небесных тел объединяются в различные вращающиеся системы. Так, Луна обращается вокруг Земли, спутники планет-гигантов образуют свои, богатые телами, системы. На более высоком уровне, Земля и остальные планеты обращаются вокруг Солнца. Возникал естественный вопрос: не входит ли и Солнце в систему ещё большего размера?

Первое систематическое исследование этого вопроса выполнил в XVIII веке английский астроном Уильям Гершель. Он подсчитывал количество звёзд в разных областях неба и обнаружил, что на небе присутствует большой круг (впоследствии он был назван галактическим экватором

), который делит небо на две равные части и на котором количество звёзд оказывается наибольшим. Кроме того, звёзд оказывается тем больше, чем ближе участок неба расположен к этому кругу. Наконец обнаружилось, что именно на этом круге располагается Млечный Путь. Благодаря этому Гершель догадался, что все наблюдаемые нами звёзды образуют гигантскую звёздную систему, которая сплюснута к галактическому экватору.

Вначале предполагалось, что все объекты Вселенной являются частями нашей Галактики, хотя ещё Кант высказывал предположение, что некоторые туманности могут быть галактиками, подобными Млечному Пути. Ещё в 1920 году вопрос о существовании внегалактических объектов вызывал дебаты (например, известный Большой спор между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом; первый отстаивал единственность нашей Галактики). Гипотеза Канта была окончательно доказана лишь в 1920-х годах, когда Эрнсту Эпику и Эдвину Хабблу удалось измерить расстояние до некоторых спиральных туманностей и показать, что по своему удалению они не могут входить в состав нашей Галактики.

М31 — Галактика Андромеды

М31 - Галактика Андромеды

Галактика Андромеды или Туманность Андромеды (M31, NGC 224) — спиральная галактика типа Sb. Эта ближайшая к Млечному Пути большая галактика расположена в созвездии Андромеды и удалена от нас, по последним данным, на расстояние 772 килопарсек (2,52 млн световых лет). Плоскость галактики наклонена к нам под углом 15°, её видимый размер — 3,2°, видимая звёздная величина — +3,4m.

История наблюдений

Первое письменное упоминание о галактике Андромеды содержится в «Каталоге неподвижных звезд» персидскогоастронома Ас-Суфи (946 год), описавшего её как «маленькое облачко». Первое описание объекта, основанное на наблюдениях с помощью телескопа, было сделано немецким астрономом Симоном Мариусом в 1612 году. При создании своего знаменитого каталога Шарль Мессье внёс объект под определением M31, ошибочно приписав открытие Мариусу. В 1785 году Уильям Гершель отметил слабое красное пятнышко в центре M31. Он считал, что галактика представляет собой ближайшую из всех туманностей, и вычислил расстояние до неё (совершенно не соответствующее действительности), эквивалентное 2000 расстояниям между Солнцем и Сириусом.

В 1864 году Уильям Хаггинс, наблюдая спектр М31, обнаружил, что он отличается от спектров газопылевых туманностей. Данные указывали на то, что М31 состояла из множества отдельных звёзд. Исходя из этого, Хаггинс предположил звёздную природу объекта, что в последующие годы и подтвердилось.

В 1885 году в галактике вспыхнула сверхновая SN 1885A, в астрономической литературе известная как S Андромеды. За всю историю наблюдений это пока лишь одно подобное событие, зарегистрированное в М31.

Первые фотографии галактики были получены валлийским астрономом Исааком Робертсом в 1887 году. Используя собственную небольшую обсерваторию в Сассексе, он сфотографировал М31 и впервые определил спиральную структуру объекта. Однако в то время всё ещё считалось, что М31 принадлежит нашей Галактике, и Робертс ошибочно считал, что это — другая солнечная система с формирующимися планетами.

Лучевую скорость галактики определил американский астроном Весто Слайфер в 1912 году. Используя спектральный анализ, он вычислил, что М31 двигается по направлению к Солнцу с неслыханной для известных астрономических объектов того времени скоростью: около 300 км/с.

Специалисты Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики, проанализировав результаты 10-летнего наблюдения за M31 при помощи орбитальной обсерватории Chandra, открыли, что свечение материи, падающей на ядро галактики Андромеды, было тусклым до 6 января 2006 года, когда произошла вспышка, повысившая яркость M31 в рентгеновском диапазоне в 100 раз. Далее яркость снизилась, но всё равно так и осталась в 10 раз более мощной, чем до 2006 года.

Общие характеристики

Галактика Андромеды, как и Млечный Путь, принадлежит к Местной группе, и движется по направлению к Солнцу со скоростью 300 км/с, таким образом, она относится к объектам, имеющим фиолетовое смещение. Определив направление движения Солнца по Млечному Пути, астрономы выяснили, что галактика Андромеды и наша Галактика приближаются друг к другу со скоростью 100—140 км/с. Соответственно, столкновение двух галактических систем произойдёт приблизительно через 3-4 миллиарда лет. Если это произойдёт, они обе, скорее всего, сольются в одну большую галактику. Не исключено, что при этом наша Солнечная система будет выброшена в межгалактическое пространство мощными гравитационными возмущениями. Разрушение Солнца и планет, вероятнее всего, при этом катастрофическом процессе не произойдёт.

Структура

Галактика Андромеды имеет массу в 1,5 раза больше Млечного Пути и является самой большой в Местной группе: основываясь на данных, полученных с помощью космического телескопа Спитцер, астрономы выяснили, что в её состав входит около триллиона звёзд. У неё есть несколько карликовых спутников: M32, M110, NGC 185, NGC 147 и, возможно, другие. Её протяжённость составляет 260000 световых лет, что в 2,6 раза больше, чем у Млечного Пути.

Однако некоторые результаты свидетельствуют о том что в Млечном Пути содержится больше Темной Материи и поэтому наша галактика может быть самой массивной в Местной группе.

Ядро

В ядре М31, как и во многих других галактиках (в том числе, и в Млечном Пути) расположен кандидат в сверхмассивные чёрные дыры (СЧД). Расчёты показали, что его масса превышает 140 миллионов масс Солнца. В 2005 году космический телескоп «Хаббл» обнаружил загадочный диск из молодых голубых звёзд, окружающий СЧД. Они вращаются вокруг релятивистского объекта, в точности как планеты вокруг Солнца. Астрономы были озадачены тем, как подобный диск в форме бублика мог образоваться так близко к столь массивному объекту. По расчётам, чудовищные приливные силы СЧД не должны позволять газо-пылевым облакам сгущаться и формировать новые звёзды. Дальнейшие наблюдения, возможно, дадут ключ к разгадке.

Открытие этого диска положило ещё один аргумент в копилку теории существования чёрных дыр. Впервые голубой свет в ядре М31 астрономы обнаружили в ещё 1995 году с помощью телескопа «Хаббл». Спустя три года свет был идентифицирован со скоплением из голубых звёзд. И только в 2005-м, используя спектрограф, установленный на телескопе, наблюдатели определили, что скопление состоит из более 400 звёзд, сформировавшихся приблизительно 200 миллионов лет назад. Звёзды сгруппированы в диск диаметром всего 1 световой год. В центре диска гнездятся более старые и холодные красные звёзды, обнаруженные ранее «Хабблом». Были вычислены радиальные скорости звёзд диска. Благодаря гравитационному воздействию СЧД, она оказалась рекордно большой: 1000 км/с (3,6 миллионов километров в час). При такой скорости можно за 40 секунд облететь земной шар или за шесть минут добраться от Земли до Луны.

Помимо СЧД и диска голубых звёзд, в ядре галактики находятся ещё и другие объекты. В 1993 году было открыто двойное звёздное скопление в центре М31, что оказалось неожиданностью для астрономов, поскольку два скопления сливаются в одно за довольно короткий промежуток времени: около 100 тысяч лет. По расчётам, слияние должно было произойти много миллионов лет назад, но по странным причинам этого не произошло. Скотт Тремэйн (англ. Scott Tremaine) из Принстонского университета предложил объяснить это тем, что в центре галактики находится не двойное скопление, а кольцо из старых красных звёзд. Это кольцо может выглядеть как два скопления, поскольку мы видим звёзды только на противоположных сторонах кольца. Таким образом, это кольцо должно находиться на расстоянии 5 световых лет от СЧД и окружать диск из молодых голубых звёзд. Кольцо и диск повёрнуты к нам одной стороной, что может говорить об их взаимозависимости. Изучая центр М31 с помощью космического телескопа XMM-Newton, группа европейских исследователей обнаружила 63 дискретных источника рентгеновского излучения. Большинство из них (46 объектов) идентифицированы с маломассивными двойными рентгеновскими звёздами, остальные же представляют собой либо нейтронные звёзды, либо кандидаты в чёрные дыры в двойных системах.

Другие объекты

В галактике зарегистрировано около 460 шаровых скоплений. Самое массивное из них — Mayall II, называемое ещё G1, — имеет светимость больше, чем у какого-либо скопления в Местной группе, оно даже ярче Омеги Центавра (самом ярком скоплении Млечного Пути). Оно находится на расстоянии около 130 тысяч световых лет от центра галактики Андромеды и содержит, как минимум, 300 тысяч старых звёзд. Его структура а также звёзды, принадлежащие к разным популяциям, указывают на то, что, скорее всего, это ядро древнейкарликовой галактики, когда-то поглощённой М31. Согласно исследованиям, в центре этого скопления находится кандидат в чёрные дыры массой 20 тысяч Солнц. Подобные объекты существуют также и в других скоплениях:

В 2005 году астрономы обнаружили в гало М31 совершенно новый вид звёздных скоплений. Три новооткрытых скопления содержат сотни тысяч ярких звёзд — практически с таким же количеством, как и у шаровых скоплений. Но их отличает от шаровых скоплений то, что они намного больше в размерах — несколько сотен световых лет в диаметре, — а также то, что они менее массивны. Расстояния между звёздами в них тоже намного больше. Возможно, они представляют собой переходный класс систем между шаровыми скоплениями икарликовыми сфероидами.

В галактике находится звезда PA-99-N2, вокруг которой обращается экзопланета — первая, которую открыли за пределами Млечного Пути.

Наблюдения

Наилучшее время для наблюдений «Туманности Андромеды» — осень-зима. На тёмном деревенском небе светящийся диффузный овал М31 видят невооружённым глазом рядом с ν And даже и не очень опытные наблюдатели. Это самый удалённый объект, видимый с Земли невооружённым глазом. Причём из-за конечной скорости света мы её видим такой, какой она была 2 с половиной миллиона лет назад. Скажем, на Земле 2,5 млн. лет назад ещё не было представителей современного вида человека! Но при этом нельзя забывать, что согласно Специальной теории относительности, не существует никакого способа узнать, как эта галактика выглядит в «настоящий момент», поскольку то, что мы видим, и есть для нас «настоящий момент».

В бинокль галактика заметна даже на засвеченном небе больших городов. А вот её наблюдения в любительские телескопы средней апертуры (150-200 мм) обычно разочаровывают. Даже на самом хорошем небе и в безлунную ночь галактика представляется просто огромным светящимся эллипсоидом с размытыми и всё более и более тусклыми краями и ярким ядром. Внимательный наблюдатель замечает намёк на одну-две опоясывающие пылевые полосы на северо-западном (ближнем к нам) крае галактики и небольшое локальное повышение яркости на юго-западе (огромная область звёздообразования у нашей соседки). Никаких других деталей, за исключением двух спутников — небольших эллиптических галактик M32 и М110, ничего похожего на красочные фотографии и иллюстрации популярных изданий!

Увы, таковы особенности ночного зрения человека. Наши глаза, при всей своей феноменальной светочувствительности, не способны, подобно современным фотоприемникам, накапливать свет в процессе длительной (иногда часами!) экспозиции. К тому же, ночная чувствительность наших глаз достигается в том числе жертвой распознавания цветов — «ночью все кошки серы!» — и резким снижением остроты зрения. Вот и получается, что при наблюдениях диффузных объектов дальнего космоса видны лишь неясные светло-серые образы на темно-сером фоне. К этому добавляются огромные размеры М31, что дополнительно скрадывает её контрасты и детализацию.

Туманность Андромеды находится в созвездии Андромеды.

Расположение Солнца в Галактике

Согласно последним научным оценкам, расстояние от Солнца до галактического центра составляет 27 000 ± 1 400 световых лет, в то время как, согласно предварительным оценкам, наша звезда должна находиться на расстоянии около 35 000 световых лет от перемычки. Это означает, что Солнце расположено ближе к краю диска, чем к его центру. Вместе с другими звёздами Солнце вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220—240 км/с[36], делая один оборот примерно за 200 млн лет. Таким образом, за всё время существования Земля облетела вокруг центра Галактики не более 30 раз.

В окрестностях Солнца удаётся отследить участки двух спиральных рукавов, которые удалены от нас примерно на 3 тыс. световых лет. По созвездиям, где наблюдаются эти участки, им дали название рукав Стрельца и рукав Персея. Солнце расположено почти посередине между этими спиральными ветвями. Но сравнительно близко от нас (по галактическим меркам), в созвездии Ориона, проходит ещё один, не очень чётко выраженный рукав — рукав Ориона, который считается ответвлением одного из основных спиральных рукавов Галактики.

Скорость вращения Солнца вокруг центра Галактики почти совпадает со скоростью волны уплотнения, образующей спиральный рукав. Такая ситуация является нетипичной для Галактики в целом: спиральные рукава вращаются с постоянной угловой скоростью, как спицы в колёсах, а движение звёзд происходит с другой закономерностью[37], поэтому почти всё звёздное население диска то попадает внутрь спиральных рукавов, то выпадает из них. Единственное место, где скорости звёзд и спиральных рукавов совпадают — это так называемый коротационный круг, и именно на нём расположено Солнце.

Для Земли это обстоятельство чрезвычайно важно, поскольку в спиральных рукавах происходят бурные процессы, образующие мощное излучение, губительное для всего живого. И никакая атмосфера не смогла бы от него защитить. Но наша планета существует в сравнительно спокойном месте Галактики и в течение сотен миллионов (или даже миллиардов) лет не подвергалась воздействию этих космических катаклизмов. Возможно, именно поэтому на Земле смогла родиться и сохраниться жизнь.

Впервые измерено расстояние до ближайшей Галактики

Ученые не умеют измерять расстояния до далеких галактик напрямую – ни линейкой, ни радаром дотянуться за пределы Солнечной системы еще не получалось. Поэтому большинство методов измерения расстояний – косвенные, основанные, как правило, на блеске некоторых объектов, истинная светимость которых известна.

Стандартные свечи Как правило, такие объекты называют стандартными свечами. Самые ходовые из них – цефеиды, гигантские пульсирующие звезды, среднюю истинную светимость которых можно очень точно определить по периоду изменения блеска. Период колебаний (и истинную светимость), равно как и средний видимый блеск, несложно определить с Земли, а дальше остается лишь вычислить, на каком расстоянии звезда заданной светимости будет иметь измеренный блеск. Если цефеида лежит в какой-то галактике, это и будет расстояние до последней.

Разглядеть цефеиды в далеких галактиках уже не получается, и в дело вступают другие «стандартные свечи» – самые яркие звезды галактики, а еще дальше – взрывы сверхновых типа Ia, которые все имеют примерно одинаковую (с точностью около 20%) истинную светимость. Однако напрямую измерить расстояния до таких взрывов еще не получалось, так что их блеск калибруют по относительно близким галактикам, где случались взрывы сверхновых, но еще видны цефеиды. Так выстраивается следующая ступенька лестницы космических расстояний, в которой сверхновые опираются на цефеиды.

Вселенная Хаббла За ней следует уже по-настоящему космологическая ступенька – расстояние до объектов определяют по скорости их удаления от нас. Вселенная расширяется как целое, и чем дальше находится от нас какой-то объект, тем быстрее это расширение. Этот закон носит имя американского астронома Эдвина Хаббла, в честь которого, кстати, назван и знаменитый космический телескоп. Поэтому по скорости удаления галактик от нас можно определить и расстояние до них.

Величина, которая связывает скорость и расстояние, называется постоянной Хаббла, H0. Она же определяет размер горизонта нашей Вселенной, на котором эта скорость разбегания достигает скорости света. Разумеется, та же величина определяет и возраст нашей Вселенной.

Но чтобы определить постоянную Хаббла, необходимо измерить одновременно и скорость, и расстояние у нескольких галактик, участвующих в хаббловском расширении. Со скоростью проблем нет – она легко вычисляется по допплеровскому сдвигу линий в спектре объекта. А вот расстояние надо получить независимым способом.

Более того, определить его до сих пор можно было лишь по взрывам сверхновых типа Ia, потому что близкие галактики, где применимы другие методы, имеют слишком маленькую скорость, которая теряется на фоне случайных скоростей, связанных с взаимодействием галактик друг с другом. В реальности закон Хаббла начинает работать без заметных отклонений лишь на расстояниях в 30−40 миллионов световых лет от Земли.

Вот и получается, что наши знания о возрасте Вселенной и скорости расширения мира опираются на несколько ступеней космологической лестницы расстояний. Постоянная Хаббла определяется по взрывам сверхновых, мощность этих взрывов – по блеску цефеид. А вот цефеидная ступенька последние десять лет опирается на прямое измерение расстояния до галактики NGC4258, или M106.

Прямое измерение В центре галактики NGC4258 находится черная дыра, вокруг которой движется диск вещества, которому суждено рано или поздно поглотиться черной дырой. А в диске, в свою очередь, присутствуют облака, содержащие молекулы воды, которые перерабатывают коротковолновое излучение галактического ядра в очень яркое свечение в радиодиапазоне на строго определенной частоте. Такие источники называют водными мегамазерами (принцип их действия не отличается от работы лазера), а спектральные линии их свечения настолько тонкие, что по допплеровскому сдвигу можно очень точно определить скорость вращения диска.

А дальше главный трюк: облака движутся по круговым орбитам, испытывая центростремительное ускорение к черной дыре. Поэтому скорости отдельных облаков медленно меняются, что вызывает заметный на масштабах месяцев и лет сдвиг мазерных линий в спектре. В свою очередь, центростремительное ускорение связано со скоростью и радиусом вращения школьной формулой, что и позволяет определить истинный, выраженный в сантиметрах (или парсеках, как кому нравится), радиус орбиты облака – поделите квадрат скорости на ускорение. Так как массивы радиотелескопов могут легко разглядеть отдельные облака, то, чтобы получить прямое геометрически измеренное расстояние до галактики, достаточно поделить истинный радиус на угол, под которым он виден с Земли.

Новый галактический мазер Успех с NGC4258 подтолкнул астрономов к поискам мазеров в ядрах других галактик, и в прошлом году один такой источник радиоизлучения большой яркости удалось найти в активной галактике UGC3789. Ученые под руководством Джеймса Браатца из американской Национальной радиоастрономической обсерватории тогда сразу же измерили скорость вращения и угловой диаметр диска вещества, кружащегося вокруг центральной черной дыры массой около 10 миллионов солнечных. Свои результаты они опубликовали в Astrophysical Journal (arXiv:0811.4345).

А вот чтобы измерить центростремительное ускорение, пришлось подождать почти полгода, пока изменение скорости водяных облаков достигнет заметных значений. В понедельник вечером на 214−й встрече Американского астрономического общества в Пасадене Браатц от имени своих американских и германских коллег представил результаты. По их данным, расстояние до UGC3789 – около 160 миллионов световых лет. На таких масштабах расширение уже с высокой степенью точности описывается хаббловским законом. Так что отсюда тут же следует прямое, независимое ни от каких цефеид и сверхновых измерение постоянной Хаббла. H0 оказалось равным 71 км/с на мегапарсек; соответственно, возраст нашего мира – около 13,7 миллиарда лет.

Правда, точность этого измерения пока составляет около 17%, так что предыдущие значения следует писать скорее как 60−80 км/с/Мпк и 12−15 миллиардов лет. Примерно такова же точность определения этих величин другими методами, если заранее не вводить в модель предположение евклидовой геометрии нашего мира. Тем не менее в данном случае точность будет расти. Облака в диске вокруг черной дыры повернутся еще чуть-чуть, и ускорение станет заметнее.

Тем временем Браатц и его коллеги принимаются за новые наблюдения – внегалактических мазеров известно около сотни, и десять из них – в списке первоочередных задач американо-германской команды.

Окрестности

Основная статья: Местная группа

Все еще могут быть необнаруженные карликовые галактики, которые динамически связаны с Млечным Путем, что подтверждается обнаружением девяти новых спутников Млечного Пути в относительно небольшом квадрате ночного неба в 2020 году[38]. Есть также некоторые карликовые галактики, которые уже были поглощены Млечным Путем, такие как Омега Центавра[39].

В 2014 году исследователи сообщили, что большинство спутниковых галактик Млечного Пути фактически находятся на очень большом диске и орбите в том же направлении[40]. Это стало неожиданностью: согласно стандартной космологии, галактики-спутники должны образовываться в гало-габаритах темного вещества, и они должны широко распространяться и перемещаться в случайных направлениях. Это несоответствие до сих пор не полностью объяснено[41].

Эволюция и будущее

Основная статья: Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Возможны столкновения нашей Галактики с иными галактиками, в том числе со столь крупной, как галактика Андромеды[42], однако конкретные предсказания пока невозможны ввиду незнания поперечной скорости внегалактических объектов.

Согласно опубликованным в сентябре 2014 года данным, по одной из моделей, через 4 млрд лет Млечный Путь «поглотит» Большое и Малое Магеллановы Облака, а через 5 млрд лет сам будет поглощён Туманностью Андромеды[43].

Деформация

Галактика Млечный Путь выглядит как диск с выпуклостью в центре. Он не идеальной формы. С одной стороны имеется изгиб к северу от центра галактики, а с другой – уходит вниз, затем поворачивает направо. Внешне такая деформация чем-то напоминает волну. Сам же диск деформирован. Это связано с присутствием рядом Малого и Большого Магеллановых Облаков. Они вращаются около Млечного Пути очень быстро – это подтвердил телескоп «Хаббл». Эти две карликовые галактики часто называют спутниками Млечного Пути. Облака создают гравитационно связанную систему, которая очень тяжелая и довольно массивная из-за тяжелых элементов в массе. Предполагается, что они будто перетягивают канат между галактиками, создавая вибрации. В результате происходит деформация галактики Млечный Путь. Строение нашей галактики особенное, у нее имеется ореол.

Ученые считают, что через миллиарды лет Млечный Путь поглотит Магеллановы Облака, а спустя еще какое-то время его поглотит Андромеда.

Примечания

  1. 12
    Засов и Постнов, 2006, с. 302.
  2. 123Eric Christian; Safi-Harb Samar.
    How large is the Milky Way? (англ.).
    Ask an Astrophysicist
    . NASA (1 December 2005). Проверено 21 января 2010. Архивировано 4 июля 2012 года. (Проверено 9 октября 2012)
  3. Thanu Padmanabhan.
    After the first three minutes: the story of our universe. — Cambridge University Press, 1998. — P. 87. — 215 p. — ISBN 0-521-62039-2.
  4. How Many Stars are in the Milky Way?
  5. Bayesian Mass Estimates of the Milky Way: including measurement uncertainties with hierarchical Bayes
  6. Anna Frebel.
    Discovery of HE 1523-0901, a Strongly
    r
    -Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2007. — Vol. 660. — P. L117. DOI:10.1086/518122 arXiv:astro-ph/0703414
  7. 12Ortwin Gerhard.
    Pattern speeds in the Milky Way. — arXiv:1003.2489v1.
  8. Nicolai Bissantz.
    Gas dynamics in the Milky Way: second pattern speed and large-scale morphology (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2003. — Vol. 340. — P. 949. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06358.x. arXiv:astro-ph/0212516
  9. Kogut, A.; Lineweaver, C.; Smoot, G. F.; Bennett, C. L.; Banday, A.; Boggess, N. W.; Cheng, E. S.; de Amici, G.; Fixsen, D. J.; Hinshaw, G.; Jackson, P. D.; Janssen, M.; Keegstra, P.; Loewenstein, K.; Lubin, P.; Mather, J. C.; Tenorio, L.; Weiss, R.; Wilkinson, D. T.; Wright, E. L.
    Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps (англ.) // Astrophysical Journal. — 1993. — Vol. 419. — P. 1. — DOI:10.1086/173453.
  10. Засов и Постнов, 2006, с. 290.
  11. Collins Elementary English Dictionary – Complete and Unabridged 1991-2003 — Milky Way. The American Heritage Science Dictionary
    . thefreedictionary.com (2005). (Проверено 8 октября 2012)
  12. Дроздовский И.
    Местная группа галактик. Астронет (2000). Проверено 18 октября 2012. Архивировано 26 октября 2012 года. (Проверено 18 октября 2012)
  13. Дроздовский И.
    Местное сверхскопление. Астронет (2001). Проверено 18 октября 2012. Архивировано 26 октября 2012 года. (Проверено 18 октября 2012)
  14. Фасмер М.
    Этимологический словарь русского языка / Под ред. О. Н. Трубачёва. — М.: «Прогресс», 1986. — Т. II. — С. 632.
  15. Галактика
    — статья из Большой советской энциклопедии.
  16. // Энциклопедия «Кругосвет».
  17. Диск Млечного Пути больше, чем мы думали
  18. https://lenta.ru/news/2017/07/06/browndwarfs/
  19. Lenta.ru: «Млечный Путь потяжелел в два раза», 06.01.2009
  20. Названа точная масса Млечного Пути. Новостной сайт «Лента.Ру» (1 июня 2016). Проверено 1 июня 2020.
  21. 12
    Форма Млечного пути оказалась ненормальной
  22. 16 August 2005 — New Scientist article (англ.)
  23. Млечный путь — наша Галактика
  24. В. Д. Шабетник Физическое образование в вузах. 1998
  25. Блинников С. Открытие нашей вселенной // Новый мир, — № 11, Ноябрь 2008, — C. 153—165
  26. Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути
  27. 12
    «Учёные обнаружили в центре Млечного Пути вторую чёрную дыру»
  28. Рой чёрных дыр в нашей Галактике
  29. Сверхмассивная чёрная дыра в центре нашей Галактики быстро вращается
  30. [ 23 April 2006] — https://www.bu.edu/galacticring/new_introduction.htm (англ.)
  31. Daniel Clery.
    Astronomers spot another giant black hole in our backyard (англ.). Science (15 января 2016). Проверено 29 января 2020.
  32. arxiv:0812.3491 Узор спиральных рукавов Млечного Пути (The Milky Way spiral arm pattern)
  33. 12
    «Газовое гало Галактики»
  34. https://www.seds.org/messier/xtra/data/mwgc.dat.txt (англ.)
  35. The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way, Battaglia et al. 2005, MNRAS, 364 (2005) 433 (англ.)
  36. Жизни на Земле угрожают «галактические нырки»
  37. Жизнь в Галактике сберегли звёздные мятежники
  38. (March 10, 2015) «Beasts of the Southern Wild. Discovery of a large number of Ultra Faint satellites in the vicinity of the Magellanic Clouds». The Astrophysical Journal805
    (2): 130. arXiv:1503.02079. DOI:10.1088/0004-637X/805/2/130. Bibcode: 2015ApJ…805..130K.
  39. (April 2008) «Gemini and Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in ω Centauri». The Astrophysical Journal676
    (2): 1008–1015. arXiv:0801.2782. DOI:10.1086/529002. Bibcode: 2008ApJ…676.1008N.
  40. Lea Kivivali.
    Nearby satellite galaxies challenge standard model of galaxy formation. Swinburne University of Technology (June 11, 2014). Архивировано 16 марта 2020 года.
  41. Pawlowski (June 10, 2014). «Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society442
    (3): 2362–2380. arXiv:1406.1799. DOI:10.1093/mnras/stu1005. Bibcode: 2014MNRAS.442.2362P.
  42. vremya.ru, «Гибель галактических империй», 8 августа 2007
  43. Lenta.ru: Наука и техника: Космос: Астрофизики вновь предрекли смерть Млечному Пути

Список

#ГалактикаТипРасстояние от ЗемлиВеличинаПринадлежность группеПримечание
млн св. летМпк
1Млечный ПутьSBbc−20,8[1]n/aМестная группаРодная галактика Земли
2Карликовая галактика в Большом ПсеIrr0,025[2]0,008??Местная группаСпутник Млечного Пути
3Карликовая эллиптическая галактика в Стрельце SagDEGdSph/E70,0810,024[3]−12,67[3]4,5[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
4Большое Магелланово Облако (БМО, LMC)Irr/SB(s)m0,1630,050[3]−17,93[3]0,9[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
5Волопас Id Sph0,197[4]0,060−5,8[5]13,1Местная группаСпутник Млечного Пути
6Малое Магелланово Облако (ММО, SMC, NGC 292)SB(s)m pec0,2060,063[3]−16,35[3]2,7[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
Карликовая галактика в созвездии Малая МедведицаdE40,2060,063[3]−7,13[3]11,9[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
8Карликовая галактика в Драконе (DDO 208)dE0 pec0,2580,079[3]−8,74[3]10,9[4]Местная группаСпутник Млечного Пути с большим содержанием тёмной материи
*NGC 2419Шаровое звёздное скопление0,2750,084−9,5/-11 ?9/10,4 ?Наиболее яркое удалённое шаровое звёздное скопление
9Карликовая сфероидальная галактика в созвездии Секстант (Sextans I)dSph0,2810,086[3]−7,98[3]12[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
10Карликовая галактика в созвездии Скульптор (E351-G30)dE30,2870,088[3]−9,77[3]10,1[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
11Большая Медведица I (UMa I dSph)dSph0,3300,10[6]−6,75[6]?Местная группаСпутник Млечного Пути
Карликовая галактика в Киле (E206-G220)dE30,3300,10[3]−8,97[6]11,3[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
13Карликовая галактика в созвездии Печь (E356-G04)dSPh/E20,460,14[1]−11,5[3]9,28[1]Местная группаСпутник Млечного Пути
14Лев II (Leo B, DDO 93)dE0 pec0,701[7]0,215−9,23[3]12,45[1]Местная группаСпутник Млечного Пути
15Лев I (DDO 74)dE30,820[7]0,25−10,97[3]11,18[1]Местная группаСпутник Млечного Пути
16Лев TG[4]1,3700,42[8]16[4]Местная группаСпутник Млечного Пути
17Карликовая галактика в Фениксе (P 6830)IAm1,440,44−10,22[3]13,07[1]Местная группаСпутник Млечного Пути
18Галактика Бернарда (NGC 6822)IB(s)m IV—V1,630[7]0,50−15,22[3]9,32[1]Местная группаСпутник Млечного Пути
*MGC1[9]Glob Clus20,615−9,2Местная группаИзолированное скопление на расстоянии ~200 кпк от Андромеды
19NGC 185dE3 pec2,010[10]0,62−14,76[3]9,99[1]Местная группаСпутник Андромеды
20Андромеда IIdE02,130[10]0,65−9,33[3]15,10[1]Местная группаСпутник Андромеды
21IC 10 (UGC 192)dIrr IV/BCD[4]2,20,67−15,57[3]12,2[1]Местная группаСпутник Андромеды
22NGC 147 (DDO 3)dE5 pec2,200[10]0,68−14,9[3]10,36[1]Местная группаСпутник Андромеды
23Лев A (Лев III, DDO 69)IBm V2,250[7] ?0,80[11] ?−11,68[11] ?12,92Местная группаСпутник Млечного Пути
24IC 1613 (UGC 668)IAB(s)m V2.350[7]0.72−14.51[3]9.92[1]Местная группаСпутник Андромеды
25Андромеда IdE3 pec2,430[10]0,75−10,87[3]13,9[1]Местная группаСпутник Андромеды
26Андромеда IIIdE22,440[10]0,75−9,30[3]15,20[1]Местная группаСпутник Андромеды
27Карликовая галактика в созвездии КитdSph/E42,460[10]0,75−10,18[3]14,4[1]Местная группаСпутник Андромеды[3]
28Галактика M32 (NGC 221)E22,480[7]0,76−15,96[3]8,73[1]Местная группаБлизкий спутник Андромеды
29Карликовая галактика в Кассиопее (Cas dSph, Андромеда VII)dSph2,490[10]0,76−11,67[3]13,65[1]Местная группаСпутник Андромеды[3]
30Андромеда IXdE2,500[10]0,77−7,5[3]?Местная группаСпутник Андромеды[3]
Карликовая галактика в созвездии Рыбы (LGS 3)dIrr/dSph2,510[10]0,77−7,96[3]16,18[1]Местная группаСпутник Галактики Треугольника
Андромеда VdSph2,52[10]0,77−8,41[3]16,67[1]Местная группаСпутник Андромеды[3]
33Карликовая неправильная галактика в Пегасе (Андромеда VI)dSph2,55[10]0,78−10,80[3]14,05[1]Местная группаСпутник Андромеды[3]
34Андромеда VIIIdSph[12]2,56?????Местная группаИскажённая приливными силами карликовая галактика вблизи Андромеды, обнаруженная в 2003 г[12]
Галактика Андромеды (M31)SA(s)b2,56[10]0,79−21,58[3]4,17[1]Местная группаСамая большая галактика в Местной группе, обладающая по меньшей мере 19 галактиками-спутниками.
36Галактика Треугольника (M33)SAc2,64[10]0,81−18,87[3]6,19[1]Местная группаНаиболее удаленный объект, видимый невооруженным взглядом.
37Карликовая эллиптическая галактика M110 (NGC 205)E6p2,69[10]0,83−16,15[3]8,72[1]Местная группаБлизкий спутник Андромеды
38Андромеда XXI[13]2,80,86−9,9Местная группаСпутник Андромеды
39Карликовая галактика в созвездии Тукан (англ.)dE52,870,88[3]−9,1615,7[1]Местная группа[3]Изолированная галактика, находящаяся вдали от Млечного Пути и Андромеды[14]
40Андромеда XdSph[4]2,90??−8,1[15]16,1[4]Местная группаСпутник Андромеды обнаруженный в 2006 г.
41Карликовая сфероидальная галактика в Пегасе (DDO 216)dIrr/DSph[4]3,00[10]0,92−11,47[3]13.21[4]Местная группаСпутник Андромеды
42Андромеда XIX[16]3,040,933−9,3Местная группаСпутник Андромеды
43Wolf-Lundmark-Melotte (WLM, DDO 221)Ib(s)m[4]3,160,97[11]−14,06[11]11,03[4]Местная группаИзолированная галактика на границе Местной группы
44Карликовая неправильная галактика в Стрельце (SagDIG)IB(s)m V[4]3,391,04[3]−11,4915,5Местная группа[1]Изолированный член Местной группы
45Карликовая неправильная галактика в Водолее (DDO 210)Im V3,49[10]1,07 / 0,94[11]−11,09[11]14,0[4]Местная группаИзолированный член Местной группы
46UGC 4879 (VV124)[17]3,591,1−11,5[11]Местная группа
48Карликовая галактика в созвездии Насос (англ.) (DDO 210)dE3,5[4]4,081,25[11]−9,63[11]16,19[1]Местная группаВозможно испытывает приливное взаимодействие со стороны NGC 3109[18]
47NGC 3109SB(s)m4,241,30[18]−15,68[1]10,39[1]Местная группа
Секстант A (UGCA 205, DDO 75)IBm[4]4,31[19]1,32−13,95[3]11,86[4]Местная группа[1]Изолированный член Местной группы
50Андромеда XVIII[16]4,421,355<-9,7Местная группа
51Секстант B (UGC 5373)IM IV—V[4]4,71,44[11]−14,08[11]11,85[4]Местная группа[1]
53KKh 060Ir4,891,5[1]18B[4]
KUG 1210+301B (KK98 127)S..4,891,5[1]15,7[4]между LG и Группой М94 (англ.)
52HIZSS 003?5,51,69[11]−12,60[11]18B[4]Скрыта Млечным Путём
57KKR 25Ir6,071,86[1]−9,94[11]17,0[4]Местная группа[3]
ESO 410-G005E3[4]6,331,94[11]−11,60[11]14,85[4]NGC 55 & 300
59ESO 294-010dS0/Im[4]6,26[20]1,96[11]−10,95[11]15,6[4]NGC 55 & 300
60IC 5152 (англ.)IA(s)m[4]6,421,97[11]−15,56[11]11,06[4]NGC 55 & 300 ?
61GR 8 (англ.) (DDO 155)ImV[4]6,952,13[11]−12,14[11]14,65[4]Внутренняя граница Группы М94 (англ.)
58KKR 03 (KK98 230)dwarf Irr6,982,14[11]−9,817,90[4]Внутренняя граница Группы М94 (англ.)
62NGC 300SA(s)d[4]7,012,15[20]−17,92[1]8,95[4]Внутренняя граница Группы Скульптораформирует гравитационно-связанную пару с галактикой NGC 55
63NGC 55SB(s)m: sp[4]7,082,17[11]−18,47[11]8,84[1]Внутренняя граница Группы Скульптораформирует гравитационно-связанную пару с галактикой NGC 300
64UGCA 438 (ESO 407—018)IB(s)m pec:[4]7,242,22[11]−12,92[11]13,86[1]NGC 55 & 300
68UGC 09128 (DDO 187)ImIV-V7,32,24[11]−12,47[11]14,38[4]Внутренняя граница Группы М94 (англ.)
65IC 3104IB(s)m7,402,27[1]−14,85[11]13,63[4]
59IC 4662 (ESO 102- G 014)IBm7,962,44[11]−15,56[11]11,74[4]
67KKh 98Irr7,992,45[1]−10,78[1]16,7[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
??UGC 8508 (I Zw 060)IAm8,35[21]?2,69[11]?−13,09[11]14,40[4]Группа М94 (англ.)
71KKh 086Ir8,512,60[11]−10,30[11]16,8[4]
72DDO 99 (UGC 06817)Im8,612,64[1] — 3.9[4]−13,52[11]13,4[4]Группа М94 (англ.)
69UGC 07577 (DDO 125)Im8,942,74[11]−14,32[11]12,84[4]Группа М94 (англ.)
74UGC 9240 (DDO 190)IAm9,102,80[11]−14,19[11]13,25[4]Группа М94 (англ.)
Галактика Циркуль (ESO 097-13)SA(s)b9,132,8[1] — 4[22]12,1[4]Группа M83 (англ.)Ближайшая галактика с активным ядром
Dwingeloo 1SB(s)cd9,132,8[1]−18.7819,8[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
Maffei 2SAB(rs)bc9,132,8[1]−20,15[3]14,77[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
79UGCA 276 (DDO 113)Im9,322,86[1]15,40[4]Группа М94 (англ.)
80NGC 4214 (UGC 07278)IAB(s)m9,582,94[1]10,24[4]Группа М94 (англ.)Галактика со вспышкой звездообразования
73UGCA 86 (англ.)SAB(s)m[23]9,652,96[24]13,5[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)[23]
NGC 41639,652,96[24]14,5[4]Группа М94 (англ.)
81Dwingeloo 2Im?9,783,0[1]−14,55[1]20,5[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
KKH 11 (ZOAG G135.74-04.53)dE/N9,783,0[1]−13.35[3]16,2[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
KKH 12Ir9,783,0[1]−13,0317,8[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
MB 3dSph9,783,0[1]−13,65[3]19,8[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
MB 1 (KK98 21)SAB(s)d?9,783,0[1]−14,81[3]20,5[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
Maffei 1S0- pec9,783,0[1]−18,97[3]11,4[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
UGCA 92Im?[4]9,823,01[24]13[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)[23]
87UGC 8651 (DDO 181)Im9,823,01[1]14,7[4]Группа М94 (англ.)
ESO274-01[25]10,13,0911,7Группа M83 (англ.)
89UGCA 292 (DDO 125)ImIV-V10,113,1[1]16,0[4]Группа М94 (англ.)
90NGC 3741ImIII/BCD10,21[21]3,1314,3[4]Группа М94 (англ.)
91KK98 35Irr10,313,16[1]−14,3017,2[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
63HIPASS J1247-77Im10,313,16[26]17,B[4]
92NGC 2366IB(s)m10,40[21]3,1911,43[4]Группа M81
UGCA 133 (DDO 44)Im10,40[21]3,1915,54[4]Группа M81
ESO321-014[25]10,40[25]3,1915,16Группа M83 (англ.)
94UGC 8833Im10,413,19[1]16,5[4]Группа М94 (англ.)
95UGC 4483BlueCG10,47[21]3,2115,2[4]Группа M81
88NGC 404SA(s)0-:[4]9,983,24[11]−16,61[11]11,21[4]
96UGCA 105Im?10,63[21]3,26−16,8113,9[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
97IC 342SAB(rs)cd[4]10,703,28[1]−20,69[1]9,37[1]Группа IC 342/Maffei (англ.)«скрытая галактика»
98Cas 1 (KK98 19)dwarf Irr10,763,3[1]−16,7016,38[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
NGC 2403SAB(s)cd HII10,763,30[3]−19,298,93[4]Группа M81
100Camelopardalis BIrr10,80[21]3,31−11,8516,1[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
101UGCA 015 (DDO 6)IB(s)m10,903,34[3]−12,50[3]15,19[4]Группа Скульптора
58NGC 1569 (UGC 03056)IBm;Sbrst[4]10,963,36[27]−18,17[1]11,86[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)[23]
75KKH 37 (Mai 16)S/Irr11,063,39[26]16,4[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
102Holmberg II (DDO 50, UGC 4305)Im11,06[21]3,3911,1[4]Группа M81
103NGC 5102SA0- HII11,093,40[1]−18,08,5610,35[4]Группа M83 (англ.)
NGC 523711.093.40;[25]Группа M83 (англ.)
ESO325-1111,093,40;[25]Группа M83 (англ.)
104ESO 540-030 (KDG 2)IABm11,103,40[3]−11,3916,45[4]Группа Скульптора
105FM2000 1dSph?11,15[21]3,4217,5[4]Группа M81
ESO 540-032IAB(s)m pec:11,153,42[3]−11,32[3]16,55[4]Группа Скульптора
107NGC 1560SA(s)d HII11,253,45[1]−16,87[3]12,16[4]Группа IC 342/Maffei (англ.)
ESO 383-087 (ISG 39)SB(s)dm3,45[25]−15,16[1]11,03[4]Группа M83 (англ.)
NGC 520611,33,47;[25]Группа M83 (англ.)
KK 179 (ESO269-37)3,48;[25]Группа M83 (англ.)
108KK98 77dwarf Sph11,35[21]3,4816,2[4]Группа M81
109DDO 71Im11,42[21]3,5018[4]Группа M81
110Галактика M82I0;Sbrst HII11,513,53[3]−19,63[3]9,30 [4]Группа M81
111ESO 269-66 (KK98 190)dE,N11,553,54[1]−13,5614,11[4]Группа M83 (англ.)
112M81 Dwarf A (KDG 52)I?11,58[21]3,55−11,49[3]16,5[4]Группа M81
113NGC 2976SAc pec HII11,61[21]3,56−17,1[3]10,82[4]Группа M81
UGC 4459 (DDO 53)Im11,61[21]3,56−13,37[3]14,48 [4]Группа M81
115NGC 4945SB(s)cd: sp[4]11,70[28]3,59−20,51[1]9,3[4]Группа M83 (англ.)
#ГалактикаТипРасстояние от ЗемлиВеличинаПринадлежность группеПримечание
млн св. летМпк

Литература

  • Засов А. В., Постнов К. А.
    Общая Астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — 496 с. — ISBN 5-85099-169-7. (Проверено 8 октября 2012)
  • Ефремов Ю.
    Млечный Путь. — Фрязино: Век 2, 2006. — 64 с. с. — ISBN 5-85099-156-5.
  • Thorsten Dambeck in Sky and Telescope
    , «Gaia’s Mission to the Milky Way», March 2008, p. 36–39.
  • Cristina Chiappini, The Formation and Evolution of the Milky Way, American Scientist, November/December 2001, pp. 506–515
Рейтинг
( 1 оценка, среднее 4 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: