ขนาดและระยะทางของกาแล็กซี ระยะทางไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดนั้นน่าทึ่งมาก

> กาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดสำหรับเรา

กาแล็กซีใดที่อยู่ใกล้ทางช้างเผือกมากที่สุด:ดาราจักรชนิดก้นหอยแอนโดรเมดา, ดาราจักรแคระ Canis Major, ระยะทาง, แผนที่ดาราจักร, ศึกษาด้วยภาพถ่าย

เป็นเรื่องที่ควรเข้าใจว่ากาแลคซีของเราไม่ได้มีเอกลักษณ์เฉพาะในแง่ของการกำเนิดของมัน นั่นคือมีหลายสิ่งที่คล้ายกันซึ่งรวมกันเป็นกลุ่มเฉพาะ ทางช้างเผือกได้รับการคุ้มครองโดยกลุ่มท้องถิ่น (54 กาแลคซี) ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ ดังนั้นเราจึงไม่ได้อยู่คนเดียว

หลายคนเชื่อว่าดาราจักรแอนโดรเมดาอยู่ใกล้ที่สุดเพราะกาแล็กซีกับทางช้างเผือกกำลังอยู่ระหว่างกระบวนการชนกันและควบรวมเข้าด้วยกัน แต่หากพูดตามหลักวิทยาศาสตร์แล้ว นี่คือตัวแทนที่ใกล้เคียงที่สุดของประเภทเกลียว ความจริงก็คือคนแคระถูกค้นพบเมื่อไม่นานมานี้ ดังนั้นจึงถึงเวลาที่จะต้องพิจารณาความรู้ของคุณอีกครั้ง

กาแล็กซีใดที่อยู่ใกล้ที่สุด

ปัจจุบัน กาแล็กซี Canis Major Dwarf เป็นดาราจักรที่อยู่ใกล้ทางช้างเผือกมากที่สุด อยู่ห่างจากใจกลาง 42,000 ปีแสง และ 25,000 ปีแสงจากระบบ

ลักษณะของกาแล็กซีที่อยู่ใกล้เราที่สุด

เชื่อกันว่ามีดาวนับพันล้านดวง ซึ่งหลายดวงได้เข้าสู่ยุคดาวยักษ์แดงแล้ว ก่อตัวเป็นรูปวงรี นอกจากนี้ ดวงดาวทั้งเส้นยังกะพริบอยู่ด้านหลังอีกด้วย มันเป็นโครงสร้างรูปวงแหวนที่ซับซ้อน - แหวนยูนิคอร์น พันรอบสามครั้ง

ในระหว่างการศึกษาวงแหวน กาแลคซีแคระนี้ถูกค้นพบในดาวสุนัขใหญ่ เชื่อกันว่าเธอถูก "กิน" และกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ใกล้กับศูนย์กลาง (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 และ NGC 2808) ครั้งหนึ่งเคยเป็นของกาแลคซีที่ถูกดูดกลืน

ตัวอย่างการควบรวมดาราจักรที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล

การค้นพบกาแล็กซีที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด

ก่อนหน้านี้เชื่อกันว่าดาราจักรรูปไข่แคระ (70,000 ปีแสงจากโลก) อยู่ในอันดับที่ 1 ในแง่ของความใกล้ชิด ซึ่งใกล้กว่า (180,000 ปี)

ดาราจักรแคระใน Canis Major ปรากฏตัวครั้งแรกเมื่อปี พ.ศ. 2546 นักดาราศาสตร์สแกนท้องฟ้า 70% โดยใช้ All-Sky Survey และพบแหล่งกำเนิดรังสีอินฟราเรดประมาณ 5,700 แห่งบนท้องฟ้า เทคโนโลยีอินฟราเรดมีความสำคัญอย่างยิ่งเนื่องจากแสงสีแดงไม่ได้ถูกปิดกั้นโดยก๊าซและฝุ่น ดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะพบยักษ์ประเภท M จำนวนมากในกลุ่มดาวสุนัขใหญ่ โครงสร้างบางส่วนทำให้เกิดส่วนโค้งที่อ่อนแอ

สาเหตุที่พบดาวประเภท M จำนวนมาก ดาวแคระแดงที่มีอุณหภูมิต่ำจะมีความสว่างต่ำกว่า จึงไม่สามารถมองเห็นได้หากไม่ใช้เทคโนโลยี แต่มองเห็นได้ชัดเจนในช่วงอินฟราเรด

ข้อมูลนี้กระตุ้นให้เกิดแนวคิดที่ว่ากาแลคซีสามารถเติบโตได้โดยการบริโภคเพื่อนบ้านที่มีขนาดเล็กกว่า ดังนั้นกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราจึงปรากฏขึ้นซึ่งยังคงทำเช่นนี้มาจนถึงตอนนี้ และเนื่องจากดาวฤกษ์ในอดีตของดาราจักรแคระใน Canis Major เป็นของเราแล้ว จึงกล่าวได้ว่าตั้งอยู่ใกล้ที่สุด

อดีตผู้ชนะถูกพบในปี 1994 (คนแคระในราศีธนู) กังหันที่ใกล้ที่สุดคือ (M31) ซึ่งวิ่งเข้าหาเราด้วยความเร่ง 110 กม./วินาที อีก 4 พันล้านปีแสง การควบรวมกิจการจะเกิดขึ้น

อะไรรอกาแล็กซีที่อยู่ใกล้เราที่สุด?

ตอนนี้คุณรู้แล้วว่ากาแลคซีที่ใกล้ที่สุดกับทางช้างเผือกคือกาแลคซีแคระในดาวสุนัขใหญ่ แต่จะเกิดอะไรขึ้นกับเธอ? นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าในที่สุดมันจะถูกฉีกออกจากกันด้วยแรงโน้มถ่วงของทางช้างเผือก เห็นได้ชัดว่าร่างกายหลักของเธอบิดเบี้ยวไปแล้วและไม่หยุดนิ่ง การสะสมมวลสารจะจบลงด้วยการที่วัตถุต่างๆ รวมกันอย่างสมบูรณ์ โดยถ่ายโอนดาวฤกษ์ 1 พันล้านดวงไปยังกาแลคซีของเรา และเพิ่มจาก 200-400 พันล้านดวงที่ผ่านไปก่อนหน้านี้ ดังนั้นระยะทางสั้นๆ ไปยังกาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดจึงกลายเป็นเรื่องตลกร้ายกับมัน

กาแลคซี่ หรือ “เนบิวลานอกกาแลคซี่” หรือ “จักรวาลเกาะ” เป็นระบบดาวขนาดยักษ์ที่ประกอบด้วยก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาวด้วย ระบบสุริยะเป็นส่วนหนึ่งของกาแล็กซีของเรา - ทางช้างเผือก อวกาศรอบนอกทั้งหมดเต็มไปด้วยกาแลคซีถึงขนาดที่กล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุดสามารถทะลุทะลวงได้ นักดาราศาสตร์นับได้อย่างน้อยหนึ่งพันล้านคน กาแลคซีที่ใกล้ที่สุดอยู่ห่างจากเราประมาณ 1 ล้านปีแสง ปี (10 19 กม.) และกาแลคซีที่อยู่ห่างไกลที่สุดที่กล้องโทรทรรศน์บันทึกได้นั้นอยู่ห่างออกไปหลายพันล้านปีแสง การศึกษากาแลคซีถือเป็นภารกิจที่ทะเยอทะยานที่สุดงานหนึ่งในดาราศาสตร์

การอ้างอิงทางประวัติศาสตร์กาแลคซีภายนอกที่สว่างที่สุดและอยู่ใกล้เราที่สุด - เมฆแมกเจลแลน - สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในซีกโลกใต้ของท้องฟ้า และเป็นที่รู้จักของชาวอาหรับในศตวรรษที่ 11 เช่นเดียวกับกาแลคซีที่สว่างที่สุดในซีกโลกเหนือ - เนบิวลาใหญ่ในแอนโดรเมดา ด้วยการค้นพบเนบิวลานี้อีกครั้งในปี ค.ศ. 1612 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน เอส. มาริอุส (ค.ศ. 1570–1624) การศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับกาแลคซี เนบิวลา และกระจุกดาวจึงเริ่มต้นขึ้น เนบิวลาจำนวนมากถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์หลายคนในศตวรรษที่ 17 และ 18 แล้วพวกเขาก็ถือว่าเป็นเมฆก๊าซเรืองแสง

แนวคิดเกี่ยวกับระบบดาวเหนือกาแล็กซีถูกพูดคุยกันครั้งแรกโดยนักปรัชญาและนักดาราศาสตร์แห่งศตวรรษที่ 18: E. Swedenborg (1688–1772) ในสวีเดน, T. Wright (1711–1786) ในอังกฤษ, I. Kant (1724– 1804) ในปรัสเซีย I. .Lambert (1728–1777) ใน Alsace และ W. Herschel (1738–1822) ในอังกฤษ อย่างไรก็ตามเฉพาะในช่วงไตรมาสแรกของศตวรรษที่ 20 เท่านั้น การดำรงอยู่ของ "จักรวาลเกาะ" ได้รับการพิสูจน์อย่างชัดเจนโดยส่วนใหญ่ต้องขอบคุณผลงานของนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน G. Curtis (1872–1942) และ E. Hubble (1889–1953) พวกเขาพิสูจน์ว่าระยะห่างจากจุดที่สว่างที่สุดและ "เนบิวลาสีขาว" ที่ใกล้ที่สุดจึงเกินขนาดกาแล็กซีของเราอย่างมาก ในช่วงระหว่างปี พ.ศ. 2467 ถึง พ.ศ. 2479 ฮับเบิลได้ผลักดันขอบเขตการวิจัยกาแลคซีจากระบบใกล้เคียงจนสุดขอบเขตของกล้องโทรทรรศน์ 2.5 เมตรที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน กล่าวคือ มากถึงหลายร้อยล้านปีแสง

ในปีพ.ศ. 2472 ฮับเบิลได้ค้นพบความสัมพันธ์ระหว่างระยะห่างระหว่างกาแล็กซีกับความเร็วของการเคลื่อนที่ ความสัมพันธ์นี้ซึ่งก็คือกฎของฮับเบิลได้กลายเป็นพื้นฐานเชิงสังเกตของจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ หลังจากสิ้นสุดสงครามโลกครั้งที่สอง การศึกษาเชิงรุกเกี่ยวกับกาแลคซีเริ่มต้นด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ตัวใหม่ที่มีเครื่องขยายแสงอิเล็กทรอนิกส์ เครื่องวัดอัตโนมัติ และคอมพิวเตอร์ การค้นพบการปล่อยคลื่นวิทยุจากกาแลคซีของเราและกาแลคซีอื่นๆ ถือเป็นโอกาสใหม่ในการศึกษาจักรวาล และนำไปสู่การค้นพบกาแลคซีวิทยุ ควาซาร์ และการปรากฏของกิจกรรมอื่นๆ ในนิวเคลียสของกาแลคซี การสังเกตการณ์นอกบรรยากาศจากจรวดและดาวเทียมธรณีฟิสิกส์ทำให้สามารถตรวจจับการแผ่รังสีเอกซ์จากนิวเคลียสของดาราจักรกัมมันต์และกระจุกดาราจักรได้

ข้าว. 1. การจำแนกกาแลคซีตามฮับเบิล

แคตตาล็อกแรกของ "เนบิวลา" ได้รับการตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2325 โดยนักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส ชาร์ลส์ เมสซิเออร์ (พ.ศ. 2273-2360) รายการนี้รวมทั้งกระจุกดาวและเนบิวลาก๊าซในดาราจักรของเรา รวมถึงวัตถุนอกกาแลคซีด้วย หมายเลขวัตถุของเมสไซเออร์ยังคงใช้อยู่ในปัจจุบัน ตัวอย่างเช่น เมสไซเออร์ 31 (M 31) คือเนบิวลาแอนโดรเมดาอันโด่งดัง ซึ่งเป็นกาแลคซีขนาดใหญ่ที่ใกล้ที่สุดที่พบในกลุ่มดาวแอนโดรเมดา

การสำรวจท้องฟ้าอย่างเป็นระบบซึ่งเริ่มโดยดับเบิลยู. เฮอร์เชลในปี พ.ศ. 2326 ได้นำเขาไปสู่การค้นพบเนบิวลาหลายพันดวงในท้องฟ้าทางเหนือ งานนี้ดำเนินต่อโดยเจ. เฮอร์เชล ลูกชายของเขา (พ.ศ. 2335–2414) ซึ่งเป็นผู้สังเกตการณ์ในซีกโลกใต้ที่แหลมกู๊ดโฮป (พ.ศ. 2377–2381) และตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2407 ไดเรกทอรีทั่วไปเนบิวลาและกระจุกดาว 5,000 ดวง ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 19 สิ่งที่เพิ่งค้นพบใหม่ถูกเพิ่มเข้าไปในวัตถุเหล่านี้ และเจ. เดรเยอร์ (1852–1926) ตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2431 ไดเร็กทอรีที่แชร์ใหม่ (แคตตาล็อกทั่วไปใหม่ – NGC) รวมถึงวัตถุ 7814 รายการ ด้วยการตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2438 และ พ.ศ. 2451 เพิ่มเติมอีกสองฉบับ ดัชนีไดเร็กทอรี(IC) จำนวนเนบิวลาและกระจุกดาวที่ค้นพบมีเกิน 13,000 ดวง การกำหนดตามแค็ตตาล็อก NGC และ IC จึงเป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไป ดังนั้น เนบิวลาแอนโดรเมดาจึงถูกกำหนดให้เป็น M 31 หรือ NGC 224 รายชื่อกาแลคซี 1,249 แห่งที่สว่างกว่าขนาด 13 แยกต่างหากจากการสำรวจภาพถ่ายท้องฟ้า รวบรวมโดย H. Shapley และ A. Ames จากหอดูดาวฮาร์วาร์ดในปี 1932 .

งานนี้ได้รับการขยายอย่างมีนัยสำคัญโดยฉบับพิมพ์ครั้งแรก (พ.ศ. 2507) ครั้งที่สอง (พ.ศ. 2519) และฉบับที่สาม (พ.ศ. 2534) บัญชีรายชื่อนามธรรมของกาแลคซีสว่าง J. de Vaucouleurs และเพื่อนร่วมงาน แคตตาล็อกที่กว้างขวางมากขึ้นแต่มีรายละเอียดน้อยกว่าจากการดูแผ่นสำรวจท้องฟ้าด้วยภาพถ่ายได้รับการตีพิมพ์ในทศวรรษปี 1960 โดย F. Zwicky (1898–1974) ในสหรัฐอเมริกา และ B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) ในสหภาพโซเวียต ประกอบด้วยประมาณ กาแลคซี 30,000 แห่งจนถึงขนาด 15 การสำรวจท้องฟ้าทางใต้ที่คล้ายกันเสร็จสิ้นเมื่อเร็วๆ นี้โดยใช้กล้องชมิดต์ 1 เมตรของหอดูดาวยุโรปใต้ในชิลี และกล้องชมิดต์ 1.2 เมตรของสหราชอาณาจักรในออสเตรเลีย

มีกาแลคซีที่จางกว่าขนาด 15 จำนวนมากเกินกว่าจะจัดเป็นรายการได้ ในปี พ.ศ. 2510 ผลการนับกาแลคซีที่สว่างกว่าขนาด 19 (ทางเหนือของการเสื่อม 20) ดำเนินการโดย C. Schein และ K. Virtanen โดยใช้แผ่นโหราศาสตร์ 50 ซม. ของหอดูดาวลิคได้รับการเผยแพร่ มีกาแล็กซี่ดังกล่าวอยู่ประมาณนั้น 2 ล้าน ไม่นับพวกที่ถูกซ่อนไว้จากเราด้วยแถบฝุ่นอันกว้างใหญ่ของทางช้างเผือก และย้อนกลับไปในปี 1936 ฮับเบิลที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน นับจำนวนกาแลคซีได้มากถึง 21 แมกนิจูดในพื้นที่เล็กๆ หลายแห่งที่กระจายเท่าๆ กันทั่วทรงกลมท้องฟ้า (ทิศเหนือของการเสื่อม 30) จากข้อมูลเหล่านี้ ท้องฟ้าทั้งหมดมีกาแลคซีมากกว่า 20 ล้านกาแล็กซีที่สว่างกว่าขนาด 21

การจัดหมวดหมู่.มีดาราจักรที่มีรูปร่าง ขนาด และความส่องสว่างหลากหลาย บางแห่งอยู่โดดเดี่ยว แต่ส่วนใหญ่มีเพื่อนบ้านหรือดาวเทียมที่มีอิทธิพลต่อแรงโน้มถ่วง ตามกฎแล้วกาแลคซีจะเงียบสงบ แต่มักพบกาแล็กซีที่ทำงานอยู่ ในปี พ.ศ. 2468 ฮับเบิลเสนอการจำแนกกาแลคซีตามรูปลักษณ์ของมัน ต่อมาได้รับการขัดเกลาโดยฮับเบิลและแชปลีย์ จากนั้นแซนเดจ และสุดท้ายคือวอคูเลอร์ กาแลคซีทั้งหมดในนั้นแบ่งออกเป็น 4 ประเภท: ทรงรี, เลนติคูลาร์, เกลียวและไม่สม่ำเสมอ

เครื่องเดินวงรี(อี) กาแลคซีในภาพถ่ายมีรูปร่างเป็นวงรีโดยไม่มีขอบเขตที่คมชัดและมีรายละเอียดที่ชัดเจน ความสว่างของมันเพิ่มขึ้นเข้าหาศูนย์กลาง สิ่งเหล่านี้เป็นรูปวงรีหมุนที่ประกอบด้วยดาวอายุมาก รูปร่างที่ปรากฏจะขึ้นอยู่กับการวางแนวของแนวสายตาของผู้สังเกต เมื่อสังเกตขอบบน อัตราส่วนของความยาวของแกนสั้นและแกนยาวของวงรีจะถึง 5/10 (แสดงแทน E5).

ข้าว. 2. กาแล็กซีทรงรี ESO 325-G004

แม่และเด็ก(ลหรือ ส 0) กาแลคซีมีลักษณะคล้ายกับดาราจักรทรงรี แต่นอกเหนือจากองค์ประกอบทรงกลมแล้ว ยังมีดิสก์เส้นศูนย์สูตรที่บางและหมุนเร็ว บางครั้งก็มีโครงสร้างรูปวงแหวนเหมือนวงแหวนของดาวเสาร์ กาแลคซีเลนซ์ออนที่สังเกตได้จะมีการบีบอัดมากกว่าดาราจักรทรงรี: อัตราส่วนของแกนของพวกมันสูงถึง 2/10

ข้าว. 2. กาแล็กซี Spindle (NGC 5866) เป็นกาแล็กซีแม่และเด็กในกลุ่มดาวเดรโก

เกลียว(ส) กาแลคซียังประกอบด้วยสององค์ประกอบ - ทรงกลมและแบน แต่มีโครงสร้างกังหันที่พัฒนาไม่มากก็น้อยในจาน ตามลำดับของชนิดย่อย ส, สบ, วท, เอสดี(จากเกลียว "ต้น" ถึง "ปลาย") แขนกังหันจะหนาขึ้น ซับซ้อนมากขึ้น และบิดน้อยลง และทรงกลม (การควบแน่นจากส่วนกลาง หรือ นูน) ลดลง ดาราจักรกังหันขอบบนไม่สามารถมองเห็นแขนกังหันได้ แต่ประเภทของดาราจักรสามารถกำหนดได้จากความสว่างสัมพัทธ์ของส่วนป่องและจาน

ข้าว. 2.ตัวอย่างของดาราจักรกังหัน กังหันกังหัน (Messier 101 หรือ NGC 5457)

ไม่ถูกต้อง(ฉัน) กาแลคซีแบ่งออกเป็นสองประเภทหลัก: ประเภทแมกเจลแลน กล่าวคือ พิมพ์ Magellanic Clouds ต่อด้วยลำดับเกลียวจาก เอสเอ็มก่อน ฉันและประเภทที่ไม่ใช่มาเจลลัน ฉัน 0 มีกลุ่มฝุ่นสีเข้มวุ่นวายอยู่ด้านบนของโครงสร้างทรงกลมหรือจาน เช่น เลนติคูลาร์หรือเกลียวต้น

ข้าว. 2. NGC 1427A ตัวอย่างของดาราจักรไม่ปกติ

ประเภท ลและ สแบ่งออกเป็นสองตระกูลและสองประเภทขึ้นอยู่กับการมีหรือไม่มีโครงสร้างเชิงเส้นที่ผ่านจุดศูนย์กลางและตัดกันของดิสก์ ( บาร์) เช่นเดียวกับวงแหวนสมมาตรตรงกลาง

ข้าว. 2.แบบจำลองคอมพิวเตอร์ของกาแล็กซีทางช้างเผือก

ข้าว. 1. NGC 1300 ตัวอย่างของดาราจักรกังหันมีคาน

ข้าว. 1. การจำแนกกาแลคซีสามมิติ. ประเภทหลัก: อี แอล ส ไอตั้งอยู่ตามลำดับจาก อีก่อน ฉัน; ครอบครัวธรรมดาๆ กและข้าม บี; ใจดี สและ ร. แผนภาพวงกลมด้านล่างเป็นภาพตัดขวางของโครงสร้างหลักในบริเวณกาแลคซีกังหันและเลนติคูลาร์

ข้าว. 2. ครอบครัวหลักและประเภทของเกลียวที่หน้าตัดของโครงร่างหลักในพื้นที่ สบ.

มีการจำแนกประเภทอื่น ๆ สำหรับกาแลคซีตามรายละเอียดทางสัณฐานวิทยาปลีกย่อย แต่การจำแนกประเภทตามวัตถุประสงค์โดยอาศัยการวัดเชิงแสง จลนศาสตร์ และวิทยุยังไม่ได้รับการพัฒนา

สารประกอบ. องค์ประกอบโครงสร้างสองชิ้น ได้แก่ ทรงกลมและจาน สะท้อนถึงความแตกต่างในประชากรดาวฤกษ์ในกาแลคซี ซึ่งค้นพบในปี พ.ศ. 2487 โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน W. Baade (พ.ศ. 2436-2503)

ประชากร Iมีอยู่ในดาราจักรที่ไม่ปกติและแขนกังหัน ประกอบด้วยดาวยักษ์สีน้ำเงินและยักษ์ใหญ่ระดับสเปกตรัม O และ B ดาวยักษ์แดงประเภท K และ M และก๊าซและฝุ่นระหว่างดาวที่มีบริเวณสว่างของไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออน นอกจากนี้ ยังมีดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักมวลต่ำซึ่งมองเห็นได้ใกล้ดวงอาทิตย์แต่แยกไม่ออกในกาแลคซีไกลโพ้น

ประชากรครั้งที่สองมีอยู่ในกาแลคซีทรงรีและเลนติคูลาร์ รวมถึงในบริเวณใจกลางของกังหันและในกระจุกดาวทรงกลม ประกอบด้วยดาวยักษ์แดงตั้งแต่คลาส G5 ถึง K5 ซึ่งเป็นดาวยักษ์แดงและอาจเป็นดาวแคระย่อย พบเนบิวลาดาวเคราะห์อยู่ในนั้นและสังเกตการระเบิดของโนวา (รูปที่ 3) ในรูป รูปที่ 4 แสดงความสัมพันธ์ระหว่างประเภทสเปกตรัม (หรือสี) ของดาวฤกษ์และความส่องสว่างของดาวฤกษ์สำหรับประชากรต่างๆ

ข้าว. 3. ประชากรที่เป็นดาว. ภาพถ่ายของดาราจักรกังหันแอนโดรเมดา แสดงให้เห็นว่าดาวยักษ์สีน้ำเงินและยักษ์ยักษ์สีน้ำเงินกระจุกตัวอยู่ในจานของมัน และส่วนกลางประกอบด้วยดาวประชากร II สีแดง ดาวเทียมของแอนโดรเมดาเนบิวลาก็มองเห็นได้เช่นกัน: กาแล็กซี NGC 205 ( ที่ส่วนลึกสุด) และ ม.32 ( บนซ้าย). ดวงดาวที่สว่างที่สุดในภาพนี้เป็นของกาแล็กซีของเรา

ข้าว. 4. แผนภาพเฮอร์ซสปริง-รัสเซลล์ซึ่งแสดงความสัมพันธ์ระหว่างประเภทสเปกตรัม (หรือสี) และความส่องสว่างของดาวฤกษ์ประเภทต่างๆ I: ดาราประชากรรุ่นเยาว์ I ซึ่งมีลักษณะทั่วไปของแขนกังหัน II: ดาวอายุของประชากร I; III: ดาวฤกษ์ประชากรเก่า II ซึ่งมีลักษณะทั่วไปของกระจุกทรงกลมและกาแลคซีทรงรี

ในตอนแรกคิดว่ากาแลคซีทรงรีมีเพียงประชากร II และกาแลคซีผิดปกติมีเพียงประชากร I เท่านั้น อย่างไรก็ตาม ปรากฎว่ากาแลคซีมักจะประกอบด้วยประชากรดาวฤกษ์ทั้งสองในสัดส่วนที่ต่างกัน การวิเคราะห์ประชากรโดยละเอียดสามารถทำได้สำหรับกาแลคซีใกล้เคียงบางแห่งเท่านั้น แต่การวัดสีและสเปกตรัมของระบบห่างไกลบ่งชี้ว่าความแตกต่างของประชากรดาวฤกษ์อาจมากกว่าที่ Baade คิดไว้

ระยะทาง. การวัดระยะทางไปยังกาแลคซีไกลโพ้นนั้นขึ้นอยู่กับสเกลสัมบูรณ์ของระยะทางไปยังดวงดาวต่างๆ ในกาแล็กซีของเรา มีการติดตั้งได้หลายวิธี วิธีพื้นฐานที่สุดคือวิธีพาราแลกซ์ตรีโกณมิติ ซึ่งใช้ได้จนถึงระยะทาง 300 sv ปี. วิธีที่เหลือเป็นวิธีการทางอ้อมและเป็นทางสถิติ ขึ้นอยู่กับการศึกษาการเคลื่อนที่ที่เหมาะสม ความเร็วในแนวรัศมี ความสว่าง สี และสเปกตรัมของดวงดาว บนพื้นฐานของพวกเขา ค่าสัมบูรณ์ของ New และตัวแปรของประเภท RR Lyra และ  เซเฟอุส ซึ่งกลายเป็นตัวบ่งชี้หลักของระยะทางไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดซึ่งมองเห็นได้ กระจุกทรงกลม ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด และเนบิวลาเปล่งแสงของกาแลคซีเหล่านี้กลายเป็นตัวชี้วัดรอง และทำให้สามารถระบุระยะทางไปยังกาแลคซีที่อยู่ไกลออกไปได้ ในที่สุด เส้นผ่านศูนย์กลางและความส่องสว่างของกาแลคซีเองก็ถูกใช้เป็นตัวบ่งชี้ระดับอุดมศึกษา ในการวัดระยะทาง นักดาราศาสตร์มักจะใช้ความแตกต่างระหว่างขนาดที่ปรากฏของวัตถุ มและขนาดสัมบูรณ์ของมัน ม; ค่านี้ ( ม–ม) เรียกว่า “โมดูลัสระยะปรากฏ” หากต้องการทราบระยะทางที่แท้จริง จะต้องแก้ไขการดูดกลืนแสงของฝุ่นระหว่างดวงดาว ในกรณีนี้ ข้อผิดพลาดมักจะสูงถึง 10–20%

สเกลระยะทางนอกกาแลคซีได้รับการแก้ไขเป็นครั้งคราว ซึ่งหมายความว่าพารามิเตอร์อื่นๆ ของกาแลคซีที่ขึ้นอยู่กับระยะทางก็เปลี่ยนแปลงไปด้วย ในตาราง 1 แสดงระยะทางที่แม่นยำที่สุดไปยังกลุ่มกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดในปัจจุบัน สำหรับกาแลคซีที่อยู่ไกลออกไปซึ่งอยู่ห่างออกไปหลายพันล้านปีแสง ระยะทางจะถูกประเมินด้วยความแม่นยำต่ำโดยอิงจากการเลื่อนไปทางสีแดง ( ดูด้านล่าง: ธรรมชาติของเรดชิฟต์)

ความส่องสว่างการวัดความสว่างพื้นผิวของกาแลคซีจะทำให้ได้ความส่องสว่างรวมของดาวฤกษ์ต่อหน่วยพื้นที่ การเปลี่ยนแปลงของความส่องสว่างบนพื้นผิวตามระยะห่างจากศูนย์กลางทำให้เกิดลักษณะของโครงสร้างของกาแลคซี ระบบวงรีซึ่งเป็นระบบที่สม่ำเสมอและสมมาตรที่สุดได้รับการศึกษาในรายละเอียดมากกว่าระบบอื่น โดยทั่วไปจะอธิบายโดยกฎความส่องสว่างเดียว (รูปที่ 5, ก):

ข้าว. 5. การกระจายความสว่างของกาแลคซี. ก– กาแลคซีทรงรี (ลอการิทึมของความสว่างพื้นผิวจะแสดงขึ้นอยู่กับรากที่สี่ของรัศมีที่ลดลง ( r/rจ) 1/4 โดยที่ ร– ระยะทางจากศูนย์กลาง และ ร e คือรัศมีประสิทธิผล ภายในครึ่งหนึ่งของความส่องสว่างทั้งหมดของกาแลคซี) ข– กาแล็กซีแม่และเด็ก NGC 1553; วี– ดาราจักรกังหันปกติ 3 แห่ง (ส่วนนอกของแต่ละเส้นตรง บ่งบอกถึงความส่องสว่างที่ขึ้นอยู่กับระยะทางแบบเอกซ์โปเนนเชียล)

ข้อมูลในระบบเลนซ์ติคูลาร์ยังไม่สมบูรณ์เท่าที่ควร โปรไฟล์ความส่องสว่าง (รูปที่ 5, ข) แตกต่างจากลักษณะของกาแลคซีทรงรีและมีบริเวณหลักสามส่วน ได้แก่ แกนกลาง เลนส์ และซองจดหมาย ระบบเหล่านี้ดูเหมือนจะอยู่ตรงกลางระหว่างวงรีและวงก้นหอย

เกลียวมีความหลากหลายมาก โครงสร้างของมันซับซ้อน และไม่มีกฎเกณฑ์เดียวในการกระจายความส่องสว่าง อย่างไรก็ตาม ดูเหมือนว่าสำหรับวงก้นหอยธรรมดาที่อยู่ไกลจากแกนกลาง ความส่องสว่างของพื้นผิวของจานจะลดลงแบบทวีคูณไปทางขอบนอก การวัดแสดงให้เห็นว่าความส่องสว่างของแขนกังหันไม่มากเท่าที่เห็นเมื่อดูภาพถ่ายของกาแลคซี แขนเพิ่มความสว่างของดิสก์ไม่เกิน 20% ในแสงสีน้ำเงินและน้อยลงอย่างมากในแสงสีแดง ส่วนสนับสนุนความส่องสว่างจากการนูนลดลงจาก สถึง เอสดี(รูปที่ 5, วี).

โดยการวัดขนาดปรากฏของดาราจักร มและกำหนดโมดูลัสระยะทาง ( ม–ม) คำนวณค่าสัมบูรณ์ ม. ดาราจักรที่สว่างที่สุด ไม่รวมควอซาร์ ม 22 เช่น ความส่องสว่างของพวกมันมากกว่าดวงอาทิตย์เกือบ 100 พันล้านเท่า และกาแล็กซีที่เล็กที่สุด ม10 เช่น ความสว่างประมาณ. 10 6 พลังงานแสงอาทิตย์ การกระจายตัวของจำนวนกาแล็กซีโดย มเรียกว่า "ฟังก์ชันความส่องสว่าง" เป็นคุณลักษณะสำคัญของประชากรกาแลคซีในจักรวาล แต่ก็ไม่ง่ายที่จะระบุได้อย่างแม่นยำ

สำหรับกาแลคซีที่เลือกไว้ที่ขนาดที่มองเห็นได้จำกัด ฟังก์ชันความส่องสว่างของแต่ละประเภทจะแยกจากกัน อีก่อน วทเกือบเกาส์เซียน (รูประฆัง) โดยมีค่าสัมบูรณ์เฉลี่ยในรังสีสีน้ำเงิน ม ม= 18.5 และการกระจายตัว  0.8 (รูปที่ 6) แต่กาแล็กซีประเภทปลายจาก เอสดีก่อน ฉันและดาวแคระทรงรีจะจางกว่า

สำหรับตัวอย่างกาแลคซีที่สมบูรณ์ในปริมาตรที่กำหนด เช่น ในกระจุก ฟังก์ชันความส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นอย่างชันโดยความส่องสว่างลดลง กล่าวคือ จำนวนกาแลคซีแคระนั้นมากกว่าจำนวนกาแลคซียักษ์หลายเท่า

ข้าว. 6. ฟังก์ชั่นความสว่างของกาแล็กซี่. ก– ตัวอย่างมีความสว่างมากกว่าค่าจำกัดที่มองเห็นได้ ข– ตัวอย่างที่สมบูรณ์ในพื้นที่ขนาดใหญ่จำนวนหนึ่ง สังเกตระบบดาวแคระจำนวนล้นหลามด้วย มบี< -16.

ขนาด. เนื่องจากความหนาแน่นและความส่องสว่างของดาวฤกษ์ของกาแลคซีค่อยๆ สลายตัวออกไปด้านนอก คำถามเกี่ยวกับขนาดของดาวฤกษ์จึงขึ้นอยู่กับความสามารถของกล้องโทรทรรศน์ โดยขึ้นอยู่กับความสามารถในการเน้นแสงจางๆ ของบริเวณรอบนอกของกาแลคซีเทียบกับแสงเรืองของท้องฟ้ายามค่ำคืน เทคโนโลยีสมัยใหม่ทำให้สามารถบันทึกบริเวณของกาแลคซีด้วยความสว่างน้อยกว่า 1% ของความสว่างท้องฟ้า ซึ่งต่ำกว่าความสว่างของนิวเคลียสของดาราจักรประมาณล้านเท่า ตามไอโซโฟตนี้ (เส้นที่มีความสว่างเท่ากัน) เส้นผ่านศูนย์กลางของกาแลคซีมีตั้งแต่หลายพันปีแสงสำหรับระบบแคระไปจนถึงหลายแสนปีแสงสำหรับดาวขนาดยักษ์ ตามกฎแล้ว เส้นผ่านศูนย์กลางของกาแลคซีมีความสัมพันธ์ที่ดีกับความส่องสว่างสัมบูรณ์ของพวกมัน

ระดับสเปกตรัมและสีสเปกโตรแกรมแรกของกาแลคซี - แอนโดรเมดาเนบิวลาได้รับจากหอดูดาวพอทสดัมในปี พ.ศ. 2442 โดย Yu. Scheiner (พ.ศ. 2401-2456) โดยมีเส้นดูดกลืนแสงคล้ายกับสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ การวิจัยจำนวนมากเกี่ยวกับสเปกตรัมของกาแลคซีเริ่มต้นด้วยการสร้างสเปกโตรกราฟ "เร็ว" ที่มีการกระจายตัวต่ำ (200–400 /มม.) ต่อมา การใช้ตัวขยายความสว่างของภาพอิเล็กทรอนิกส์ทำให้สามารถเพิ่มการกระจายเป็น 20–100/มม. การสังเกตของมอร์แกนที่หอดูดาวเยอร์กส์แสดงให้เห็นว่า แม้จะมีองค์ประกอบดาวฤกษ์ที่ซับซ้อนในกาแลคซี แต่สเปกตรัมของพวกมันก็มักจะอยู่ใกล้กับสเปกตรัมของดาวฤกษ์ในระดับหนึ่งจาก กก่อน เคและมีความสัมพันธ์ที่เห็นได้ชัดเจนระหว่างสเปกตรัมกับประเภทสัณฐานวิทยาของกาแลคซี ตามกฎแล้วสเปกตรัมของชั้นเรียน กมีดาราจักรไม่ปกติ ฉันและเกลียว เอสเอ็มและ เอสดี. คลาสสเปกตรัม เอ-เอฟที่เกลียว เอสดีและ วท. โอนจาก วทถึง สบพร้อมด้วยการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมจาก เอฟถึง เอฟ-จีและเกลียว สบและ ส, แม่และเด็กและระบบวงรีมีสเปกตรัม ชและ เค. จริงอยู่ในภายหลังปรากฎว่าการแผ่รังสีของกาแลคซีระดับสเปกตรัม กจริงๆ แล้วประกอบด้วยแสงจากดาวฤกษ์ยักษ์ประเภทสเปกตรัมผสมกัน บีและ เค.

นอกจากเส้นดูดกลืนแสงแล้ว กาแลคซีหลายแห่งยังมีเส้นเปล่งแสงที่มองเห็นได้ เช่น เนบิวลาเปล่งแสงของทางช้างเผือก โดยทั่วไปแล้วสิ่งเหล่านี้คือเส้นไฮโดรเจนของซีรีส์ Balmer เช่น H  บน  6563 เปิดไนโตรเจนไอออนไนซ์ (N II) สองเท่า  6548 และ 6583 และกำมะถัน (S II)  6717 และ 6731 เปิดออกซิเจนไอออนไนซ์ (O II)  3726 และ 3729 และออกซิเจนไอออนไนซ์สองเท่า (O III)  4959 และ 5007 ความเข้มของเส้นเปล่งแสงมักจะสัมพันธ์กับปริมาณของก๊าซและดาวยักษ์ใหญ่ในจานดาราจักร เส้นเหล่านี้ขาดหายไปหรืออ่อนมากในดาราจักรทรงรีและเลนติคูลาร์ แต่จะมีความแข็งแกร่งขึ้นในดาราจักรแบบก้นหอยและผิดปกติ - จาก สถึง ฉัน. นอกจากนี้ ความเข้มของเส้นเปล่งแสงของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจน (N, O, S) และอาจเป็นไปได้ว่าปริมาณสัมพัทธ์ของธาตุเหล่านี้ลดลงจากแกนกลางไปจนถึงขอบนอกของกาแลคซีดิสก์ กาแลคซีบางแห่งมีเส้นเปล่งแสงที่รุนแรงผิดปกติในแกนกลางของมัน ในปี พ.ศ. 2486 เค. ไซเฟิร์ตค้นพบกาแลคซีชนิดพิเศษที่มีเส้นไฮโดรเจนที่กว้างมากในแกนกลาง ซึ่งบ่งชี้ว่ามีกิจกรรมสูง ความส่องสว่างของนิวเคลียสเหล่านี้และสเปกตรัมของพวกมันเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา โดยทั่วไป นิวเคลียสของกาแลคซีเซย์เฟิร์ตมีลักษณะคล้ายกับควาซาร์ แม้ว่าจะไม่ทรงพลังเท่าก็ตาม

ตามลำดับทางสัณฐานวิทยาของกาแลคซี ดัชนีอินทิกรัลของการเปลี่ยนสี ( บี–วี), เช่น. ความแตกต่างระหว่างขนาดของกาแล็กซีเป็นสีน้ำเงิน บีและสีเหลือง วีรังสีเอกซ์ ดัชนีสีเฉลี่ยของกาแลคซีประเภทหลักมีดังนี้:

ในระดับนี้ 0.0 สอดคล้องกับสีขาว 0.5 ถึงสีเหลือง และ 1.0 ถึงสีแดง

การวัดด้วยแสงโดยละเอียดมักจะเผยให้เห็นว่าสีของกาแลคซีแตกต่างกันไปตามแกนกลางจนถึงขอบ ซึ่งบ่งบอกถึงการเปลี่ยนแปลงองค์ประกอบของดาวฤกษ์ กาแลคซีส่วนใหญ่จะมีสีฟ้าในบริเวณรอบนอกมากกว่าในแกนกลาง สิ่งนี้จะสังเกตเห็นได้ชัดเจนในวงก้นหอยมากกว่าในวงรี เนื่องจากจานของพวกมันประกอบด้วยดาวฤกษ์สีน้ำเงินอายุน้อยจำนวนมาก กาแลคซีที่ไม่ปกติซึ่งมักจะไม่มีนิวเคลียส มักจะปรากฏเป็นสีฟ้าที่ใจกลางมากกว่าที่ขอบ

การหมุนและมวลการหมุนของกาแลคซีรอบแกนที่ผ่านจุดศูนย์กลางทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงในความยาวคลื่นของเส้นในสเปกตรัมของมัน: เส้นจากบริเวณของกาแลคซีที่เข้าใกล้เราเปลี่ยนไปยังส่วนสีม่วงของสเปกตรัม และจากบริเวณถอยกลับเป็นสีแดง (รูปที่ 7) ตามสูตรดอปเปลอร์ การเปลี่ยนแปลงสัมพัทธ์ของความยาวคลื่นของเส้นคือ   / = วี ร /ค, ที่ไหน คคือความเร็วแสง และ วี ร– ความเร็วในแนวรัศมี เช่น ส่วนประกอบความเร็วของแหล่งกำเนิดตามแนวสายตา คาบการโคจรของดวงดาวรอบๆ ใจกลางกาแลคซีนั้นเป็นเวลาหลายร้อยล้านปี และความเร็วของการเคลื่อนที่ในวงโคจรของพวกมันสูงถึง 300 กม./วินาที โดยทั่วไป ความเร็วในการหมุนของดิสก์จะถึงค่าสูงสุด ( วี ม) ในระยะหนึ่งจากศูนย์กลาง ( ร ม) แล้วลดลง (รูปที่ 8) ใกล้กาแล็กซีของเรา วี ม= 230 กม./วินาที ที่ระยะทาง ร ม= 40,000 เซนต์ ปีจากศูนย์:

ข้าว. 7. เส้นสเปกตรัมของกาแล็กซี่, หมุนรอบแกน เอ็นเมื่อช่องสเปกโตรกราฟวางแนวตามแนวแกน เกี่ยวกับ. เส้นจากขอบกาแล็กซีถอยกลับ ( ข) เบนไปทางด้านสีแดง (R) และจากขอบที่เข้าใกล้ ( ก) – ถึงอัลตราไวโอเลต (UV)

ข้าว. 8. เส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซี่. ความเร็วในการหมุน วี r ถึงค่าสูงสุด วีเอ็มอยู่ห่างๆ ร M จากใจกลางกาแลคซีแล้วค่อยๆ ลดลง

เส้นดูดกลืนและเส้นเปล่งแสงในสเปกตรัมของกาแลคซีมีรูปร่างเหมือนกัน ดังนั้น ดาวฤกษ์และก๊าซในจานหมุนด้วยความเร็วเท่ากันในทิศทางเดียวกัน เมื่อพิจารณาจากตำแหน่งของเลนฝุ่นมืดในดิสก์ เมื่อเราสามารถเข้าใจได้ว่าขอบของกาแลคซีใดอยู่ใกล้เรามากขึ้น เราสามารถค้นหาทิศทางของการบิดตัวของแขนกังหันได้: ในกาแลคซีที่ศึกษาทั้งหมดพวกมันจะล้าหลัง เช่น เมื่อเคลื่อนออกจากจุดศูนย์กลาง แขนจะงอไปในทิศทางตรงกันข้ามกับทิศทางที่หมุน

การวิเคราะห์เส้นโค้งการหมุนช่วยให้เราสามารถระบุมวลของกาแลคซีได้ ในกรณีที่ง่ายที่สุด เมื่อเทียบแรงโน้มถ่วงกับแรงเหวี่ยง เราจะได้มวลของกาแลคซีภายในวงโคจรของดาว: ม = อาร์วี ร 2 /ช, ที่ไหน ช– ค่าคงตัวของแรงโน้มถ่วง การวิเคราะห์การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์รอบนอกทำให้สามารถประมาณมวลรวมได้ กาแล็กซีของเรามีมวลประมาณ 210 11 มวลดวงอาทิตย์ สำหรับเนบิวลาแอนโดรเมดา 410 11 สำหรับเมฆแมเจลแลนใหญ่ – 1510 9 มวลของกาแลคซีดิสก์นั้นแปรผันตามความส่องสว่างโดยประมาณ ( ล) ดังนั้นความสัมพันธ์ เอ็ม/แอลพวกมันเกือบจะเท่ากันและสำหรับความส่องสว่างในรังสีสีน้ำเงินก็เท่ากัน เอ็ม/แอล 5 หน่วยเป็นมวลดวงอาทิตย์และความส่องสว่าง

มวลของดาราจักรทรงกลมสามารถประมาณได้ในลักษณะเดียวกัน โดยเอาความเร็วของการเคลื่อนที่อันวุ่นวายของดวงดาวในดาราจักรมาแทนความเร็วในการหมุนของจาน (  โวลต์) ซึ่งวัดจากความกว้างของเส้นสเปกตรัมและเรียกว่าการกระจายความเร็ว: ม  ร โวลต์ 2 /ช, ที่ไหน ร– รัศมีของกาแล็กซี (ทฤษฎีบทไวรัส) การกระจายความเร็วของดาวฤกษ์ในกาแลคซีทรงรีมักจะอยู่ระหว่าง 50 ถึง 300 กม./วินาที และมีมวลตั้งแต่ 10 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ในระบบแคระไปจนถึง 10 12 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ขนาดยักษ์

การปล่อยคลื่นวิทยุทางช้างเผือกถูกค้นพบโดย K. Jansky ในปี 1931 แผนที่วิทยุแรกของทางช้างเผือกได้รับโดย G. Reber ในปี 1945 การแผ่รังสีนี้มีช่วงความยาวคลื่นที่หลากหลาย  หรือความถี่ = ค/ จากหลายเมกะเฮิรตซ์ (   100 ม.) สูงถึงหลายสิบกิกะเฮิรตซ์ (   1 ซม.) และเรียกว่า "ต่อเนื่อง" กระบวนการทางกายภาพหลายอย่างมีส่วนรับผิดชอบต่อสิ่งนี้ สิ่งที่สำคัญที่สุดคือรังสีซินโครตรอนจากอิเล็กตรอนระหว่างดวงดาวที่เคลื่อนที่เกือบด้วยความเร็วแสงในสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาวที่อ่อนแอ ในปี พ.ศ. 2493 อาร์. บราวน์และเค. ฮาซาร์ด (ธนาคารโจเดรลล์ ประเทศอังกฤษ) ค้นพบการแผ่รังสีต่อเนื่องที่ความยาวคลื่น 1.9 เมตรจากเนบิวลาแอนโดรเมดา และจากกาแลคซีอื่นๆ อีกหลายแห่ง กาแลคซีปกติเช่นของเราหรือ M 31 เป็นแหล่งคลื่นวิทยุที่อ่อนแอ พวกมันปล่อยพลังงานแสงเพียงหนึ่งในล้านของพวกมันในช่วงวิทยุ แต่ในกาแลคซีที่ผิดปกติบางแห่ง การแผ่รังสีนี้รุนแรงกว่ามาก “กาแลคซีวิทยุ” ที่ใกล้ที่สุด Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) และ Perseus A (NGC 1275) มีความสว่างวิทยุอยู่ที่ 10 –4 10 –3 ของแสง และสำหรับวัตถุหายาก เช่น กาแล็กซีวิทยุ Cygnus A อัตราส่วนนี้ใกล้เคียงกับความสามัคคี เพียงไม่กี่ปีหลังจากการค้นพบแหล่งกำเนิดวิทยุอันทรงพลังนี้ ก็เป็นไปได้ที่จะพบกาแลคซีจาง ๆ ที่เกี่ยวข้องกับมัน แหล่งกำเนิดวิทยุจางๆ หลายแห่งที่อาจเกี่ยวข้องกับกาแลคซีไกลโพ้น ยังไม่ได้รับการระบุด้วยวัตถุเชิงแสง

แอนโดรเมดาเป็นกาแล็กซีที่รู้จักกันในชื่อ M31 และ NGC224 นี่คือการก่อตัวเป็นเกลียวซึ่งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 780 kp (2.5 ล้าน)

แอนโดรเมดาเป็นกาแล็กซีที่อยู่ใกล้ทางช้างเผือกมากที่สุด ตั้งชื่อตามเจ้าหญิงในตำนานที่มีชื่อเดียวกัน การสังเกตการณ์ในปี พ.ศ. 2549 นำไปสู่การสรุปว่ามีดาวฤกษ์ประมาณหนึ่งล้านล้านดวงที่นี่ - อย่างน้อยสองเท่าของทางช้างเผือกซึ่งมีประมาณ 200 - 400 พันล้านดวง นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าการชนกันของทางช้างเผือกกับกาแลคซีแอนโดรเมดาจะ เกิดขึ้นในประมาณ 3.75 พันล้านปี และในที่สุดกาแล็กซีทรงรีหรือดิสก์ขนาดยักษ์ก็จะเกิดขึ้น แต่จะเพิ่มเติมในภายหลัง ก่อนอื่นเรามาดูกันว่า "เจ้าหญิงในตำนาน" มีหน้าตาเป็นอย่างไร

ในภาพคือแอนโดรเมดา กาแล็กซีมีแถบสีขาวและสีน้ำเงิน พวกมันก่อตัวเป็นวงแหวนรอบๆ และปกคลุมดาวยักษ์แดงที่ร้อนจัด แถบสีน้ำเงิน-เทาเข้มตัดกันอย่างชัดเจนกับวงแหวนสว่างเหล่านี้ และแสดงบริเวณที่การก่อตัวดาวฤกษ์เพิ่งเริ่มต้นในรังไหมเมฆหนาทึบ เมื่อสังเกตในส่วนที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม วงแหวนของแอนโดรเมดาจะดูเหมือนแขนกังหันมากกว่า ในช่วงอัลตราไวโอเลต การก่อตัวเหล่านี้มีลักษณะคล้ายโครงสร้างวงแหวนมากกว่า ก่อนหน้านี้ถูกค้นพบโดยกล้องโทรทรรศน์ของ NASA นักดาราศาสตร์เชื่อว่าวงแหวนเหล่านี้บ่งบอกถึงการก่อตัวของกาแลคซีอันเป็นผลมาจากการชนกับดาราจักรที่อยู่ใกล้เคียงเมื่อกว่า 200 ล้านปีก่อน

ดวงจันทร์ของแอนโดรเมดา

เช่นเดียวกับทางช้างเผือก แอนโดรเมดามีดาวเทียมแคระจำนวนหนึ่ง ซึ่ง 14 ดวงถูกค้นพบแล้ว ที่มีชื่อเสียงที่สุดคือ M32 และ M110 แน่นอนว่าไม่น่าเป็นไปได้ที่ดาวฤกษ์ในแต่ละกาแล็กซีจะชนกัน เนื่องจากระยะห่างระหว่างดาราจักรนั้นกว้างมาก นักวิทยาศาสตร์ยังคงมีความคิดที่ค่อนข้างคลุมเครือเกี่ยวกับสิ่งที่จะเกิดขึ้นจริง แต่มีการกำหนดชื่อสำหรับทารกแรกเกิดในอนาคตแล้ว แมมมอธ - นี่คือสิ่งที่นักวิทยาศาสตร์เรียกว่ากาแลคซียักษ์ที่ยังไม่เกิด

การชนกันของดวงดาว

แอนโดรเมดาเป็นกาแลคซีที่มีดาว 1 ล้านล้านดวง (10 12) และทางช้างเผือก - 1 พันล้านดวง (3 * 10 11) อย่างไรก็ตาม โอกาสที่จะชนกันระหว่างเทห์ฟากฟ้านั้นมีน้อยมาก เนื่องจากมีระยะห่างระหว่างวัตถุเหล่านั้นมาก ตัวอย่างเช่น ดาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด คือ พรอกซิมา เซนทอรี ซึ่งอยู่ห่างออกไป 4.2 ปีแสง (4*10 13 กม.) หรือเส้นผ่านศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ 30 ล้าน (3*10 7) ลองนึกภาพว่าแสงสว่างของเราคือลูกปิงปอง จากนั้น Proxima Centauri จะดูเหมือนถั่วซึ่งอยู่ห่างจากมัน 1,100 กม. และทางช้างเผือกจะขยายความกว้างออกไป 30 ล้านกม. แม้แต่ดวงดาวที่อยู่ใจกลางกาแลคซี (ซึ่งเป็นที่ที่พวกมันกระจุกตัวมากที่สุด) ก็ยังมีระยะห่างระหว่าง 160 พันล้าน (1.6 * 10 11) กม. นั่นก็เหมือนกับลูกปิงปองหนึ่งลูกทุกๆ 3.2 กม. ดังนั้นโอกาสที่ดาวฤกษ์สองดวงจะชนกันระหว่างกาแล็กซีควบรวมจึงมีน้อยมาก

การชนกันของหลุมดำ

ดาราจักรแอนโดรเมดาและทางช้างเผือกมีกลุ่มดาวราศีธนู A ตรงกลาง (3.6*10 6 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) และมีวัตถุอยู่ภายในกระจุก P2 ของแกนกลางดาราจักร หลุมดำเหล่านี้จะมาบรรจบกันใกล้ใจกลางกาแลคซีที่เพิ่งกำเนิดใหม่ โดยถ่ายเทพลังงานในวงโคจรไปยังดวงดาวต่างๆ ซึ่งในที่สุดจะเคลื่อนไปสู่วิถีโคจรที่สูงขึ้น กระบวนการข้างต้นอาจใช้เวลาหลายล้านปี เมื่อหลุมดำเข้าใกล้กันภายในหนึ่งปีแสง พวกมันจะเริ่มปล่อยคลื่นความโน้มถ่วงออกมา พลังงานในวงโคจรจะมีพลังมากยิ่งขึ้นจนกว่าการควบรวมจะเสร็จสมบูรณ์ จากข้อมูลการสร้างแบบจำลองที่ดำเนินการในปี พ.ศ. 2549 โลกอาจถูกเหวี่ยงไปจนเกือบใจกลางกาแลคซีที่เพิ่งก่อตัวใหม่ จากนั้นเคลื่อนผ่านเข้าไปใกล้หลุมดำแห่งหนึ่งและถูกดีดออกไปเลยทางช้างเผือก

การยืนยันทฤษฎี

กาแล็กซีแอนโดรเมดากำลังเข้าใกล้เราด้วยความเร็วประมาณ 110 กิโลเมตรต่อวินาที จนถึงปี 2555 ไม่มีทางรู้ได้เลยว่าจะเกิดการชนกันหรือไม่ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สรุปได้ว่าแทบจะหลีกเลี่ยงไม่ได้ หลังจากติดตามการเคลื่อนไหวของแอนโดรเมดาตั้งแต่ปี พ.ศ. 2545 ถึง พ.ศ. 2553 สรุปได้ว่าการชนจะเกิดขึ้นในอีกประมาณ 4 พันล้านปี

ปรากฏการณ์ที่คล้ายกันนี้แพร่หลายในอวกาศ ตัวอย่างเช่น เชื่อกันว่าแอนโดรเมดาเคยมีปฏิสัมพันธ์กับกาแลคซีอย่างน้อยหนึ่งแห่งในอดีต และกาแลคซีแคระบางแห่ง เช่น SagDEG ยังคงชนกับทางช้างเผือก ก่อให้เกิดการก่อตัวเดี่ยว

การวิจัยยังชี้ให้เห็นว่า M33 หรือ Triangulum Galaxy ซึ่งเป็นสมาชิกที่ใหญ่เป็นอันดับสามและสว่างที่สุดของกลุ่มท้องถิ่นจะเข้าร่วมในกิจกรรมนี้ด้วย ชะตากรรมที่เป็นไปได้มากที่สุดคือการเข้าสู่วงโคจรของวัตถุที่เกิดขึ้นหลังจากการควบรวมกิจการและในอนาคตอันใกล้ - การรวมกันครั้งสุดท้าย อย่างไรก็ตาม การชนกันของ M33 กับทางช้างเผือกก่อนที่แอนโดรเมดาจะเข้าใกล้หรือระบบสุริยะของเราถูกโยนออกจากกลุ่มท้องถิ่นจะไม่รวมอยู่ด้วย

ชะตากรรมของระบบสุริยะ

นักวิทยาศาสตร์จากฮาร์วาร์ดอ้างว่าช่วงเวลาของการควบรวมกาแลคซีจะขึ้นอยู่กับความเร็ววงสัมผัสของแอนโดรเมดา จากการคำนวณ เราสรุปได้ว่ามีโอกาส 50% ที่ในระหว่างการควบรวมระบบสุริยะจะถูกโยนกลับไปยังระยะทางสามเท่าของระยะทางปัจจุบันไปยังศูนย์กลางของทางช้างเผือก ยังไม่ทราบแน่ชัดว่ากาแลคซีแอนโดรเมดาจะมีพฤติกรรมอย่างไร Planet Earth ก็ตกอยู่ภายใต้การคุกคามเช่นกัน นักวิทยาศาสตร์กล่าวว่ามีโอกาส 12% ที่บางครั้งหลังจากการชนกัน เราจะถูกโยนออกไปนอก “บ้าน” เดิมของเรา แต่เหตุการณ์นี้ไม่น่าจะส่งผลกระทบร้ายแรงต่อระบบสุริยะ และเทห์ฟากฟ้าจะไม่ถูกทำลาย

หากเราไม่รวมวิศวกรรมดาวเคราะห์ เมื่อถึงเวลาพื้นผิวโลกก็จะร้อนจัดและจะไม่มีน้ำของเหลวเหลืออยู่บนนั้น ดังนั้นจึงไม่มีสิ่งมีชีวิต

ผลข้างเคียงที่อาจเกิดขึ้น

เมื่อกาแลคซีกังหันสองแห่งมาบรรจบกัน ไฮโดรเจนที่อยู่ในจานของมันจะถูกบีบอัด การก่อตัวของดาวดวงใหม่อย่างเข้มข้นเริ่มต้นขึ้น ตัวอย่างเช่น สามารถสังเกตสิ่งนี้ได้ในดาราจักรที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบ NGC 4039 หรือที่รู้จักกันในชื่อดาราจักรเสาอากาศ หากแอนโดรเมดาและทางช้างเผือกมารวมกัน เชื่อกันว่าจะมีก๊าซเหลืออยู่บนดิสก์เพียงเล็กน้อย การก่อตัวดาวฤกษ์จะไม่รุนแรงมากนัก แม้ว่ามีแนวโน้มที่จะเกิดควอซาร์ก็ตาม

ผลการควบรวมกิจการ

นักวิทยาศาสตร์คาดการณ์ว่ากาแลคซีแห่งนี้จะเกิดขึ้นระหว่างการควบรวมมิลโคเมดา ผลการจำลองแสดงให้เห็นว่าวัตถุที่ได้จะมีรูปร่างเป็นวงรี ใจกลางของมันจะมีดาวฤกษ์หนาแน่นน้อยกว่ากาแลคซีทรงรีสมัยใหม่ แต่รูปแบบดิสก์ก็เป็นไปได้เช่นกัน ส่วนใหญ่จะขึ้นอยู่กับปริมาณก๊าซที่เหลืออยู่ภายในทางช้างเผือกและแอนโดรเมดา ในอนาคตอันใกล้ สิ่งที่เหลืออยู่จะรวมกันเป็นวัตถุเดียว และนี่จะเป็นจุดเริ่มต้นของระยะวิวัฒนาการใหม่

ข้อเท็จจริงเกี่ยวกับแอนโดรเมดา

• แอนโดรเมดาเป็นกาแล็กซีที่ใหญ่ที่สุดในกลุ่มท้องถิ่น แต่อาจจะไม่ใหญ่โตที่สุด นักวิทยาศาสตร์แนะนำว่าในทางช้างเผือกมีความเข้มข้นมากกว่า และนี่คือสิ่งที่ทำให้กาแลคซีของเรามีมวลมากขึ้น
• นักวิทยาศาสตร์กำลังสำรวจแอนโดรเมดาเพื่อทำความเข้าใจต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของการก่อตัวที่คล้ายกัน เนื่องจากมันเป็นกาแลคซีกังหันที่อยู่ใกล้เราที่สุด
• แอนโดรเมดาดูน่าทึ่งเมื่อมองจากโลก หลายคนถึงกับถ่ายรูปเธอได้
• แอนโดรเมดามีแกนดาราจักรหนาแน่นมาก ไม่เพียงแต่มีดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ตั้งอยู่ใจกลางดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังมีหลุมดำมวลมหาศาลอย่างน้อยหนึ่งหลุมซ่อนอยู่ที่แกนกลางของมันด้วย
• แขนกังหันของมันโค้งงออันเป็นผลมาจากอันตรกิริยาโน้มถ่วงกับกาแลคซีใกล้เคียงสองแห่ง: M32 และ M110
• มีกระจุกดาวทรงกลมอย่างน้อย 450 กระจุกดาวที่โคจรรอบแอนโดรเมดา ในจำนวนนี้มีบางส่วนที่หนาแน่นที่สุดที่ถูกค้นพบ
• กาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นวัตถุที่อยู่ไกลที่สุดที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า คุณจะต้องมีจุดชมวิวที่ดีและมีแสงสว่างน้อยที่สุด

โดยสรุป ผมอยากจะแนะนำให้ผู้อ่านแหงนหน้าดูดาวให้บ่อยขึ้นครับ มันเก็บของใหม่และสิ่งที่ไม่รู้จักมากมาย หาเวลาว่างเพื่อสังเกตพื้นที่ในช่วงสุดสัปดาห์ กาแล็กซีแอนโดรเมดาบนท้องฟ้าเป็นภาพที่น่าชม

มนุษยชาติจ้องดูดวงดาวมานานแล้วเพื่อค้นหาว่ามีอะไรอยู่ในห้วงอวกาศ มีกฎอะไรบ้าง และมีสิ่งมีชีวิตที่ชาญฉลาดหรือไม่ เราอยู่ในศตวรรษที่ 21 ซึ่งเป็นยุคที่การบินอวกาศเป็นส่วนหนึ่งในชีวิตของเรา แน่นอนว่า ผู้คนยังไม่ได้บินบนยานอวกาศเหมือนบนเครื่องบินบนโลก แต่รายงานการปล่อยและลงจอดทุกประเภท การสอบสวนการวิจัยเป็นเรื่องธรรมดาอยู่แล้ว จนถึงขณะนี้ มีเพียงดวงจันทร์ซึ่งเป็นดาวเทียมของเราเท่านั้นที่ได้กลายเป็นวัตถุนอกโลกชิ้นแรกและชิ้นเดียวที่มีมนุษย์ได้เหยียบลงไป ขั้นต่อไปคือการลงจอดของบุคคลบนดาวอังคาร แต่ในบทความนี้ เราจะไม่พูดถึง "ดาวเคราะห์สีแดง" หรือแม้แต่ดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด เราจะพูดถึงคำถามที่น่าสงสัยเกี่ยวกับระยะห่างจากกาแลคซีที่ใกล้ที่สุด แม้ว่าจากมุมมองทางเทคนิคเที่ยวบินระยะไกลดังกล่าวจะไม่สามารถทำได้ในขณะนี้ แต่ก็ยังน่าสนใจที่จะทราบระยะเวลาโดยประมาณของ "การเดินทาง"

หากคุณอ่านบทความของเราเกี่ยวกับเรื่องนั้น คุณจะเข้าใจว่าการย้ายยานอวกาศไปยังกาแล็กซีใกล้เคียงเป็นสิ่งที่ไม่อาจจินตนาการได้ ด้วยเทคโนโลยีในปัจจุบัน การบินไปยังกาแล็กซีหรือดวงดาวเป็นเรื่องยากมาก อย่างไรก็ตาม สิ่งนี้ดูเหมือนจะเป็นไปไม่ได้หากเราอาศัยกฎฟิสิกส์แบบดั้งเดิม (คุณไม่สามารถเกินความเร็วแสงได้) และเทคโนโลยีการเผาไหม้เชื้อเพลิงในเครื่องยนต์ ไม่ว่ามันจะก้าวหน้าแค่ไหนก็ตาม ก่อนอื่น เรามาพูดถึงระยะห่างระหว่างกาแล็กซีของเรากับกาแล็กซีที่ใกล้ที่สุด เพื่อที่คุณจะได้เข้าใจขนาดมหึมาของการเดินทางสมมุติ

ระยะทางไปยังกาแลคซีใกล้เคียง

เราอาศัยอยู่ในกาแลคซีที่เรียกว่าทางช้างเผือกซึ่งมีโครงสร้างเป็นเกลียวและมีดาวฤกษ์ประมาณ 400 พันล้านดวง แสงเดินทางระยะทางจากปลายด้านหนึ่งไปยังอีกด้านหนึ่งภายในเวลาประมาณหนึ่งแสนปี ใกล้กับเรามากที่สุดคือดาราจักรแอนโดรเมดาซึ่งมีโครงสร้างเป็นก้นหอยเช่นกัน แต่มีมวลมากกว่าประกอบด้วยดาวฤกษ์ประมาณหนึ่งล้านล้านดวง กาแลคซีทั้งสองค่อยๆ เข้าใกล้กันด้วยความเร็ว 100-150 กิโลเมตรต่อวินาที และในอีก 4 พันล้านปี พวกเขาจะ "รวม" ให้เป็นหนึ่งเดียว หากผ่านไปหลายปีผู้คนยังคงอาศัยอยู่บนโลก พวกเขาจะไม่สังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงใด ๆ นอกเหนือจากการเปลี่ยนแปลงอย่างค่อยเป็นค่อยไปในท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาว เพราะ... ระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์จึงมีโอกาสชนกันน้อยมาก

ระยะทางไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดคือประมาณ 2.5 ล้านปีแสง กล่าวคือ แสงจากกาแล็กซีแอนโดรเมดาใช้เวลา 2.5 ล้านปีในการไปถึงทางช้างเผือก

นอกจากนี้ยังมี “ดาราจักรจิ๋ว” ที่เรียกว่า “เมฆแมเจลแลนใหญ่” ซึ่งมีขนาดเล็กและค่อยๆ ลดลง เมฆแมเจลแลนจะไม่ชนกับดาราจักรของเรา เพราะ มีวิถีที่แตกต่างกัน ระยะทางจากกาแลคซีนี้อยู่ที่ประมาณ 163,000 ปีแสง ซึ่งอยู่ใกล้เราที่สุด แต่เนื่องจากขนาดของมัน นักวิทยาศาสตร์จึงชอบเรียกกาแลคซีแอนโดรเมดาที่อยู่ใกล้เราที่สุด

หากต้องการบินไปยังแอนโดรเมดาด้วยยานอวกาศที่เร็วและทันสมัยที่สุดที่สร้างขึ้นจนถึงปัจจุบัน จะต้องใช้เวลามากถึง 46 พันล้านปี! มันง่ายกว่าที่จะ "รอ" จนกว่าตัวเธอเองจะบินไปทางช้างเผือก "ในเวลาเพียง" 4 พันล้านปี

"ทางตัน" ความเร็วสูง

ดังที่คุณเข้าใจจากบทความนี้ มันเป็น “ปัญหา” ที่แสงจะไปถึงดาราจักรที่ใกล้ที่สุด ระยะห่างระหว่างดาราจักรนั้นมหาศาล มนุษยชาติจำเป็นต้องมองหาวิธีอื่นในการเคลื่อนย้ายไปในอวกาศนอกเหนือจากเครื่องยนต์เชื้อเพลิง "มาตรฐาน" แน่นอนว่าในขั้นตอนของการพัฒนาเราจำเป็นต้อง "ขุด" ไปในทิศทางนี้ การพัฒนาเครื่องยนต์ความเร็วสูงจะช่วยให้เราสำรวจความกว้างใหญ่ของระบบสุริยะของเราได้อย่างรวดเร็ว มนุษย์จะสามารถก้าวเท้าได้ไม่เพียง แต่บนดาวอังคารเท่านั้น แต่ยังอยู่บนดาวเคราะห์ดวงอื่นด้วย เช่น ไททัน บริวารของดาวเสาร์ ซึ่งเป็นที่สนใจของนักวิทยาศาสตร์มานานแล้ว

บางทีบนยานอวกาศที่ได้รับการปรับปรุง ผู้คนจะสามารถบินได้แม้กระทั่งไปยัง Proxima Centauri ซึ่งเป็นดาวที่อยู่ใกล้เราที่สุด และหากมนุษยชาติเรียนรู้ที่จะเข้าถึงความเร็วแสงก็จะเป็นไปได้ที่จะบินไปยังดาวฤกษ์ใกล้เคียงในหลายปี ไม่ใช่นับพันปี . ถ้าเราพูดถึงการบินข้ามกาแล็กซี เราต้องมองหาวิธีการเคลื่อนที่ในอวกาศที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง

วิธีที่เป็นไปได้ในการเอาชนะระยะทางอันไกลโพ้น

นักวิทยาศาสตร์พยายามทำความเข้าใจธรรมชาติของ "" มานานแล้ว - วัตถุขนาดใหญ่ที่มีแรงโน้มถ่วงแรงจนแม้แต่แสงก็ไม่สามารถหลุดพ้นจากส่วนลึกได้ นักวิทยาศาสตร์แนะนำว่าแรงโน้มถ่วงยิ่งยวดของ "หลุม" ดังกล่าวสามารถทะลุ "โครงสร้าง" ของอวกาศและเส้นทางเปิดได้ ไปยังจุดอื่นๆ ของจักรวาลของเรา แม้ว่าสิ่งนี้จะเป็นเรื่องจริง แต่วิธีเดินทางผ่านหลุมดำก็มีข้อเสียหลายประการ โดยข้อเสียหลักประการหนึ่งคือการเคลื่อนไหวที่ "ไม่ได้วางแผน" กล่าวคือ ผู้คนบนยานอวกาศจะไม่สามารถเลือกจุดในจักรวาลที่พวกเขาต้องการจะไปได้ แต่จะบินไปยังหลุมที่ "ต้องการ"

นอกจากนี้การเดินทางดังกล่าวสามารถกลายเป็นเที่ยวเดียวได้เพราะ... หลุมอาจยุบหรือเปลี่ยนคุณสมบัติได้ นอกจากนี้ แรงโน้มถ่วงที่รุนแรงสามารถส่งผลกระทบไม่เพียงแต่ในอวกาศเท่านั้น แต่ยังส่งผลต่อเวลาด้วย เช่น นักบินอวกาศจะบินราวกับว่าไปในอนาคต เวลาจะไหลตามปกติสำหรับพวกเขา แต่บนโลกหลายปีหรือหลายศตวรรษอาจผ่านไปก่อนที่พวกเขาจะกลับมา (ความขัดแย้งนี้แสดงให้เห็นอย่างดีในภาพยนตร์เรื่องล่าสุดเรื่อง "Interstellar")

นักวิทยาศาสตร์ที่เกี่ยวข้องกับกลศาสตร์ควอนตัมได้ค้นพบข้อเท็จจริงที่น่าอัศจรรย์: ปรากฎว่าความเร็วแสงไม่ใช่ขีดจำกัดของการเคลื่อนที่ในจักรวาล ในระดับจุลภาคมีอนุภาคที่ปรากฏขึ้นชั่วขณะ ณ จุดหนึ่งในอวกาศแล้วหายไป และปรากฏในอีกที่หนึ่ง ระยะทางสำหรับพวกเขาไม่มีความหมาย

“ทฤษฎีสตริง” ระบุว่าโลกของเรามีโครงสร้างหลายมิติ (11 มิติ) บางทีด้วยการเข้าใจหลักการเหล่านี้ เราจะเรียนรู้ที่จะเคลื่อนที่ไปไกลแค่ไหนก็ได้ ยานอวกาศไม่จำเป็นต้องบินไปทุกที่และเร่งความเร็วในขณะที่ยืนนิ่งอยู่ด้วยความช่วยเหลือของเครื่องกำเนิดแรงโน้มถ่วงบางชนิดจะสามารถยุบอวกาศและไปถึงจุดใดก็ได้

พลังแห่งความก้าวหน้าทางวิทยาศาสตร์

โลกวิทยาศาสตร์ควรให้ความสำคัญกับพิภพเล็ก ๆ มากขึ้น เพราะบางทีนี่อาจเป็นที่ที่คำตอบของคำถามเกี่ยวกับการเคลื่อนไหวอย่างรวดเร็วทั่วจักรวาลอยู่ หากไม่มีการค้นพบการปฏิวัติในพื้นที่นี้ มนุษยชาติจะไม่สามารถเอาชนะระยะทางจักรวาลขนาดใหญ่ได้ โชคดีสำหรับการศึกษาเหล่านี้ เครื่องเร่งอนุภาคอันทรงพลังได้ถูกสร้างขึ้น - Large Hadron Collider ซึ่งจะช่วยให้นักวิทยาศาสตร์เข้าใจโลกของอนุภาคมูลฐาน

เราหวังว่าในบทความนี้เราจะพูดคุยโดยละเอียดเกี่ยวกับระยะทางไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดเรามั่นใจว่าไม่ช้าก็เร็วคน ๆ หนึ่งจะเรียนรู้ที่จะเอาชนะระยะทางหลายล้านปีแสงบางทีเราอาจจะได้พบกับ "พี่น้อง" ของเราในใจ แม้ว่าผู้เขียนบรรทัดเหล่านี้จะเชื่อว่าสิ่งนี้จะเกิดขึ้นเร็วกว่านี้ก็ตาม คุณสามารถเขียนบทความแยกต่างหากเกี่ยวกับความหมายและผลที่ตามมาของการประชุมได้ อย่างที่พวกเขาพูดกันว่าเป็น "อีกเรื่องหนึ่ง"

นักวิทยาศาสตร์รู้มาระยะหนึ่งแล้วว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกไม่ใช่กาแล็กซีแห่งเดียวในจักรวาล นอกจากกาแลคซีของเราซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มท้องถิ่น - กลุ่มกาแลคซี 54 แห่งและกาแลคซีแคระ - เรายังเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มก่อตัวที่ใหญ่ขึ้นหรือที่เรียกว่ากระจุกดาราจักรราศีกันย์ จึงบอกได้เลยว่าทางช้างเผือกมีเพื่อนบ้านมากมาย

ในจำนวนนี้ คนส่วนใหญ่เชื่อว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นเพื่อนบ้านกาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดของเรา แต่จริงๆ แล้วแอนโดรเมด้าอยู่ใกล้ที่สุด เกลียวกาแล็กซี แต่ไม่ใช่กาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดเลย ความแตกต่างนี้ขึ้นอยู่กับการก่อตัวของสิ่งที่อยู่ภายในทางช้างเผือกนั่นเอง ซึ่งเป็นดาราจักรแคระที่รู้จักกันในชื่อ Canis Major Gnome Galax (หรือที่รู้จักกันในชื่อ Canis Major)

การก่อตัวดาวฤกษ์นี้อยู่ห่างจากใจกลางกาแลคซีประมาณ 42,000 ปีแสง และอยู่ห่างจากระบบสุริยะของเราเพียง 25,000 ปีแสง สิ่งนี้ทำให้มันอยู่ใกล้เรามากกว่าใจกลางกาแล็กซีของเราเอง ซึ่งอยู่ห่างจากระบบสุริยะ 30,000 ปีแสง

ก่อนที่จะค้นพบ นักดาราศาสตร์เชื่อว่ากาแล็กซีคนแคระราศีธนูเป็นการก่อตัวทางช้างเผือกที่ใกล้ที่สุดในตัวเราเอง ที่ระยะห่าง 70,000 ปีแสงจากโลก กาแล็กซีนี้ถูกระบุในปี 1994 ว่าอยู่ใกล้เรามากกว่าเมฆแมเจลแลนใหญ่ ซึ่งเป็นกาแลคซีแคระที่อยู่ห่างออกไป 180,000 ปีแสง ซึ่งก่อนหน้านี้มีชื่อเป็นเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดของเรา

ทุกอย่างเปลี่ยนไปในปี พ.ศ. 2546 เมื่อดาราจักรแคระ Canis Major ถูกค้นพบโดยการสำรวจสองไมครอน (2MASS) ซึ่งเป็นภารกิจทางดาราศาสตร์ที่เกิดขึ้นระหว่างปี พ.ศ. 2540 ถึง พ.ศ. 2544

การใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ตั้งอยู่บน MT หอดูดาวฮอปกินส์ในรัฐแอริโซนา (สำหรับซีกโลกเหนือ) และที่หอดูดาวอินเตอร์อเมริกันในชิลีในซีกโลกใต้ นักดาราศาสตร์สามารถทำการสำรวจท้องฟ้าอย่างครอบคลุมด้วยแสงอินฟราเรด ซึ่งไม่ถูกปิดกั้นด้วยก๊าซและฝุ่นอย่างรุนแรงเท่ากับ แสงที่มองเห็น.

ด้วยเทคนิคนี้ นักดาราศาสตร์จึงสามารถตรวจจับความหนาแน่นที่มีนัยสำคัญมากของดาวฤกษ์ยักษ์คลาส M บนท้องฟ้าที่กลุ่มดาวสุนัขใหญ่ครอบครองได้ เช่นเดียวกับโครงสร้างอื่นๆ ที่เกี่ยวข้องอีกหลายอย่างภายในดาวฤกษ์ประเภทนี้ ซึ่งสองแห่งมีลักษณะของ ส่วนโค้งที่กว้างและเป็นลม (ดังที่เห็นในภาพด้านบน )

ความแพร่หลายของดาวฤกษ์ระดับ M คือสิ่งที่ทำให้ตรวจพบการก่อตัวนี้ได้ง่าย “ดาวแคระแดง” ที่เยือกเย็นเหล่านี้ไม่สว่างมากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ประเภทอื่น และไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า อย่างไรก็ตาม พวกมันส่องสว่างมากในช่วงอินฟราเรด และปรากฏเป็นจำนวนมาก

นอกจากองค์ประกอบแล้ว กาแล็กซียังมีรูปร่างเกือบเป็นวงรีและเชื่อกันว่ามีดาวฤกษ์มากพอๆ กับกาแล็กซีทรงรีแคระชาวราศีธนู ซึ่งเป็นคู่แข่งกันก่อนหน้านี้สำหรับกาแล็กซีที่อยู่ใกล้ตำแหน่งของเรามากที่สุดในทางช้างเผือก

นอกจากกาแลคซีแคระแล้ว ยังมีดาวฤกษ์เป็นแถวยาวตามหลังกาแล็กซีอีกด้วย โครงสร้างวงแหวนที่ซับซ้อนนี้ บางครั้งเรียกว่าวงแหวนโมโนซีรอส บิดเบี้ยวรอบกาแลคซีสามครั้ง ฝักบัวนี้ถูกค้นพบครั้งแรกในช่วงต้นศตวรรษที่ 21 โดยนักดาราศาสตร์ที่ทำการสำรวจ Sloan Digital Sky

ในระหว่างการสืบสวนวงแหวนดาวดวงนี้และกลุ่มกระจุกดาวทรงกลมที่มีระยะห่างใกล้เคียงกันซึ่งคล้ายคลึงกับดาราจักรทรงรีดาวแคระชาวราศีธนูนั้นเองที่ค้นพบดาราจักรแคระ Canis Major Dwarf

ทฤษฎีปัจจุบันคือดาราจักรนี้ถูกหลอมรวม (หรือดูดกลืน) เข้ากับดาราจักรทางช้างเผือก กระจุกดาวทรงกลมอื่นๆ ที่โคจรรอบใจกลางทางช้างเผือกในลักษณะดาวเทียม ซึ่งก็คือ NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 และ NGC 2808 เชื่อกันว่าเป็นส่วนหนึ่งของดาราจักรแคระ Canis Major ก่อนที่จะรวมตัวกัน

การค้นพบกาแลคซีนี้และการวิเคราะห์ดาวฤกษ์ที่เกี่ยวข้องในเวลาต่อมา ให้การสนับสนุนทฤษฎีปัจจุบันที่ว่ากาแลคซีสามารถขยายขนาดได้โดยการกลืนเพื่อนบ้านที่เล็กกว่าของพวกมัน ทางช้างเผือกกลายเป็นอย่างที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน โดยกัดกินกาแลคซีอื่นๆ เช่น สุนัขตัวใหญ่ และมันยังคงเป็นเช่นนั้นอยู่จนทุกวันนี้ และเนื่องจากดาวในกาแล็กซี Canis Major Dwarf ทางเทคนิคแล้วเป็นส่วนหนึ่งของทางช้างเผือกอยู่แล้ว จึงเป็นกาแล็กซีที่อยู่ใกล้เราที่สุดตามคำนิยาม

นักดาราศาสตร์ยังเชื่อด้วยว่ากาแลคซีแคระสุนัขตัวใหญ่กำลังถูกดึงออกไปโดยสนามโน้มถ่วงของกาแลคซีทางช้างเผือกที่มีมวลมากกว่า ส่วนหลักของกาแลคซีเสื่อมโทรมลงมากแล้ว และกระบวนการนี้จะดำเนินต่อไป โดยเคลื่อนที่ไปรอบๆ และทั่วทั้งกาแล็กซีของเรา ในระหว่างการสะสมมวลสารนั้น น่าจะจบลงด้วยการที่กาแล็กซีแคระสุนัขใหญ่เก็บดาวฤกษ์ไว้ 1 พันล้านดวงจาก 200 ถึง 400 พันล้านดวงที่เป็นส่วนหนึ่งของทางช้างเผือกอยู่แล้ว

ก่อนการค้นพบในปี พ.ศ. 2546 มันเป็นกาแลคซีทรงรีแคระชาวราศีธนู ซึ่งดำรงตำแหน่งกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดกับเรา ห่างออกไป 75,000 ปีแสง กาแลคซีแคระแห่งนี้ซึ่งประกอบด้วยกระจุกทรงกลมสี่กระจุกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 10,000 ปีแสง ถูกค้นพบในปี 1994 ก่อนหน้านี้ คิดว่าเมฆแมเจลแลนใหญ่เป็นเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดของเรา

กาแล็กซีแอนโดรเมดา (M31) เป็นกาแล็กซีกังหันที่อยู่ใกล้เราที่สุด แม้ว่าแรงโน้มถ่วงจะเชื่อมต่อกับทางช้างเผือก แต่ก็ยังไม่ใช่กาแล็กซีที่ใกล้ที่สุด ซึ่งอยู่ห่างออกไป 2 ล้านปีแสง ขณะนี้แอนโดรเมดากำลังเข้าใกล้กาแลคซีของเราด้วยความเร็วประมาณ 110 กิโลเมตรต่อวินาที ในอีกประมาณ 4 พันล้านปี คาดว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดาจะรวมกันเป็นซูเปอร์กาแล็กซีเดี่ยว