Галактика 1

Материал из свободной русской энциклопедии «Традиция»
Перейти к навигации Перейти к поиску

Процессы[править | править код]

Столкновение[править | править код]

Основная статья: Морфологическая классификация галактик
Галактика Антенна — пара взаимодействующих галактик

Если среднее значение расстояния между галактиками не более чем на порядок больше их диаметра, то существенными становятся приливные воздействия галактик. На эти воздействия каждый компонент галактики в разных условиях откликается по-разному. Если расстояние относительно велико, но также велико и время пролёта двух галактик друг относительно друга, то более массивная галактика может перетянуть межгалактический горячий газ, окружающий соседнюю галактику, тем самым лишив её источника, пополняющего внутренние запасы межзвёздного газа, расходующегося при формировании звёзд[1].

Если дополнительно уменьшить расстояние, то возможно, что более массивный компонент вместе с межгалактическим газом перетянет на себя и тёмное гало галактики, оставив её фактически без тёмной материи. Особенно часто такое встречается при сильном различии в массах галактик. Также если расстояние невелико, как невелико и время взаимодействия, то в галактиках возникнут волны плотности газа, что может послужить причиной массированной вспышки звездообразования и появлению спиральных ветвей[1].

Предельный случай взаимодействия — это слияние галактик. По современным представлениям, сначала сливаются тёмные гало галактик. Потом галактики начинают приближаться друг к другу по спирали. И только потом начинают сливаться звёздные компоненты, вызывая в окружающем газе волны плотности и вспышки звездообразования.

Орбитальный телескоп «Хаббл» в 2006 году сфотографировал взаимодействующие галактики, две из которых разрывают третью на части, действуя на неё своей гравитацией (в созвездии Южной Рыбы, удалены от Земли на расстояние в 100 миллионов световых лет)[2].

Столкновения галактик являются весьма распространённым явлением во Вселенной. В результате анализа 21 902 галактик (сообщение начала 2009 года[3]) было выяснено, что практически все они в прошлом встречались с другими галактиками. Также подтверждается предположение, что около 2 миллиардов лет назад произошло столкновение Млечного Пути с другой галактикой[4].

Процессы в активных ядрах[править | править код]

Основная статья: Активные ядра галактик
Активная гигантская эллиптическая галактика M87. Из центра галактики вырывается релятивистская струя (джет).

Галактические ядра имеют признаки активности, если[5]:

  1. спектр электромагнитного излучения объекта гораздо шире спектра обычных галактик, иногда простираясь от радио- до жёсткого гамма-излучения;
  2. наблюдается «переменность» — изменение «мощности» источника излучения в точке наблюдения (как правило, это происходит с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне до 10 лет в оптическом и радио диапазонах);
  3. имеются особенности спектра излучения, по которым можно судить о перемещении горячего газа с большими скоростями;
  4. есть видимые морфологические особенности, в том числе выбросы и «горячие пятна»;
  5. имеются особенности спектра излучения и его поляризации, по которым можно предположить, в том числе, о наличии магнитного поля.

Галактики с активными ядрами подразделяются на сейфертовские галактики, квазары, лацертиды, радиогалактики.

По современным представлениям, активность ядер галактик объясняется присутствием в их ядрах сверхмассивных чёрных дыр[6], на которые происходит аккреция галактического газа. А различие типов галактик с активными ядрами объясняется различием в угле наклона плоскости галактики по отношению к наблюдателю[7].

Движение газа и звёзд[править | править код]

Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать[8]. Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механической энергии:

m V2 - G m2 / r = m V02,

где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V0 — скорость на бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась. Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

G m2 / d = m V02.

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

d = G m / V02,
Sc = π d2 / 4 = π G2 m2 / 4 V04.

Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3×10−56 см−3, а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:

tc = (n V0 Sc)-1> 5 × 1021 c.

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом закона сохранения импульса и т.д., но результаты получились бы схожими[8]. Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых, представляют собой частично «прорелаксировавшую» систему: распределение случайных скоростей звёзд максвелловское, но с различными дисперсиями по различным осям. Более того, в одном и том же объёме пространства наблюдается систематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей для старых звёзд. Таким образом, можно утверждать, что звёздный диск со временем нагревается[9].

Данная проблема не решена окончательно, по-видимому, решающую роль играют всё же столкновения, но не со звёздами, а с массивными газовыми облаками[10].

Явление гравитационного линзирования[править | править код]

Icons-mini-icon 2main.png Основная статья: Гравитационная линза
MACSJ0025.4-1222, распределения газа и тёмной материи

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение. Кроме этого, повышается яркость источника вследствие изменения его углового размера.[11]

В 1937 году Ф. Цвикки предсказал возможность гравитационного линзирования для галактик. И хотя до сих пор не построена общепризнанная модель этого явления для галактик, уже сейчас этот эффект становится важным с точки зрения наблюдательной астрономии. Его применяют для:

  • проверки ΛCDM-модели Вселенной;
  • поиска тёмной материи внутри скоплений галактик[12];
  • поиска далёких галактик.

На данный момент в базе NED[13] свыше 700 линзированных галактик и квазаров.

Определение расстояния по гравитационным линзам[править | править код]

Как было сказано выше, гравитационная линза строит сразу несколько изображений, время запаздывания между изображениями в первом приближении равно tdel = d / c, где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений[14].

Поиск тёмной материи в скоплениях галактик[править | править код]

Наблюдая дисперсию скоростей галактик в скоплениях, Цвикки совместно с С. Смитом обнаружил, что получаемая из теоремы вириала масса гораздо больше, чем суммарная масса галактик[15]. Было выдвинуто предположение, что внутри скоплений галактик, как и в самой галактике, есть некая скрытая масса, проявляющая себя только гравитационным образом.

Опровергнуть или подтвердить это можно зная гравитационный потенциал в каждой точке и основываясь на законе всемирного тяготения Ньютона. Гравитационный потенциал можно узнать исследуя эффект гравитационного линзирования. На основании полученных данных учёными было сделано два вывода. С одной стороны, было подтверждено наличие тёмной материи. С другой, было обнаружено необычное поведение газа и тёмной материи. Раньше считалось, что во всех процессах тёмная материя должна увлекать за собой газ (это предположение легло в основу теории иерархической эволюции галактик). Однако в MACSJ0025.4-1222, являющимся столкновением двух массивных скоплений галактик, поведение газа и тёмной материи диаметрально противоположны[16].

Поиск далёких галактик[править | править код]

Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:

  1. чувствительность приёмников в инфракрасном диапазоне, куда из-за космологического красного смещения перемещается всё видимое излучение, вплоть до линии Lα (Лайман альфа) и лаймановского скачка, намного хуже;
  2. излучение далёких галактик ослаблено как из-за космологических эффектов, так и из-за того, что молодые галактики, по современным представлениям, на больших z (а значит на более ранних этапах своей жизни) гораздо меньше Млечного Пути и сходны с Магеллановыми Облаками.

Многократное усиление пучка света, вызванное гравитационным линзированием, помогает в решении обеих проблем, делая возможным наблюдения галактик на z>7. Исходя из этих теоретических представлений, группа астрономов стала наблюдать массивные скопления. В результате их наблюдений был составлен список объектов-кандидатов в сверхдалёкие галактики[17].

Звездообразование[править | править код]

Основная статья Звездообразование
M82, галактика с активным звездообразованием

Звездообразование — крупномасштабный процесс в галактике, при котором из межзвёздного газа массово начинают формироваться звёзды[18]. Спиральные ветви, общая структура галактики, звёздное население, светимость и химический состав межзвёздной среды — результаты данного процесса. Размер области, охваченной звездообразованием, как правило, не превышает 100 пк. Однако встречаются комплексы со вспышкой звездообразования, называемые сверхассоциациями, размерами сопоставимые с неправильной галактикой.

В нашей и нескольких ближайших галактиках возможно непосредственное наблюдение процесса. В таком случае признаками происходящего звездообразования являются[19]:

  1. наличие звёзд спектральных классов O-B-A и связанных с ними объектов (области HII, вспышки новых и сверхновых звёзд);
  2. инфракрасное излучение, как от нагретой пыли, так и от самих молодых звёзд;
  3. радиоизлучение газопылевых дисков вокруг формирующихся и новорождённых звёзд;
  4. доплеровское расщепление молекулярных линий во вращающемся диске вокруг звёзд;
  5. доплеровское расщепление молекулярных линий тонких быстрых струй (джетов), вырывающихся из этих дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с;
  6. наличие ассоциаций, скоплений и звёздных комплексов с массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда рождаются большими группами);
  7. наличие глобул.

С увеличением расстояния уменьшается и видимый угловой размер объекта, и, начиная с некоторого момента, разглядеть отдельные объекты внутри галактики не представляется возможным. Тогда критериями протекающего в далёких галактиках звездообразования служат[18]:

  1. высокая светимость в эмиссионных линиях, в частности, в Hα;
  2. повышенная мощность в ультрафиолетовой и голубой части спектра, за которую непосредственно отвечает излучение массивных звёзд;
  3. повышенное излучение на длинах волн вблизи 8 мкм (ИК диапазон);
  4. повышенная мощность теплового и синхротронного излучения в радиодиапазоне;
  5. повышенная мощность рентгеновского излучения, связанная с горячим газом.

В общем виде процесс звездообразования можно разделить на несколько этапов: формирование крупных газовых комплексов (с массой 107 Мʘ), появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, гравитационное сжатие наиболее плотных их частей до возникновения звёзд, нагрев газа излучением молодых звёзд и вспышки новых и сверхновых, уход газа.

Чаще всего области звездообразования можно найти[19]:

  • в ядрах крупных галактик;
  • на концах спиральных рукавов;
  • на периферии неправильных галактик;
  • в наиболее яркой части карликовой галактики.

Звездообразование является саморегулирующимся процессом: после формирования массивных звёзд и их короткой жизни происходит ряд мощных вспышек, уплотняющих и нагревающих газ. С одной стороны, уплотнение приводит к ускорению сжатия сравнительно густых облачков внутри комплекса, но с другой стороны нагретый газ начинает покидать область звездообразования, и чем больше его нагревают, тем быстрее он уходит.

Эволюционные процессы[править | править код]

Основная статья: Возникновение и эволюция галактик

Эволюцией галактики называется изменение её интегральных характеристик со временем: спектра, цвета, химического состава, поля скоростей. Описать жизнь галактики непросто: на эволюцию галактики влияют не только эволюция отдельных её частей, но также и её внешнее окружение. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой[20]:

Process in)galaxy.png

В центре указаны процессы, связанные с отдельными объектами внутри галактики. Процессы, масштаб которых сравним с масштабом галактики, делятся на внешние и внутренние, с одной стороны, и быстрые (характерное время которых сравнимо со временем свободного сжатия), и медленные (чаще связанные с обращением звёзд вокруг центра галактики), с другой.

Малое слияние галактик отличается от большого тем, что в большом участвуют равные по массе галактики, а в малом одна галактика значительно превосходит вторую.

До сих пор нет единой теории о том, как все эти процессы согласуются между собой, но будущая теория образования и эволюции галактик должна объяснять следующие наблюдения:

  • в момент окончания тёмных веков вещество было крайне однородным. Флуктуации температуры реликтового фона в различных участках пространства не превышают 0,01 %;
  • первичными элементами, полученными в ходе первичного нуклеосинтеза, были водород, дейтерий, гелий, литий и немного бериллия;
  • процесс первичного звездообразования закончился к z~7, а возможно и к z~10. На это чётко указывают линия Lα в спектре самой далёкой галактики[17];
  • количество сверхмассивных эллиптических галактик в единице объёма почти не меняется за последние 8 млрд лет[21];
  • структуры эллиптических и спиральных галактик динамически сильно отличаются друг от друга.

Млечный Путь[править | править код]

Icons-mini-icon 2main.png Основная статья: Млечный Путь
Картина Млечного Пути

Млечный Путь, называемая также просто Галактикой, является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 000 световых лет) и толщиной в 3000 световых лет (до 3 000 в районе балджа)[22]. Солнце с Солнечной системой находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Поэтому на небе мы видим полосу звёзд на небе, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. Из-за поглощения света Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т.д. Галактика содержит около 3×1011 звёзд[23], а её общая масса составляет около 3×1012 масс Солнца .

Большую роль в изучении Млечного Пути (да и Вселенной в целом) играют исследования скоплений звёзд — относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звёзд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звёзд и зная расположение звёзд скопления на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на рассеянные} и шаровые.

  • Шаровые — старые звёздные скопления, имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 12 млрд лет.
  • Рассеянные — относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд лет, в некоторых ещё идут процессы звездообразования. Самые яркие звёзды рассеянных скоплений — молодые звёзды спектральных классов B или A, а в самых молодых скоплениях ещё есть голубые сверхгиганты (класс O).

Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звёздные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и её ближайших соседях.

Ещё один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, — двойные звёзды. Значимость двойных звёзд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа Ia — это тоже результат взаимодействия звёзд в двойных системах, называемых тесными двойными системами.

История изучения галактик[править | править код]

В 1610 году Галилео Галилей при исследовании Млечного Пути с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.

Объект M31, туманность Андромеды. Рисунок Мессье

К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей. С момента публикации каталога до 1924 года продолжались споры о природе этих туманностей.

Гершель высказал предположение, что туманности могут быть далёкими звёздными системами, аналогичными системе Млечного Пути. В 1785 году он попытался определить форму и размеры Млечного Пути и положения в нём Солнца, используя метод «черпаков» — подсчёта звёзд по разным направлениям. В 1795 году, наблюдая планетарную туманность NGC 1514, он отчётливо увидел в её центре одиночную звезду, окружённую туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна — далёкие звёздные системы[24].

В XIX веке считалось, что неразрешимые на звёзды туманности являются формирующимися планетными системами. А NGC 1514 была примером поздней стадии эволюции, где из первичной туманности уже сконденсировалась центральная звезда[24].

К середине XIX века Джон Гершель, сын Уильяма Гершеля, открыл ещё 5000 туманных объектов. Построенное на их основе распределение стало главным аргументом против предположения, что они являются далёкими «островными вселенными», подобными нашей системе Млечного Пути. Было обнаружено, что существует «зона избегания» — область, в которой нет или почти нет подобных туманностей. Эта зона находилась близ плоскости Млечного Пути и была проинтерпретирована как связь туманностей с системой Млечного Пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было ещё неизвестно[24].

После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света.

В 1865 году Уильям Хаггинс (англ. William Huggins) впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии туманности Ориона явно говорил о её газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31 по каталогу Мессье) был непрерывный, как и у звёзд. Хаггинс заключил, что такой вид спектра M31 вызван высокой плотностью и непрозрачностью составляющего её газа.

В 1890 году Агнесса Клерк (англ. Agnes Mary Clerke) в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: «Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звёздной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путём»[24].

Фотография M31, 1899 г.

В начале XX века Весто Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) объяснил спектр туманности Андромеды отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики). Такой вывод был сделан на основе фотографий, полученных Килером на 36-дюймовом рефлекторе. Было обнаружено 120 000 слабых туманностей. Спектр там, где его можно получить, был отражательным. Как известно сейчас, это были спектры отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звёзд Плеяд.

В 1910 году Джордж Ричи (англ. George Willis Ritchey) на 60-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон получил снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездообразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звёздные скопления, и несколько слившихся изображений звёзд.

В 1912—1913 была открыта зависимость «период — светимость» для цефеид.

В 1918 году Эрнст Эпик[25] определил расстояние до туманности Андромеды и обнаружил, что она не может быть частью Млечного Пути. Хотя полученная им величина составляла 0,6 от современного значения, стало понятно, что Млечный Путь не является всей Вселенной.

В 1920 году состоялся «Великий спор» между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом. Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до Магеллановых Облаков и оценке размера Млечного Пути. Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Каптейн сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. И также небольшом расстоянии до Магеллановых Облаков. Шепли, основываясь на подсчёте шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Расстояние до Магеллановых Облаков было того же порядка. Итогом спора стал вывод о необходимости ещё одного независимого измерения.

В 1924 году на 100″ телескопе Эдвин Хаббл нашел в туманности Андромеды 36 цефеид и измерил расстояния до неё, оно оказалось огромным (хотя и в 3 раза меньше современной величины). Это подтвердило, что туманность Андромеды — не часть Млечного Пути. Существование галактик было доказано, и «Великий спор» завершён[24].

Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трюмплер (англ. Robert Julius Trumpler) измерил эффект поглощения света, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики[26].

В 1936 Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла[27].

В 1944 году Хендрик Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Данное излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи[15].

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на космическом телескопе «Хаббл», показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Ultra Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.

Примечания[править | править код]

  1. ↑ а б Mihos, Chris. "Interactions and Mergers of Cluster Galaxies".  Unknown parameter |published= ignored (help)
  2. ↑ "«Хаббл» сфотографировал галактическое «перетягивание каната»". Lenta.ru. 2009-03-04. 
  3. ↑ "В прошлом почти все галактики сталкивались с соседями". Lenta.ru. 2009-01-05. 
  4. ↑ "Астрономы столкнули Млечный Путь с другой галактикой". Lenta.ru. 2009-02-23. 
  5. ↑ С. Б. Попов (ГАИШ). (2000-12-09). "Активные ядра галактик". Научная сеть Nature Web.ru. 
  6. ↑ Данные по состоянию на 2006 год.
  7. ↑ Antonucci, R. (1993). "Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars". Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 31 (1): 473—521. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. (англ.)
  8. ↑ а б А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 305—307. — ISBN 5-85099-169-7о книге
  9. ↑ А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 308. — ISBN 5-85099-169-7о книге
  10. ↑ А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 309. — ISBN 5-85099-169-7о книге
  11. ↑ Захаров А.Ф. Гравитационные линзы и микролинзы. — Янус-К, 1997. — 328 с. — ISBN 5-88929-037-1о книге
  12. ↑ Vakif K. Onemli. "Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics". ARXIV.  Unknown parameter |lang= ignored (help); Unknown parameter |datepublished= ignored (help)
  13. ↑ "NASA/IPAC Extragalactic Database". IPAC.  (англ.)
  14. ↑ В. Жаров, М. Сажин. "Гравитационное линзирование в астрономии". 
  15. ↑ а б Сказание о тёмной материи
  16. ↑ Revealing the properties of dark matter in the merging cluster MACSJ0025.4-1222
  17. ↑ а б D. Schaerer, R. Pello, E. Egami, A. Hempel, J. Richard, J.-F. Le Borgne, J.-P. Kneib, M. Wise, F. Boone, F. Combes (08-01-2007). "News from z~6—10 galaxy candidates found behind gravitational lensing clusters". Galaxy Evolution Across the Hubble Time. doi:10.1017/S1743921306010520.  Check date values in: |date= (help)
  18. ↑ а б А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 356-359. — ISBN 5-85099-169-7о книге
  19. ↑ а б Ю.А. Насимович. "Звёзды/Как рождаются звёзды". 
  20. ↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. (2005-06-07). "Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. 
  21. ↑ Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. "On the formation of massive galaxies: A simultaneous study of number density, size and intrinsic colour evolution in GOODS". MNRAS.  Unknown parameter |lang= ignored (help); Unknown parameter |datepublished= ignored (help)
  22. ↑ Thanu Padmanabhan After the first three minutes: the story of our universe. — Cambridge University Press, 1998. — ISBN 0-521-62039-2о книге
  23. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. (August 25, 2005). "The Milky Way Galaxy". SEDS. 
  24. ↑ а б в г д Ю. Н. Ефремов. "Постоянная Хаббла". 
  25. ↑ Astrophys. J., 55, 406—410 (1922)
  26. ↑ Г. Колчинский, А. А. Корсунь, М. Р. Родригес. Трюмплер Роберт Джулиус // Астрономы. — 2-е изд. — Киев: Наукова Думка, 1977.о книге
  27. ↑ Hubble, E. P. Realm of the Nebulae. — New Haven: Yale University Press, 1936.о книге

См. также[править | править код]

Литература[править | править код]

Ссылки[править | править код]

Портал:Астрономия
 Портал Астрономия
wikt:ru:галактика
 Галактика в Викисловаре
commons:Category:Galaxies
 Галактика на Викискладе
Звёздные системы
Связанные гравитационно Галактика  • Карликовая галактика  • Шаровое звёздное скопление  • Рассеянное звёздное скопление  • Физически двойная звезда  • Физически кратная звезда
Несвязанные Звёздный поток  • Звёздная ассоциация  • Движущаяся группа звёзд  • Звезда-бегун  • Сверхскоростная звезда
Связанные только визуально Оптически двойная звезда  • Оптически кратная звезда  • Созвездие  • Астеризм  • Звёздное облако
Галактики
Виды галактик
Структура
Активные ядра
Взаимодействие
Явления и
процессы
Список галактик
Источник — https://traditio.wiki/w/index.php?title=Галактика_1&oldid=830670