Alat yang digunakan untuk mengukur kecepatan rotasi suatu bintang disebut

Bima Sakti Di bidang astronomi, ini mengacu pada sekelompok besar bintang dalam bentuk yang sama dengan galaksi kita yang dilambangkan oleh Bima Sakti. Secara umum, ini mengacu pada ruang dengan diameter beberapa ribu tahun cahaya hingga ratusan ribu tahun cahaya, di mana satu juta hingga satu triliun bintang dan medium antarbintang padat. Banyak dari mereka berada di luar dan jauh dari galaksi kita, sehingga jarak galaksi Magellan dan Andromeda yang relatif pendek pun terlihat seperti awan samar bagi mata telanjang dan teleskop kecil. Dulu dikelompokkan sebagai <nebula> berdasarkan penampilannya, tetapi pada tahun 1925 E. Hubble mengidentifikasi tiga <nebula> termasuk <galaksi Andromeda> dan jaraknya diperkirakan. Terungkap juga bahwa sebagian nebula berada di luar galaksi, yang merupakan kumpulan bintang-bintang besar yang mengelilingi tata surya kita, dan memiliki skala yang sama dengan galaksi. Untuk alasan ini, disebut nebula ekstragalaktik dan dibedakan dari nebula intragalaktik seperti nebula emisi, nebula difusi, dan nebula planet. Selain itu, kadang-kadang disebut pulau semesta atau mikrokosmos untuk mewakili kemunculan sistem bintang padat berskala besar. Bima Sakti, atau galaksi, diberi nama galaksi atau galaksi karena mencerminkan struktur galaksi kita secara keseluruhan dan karena terlihat seperti massa pucat seperti susu di langit malam. Karenanya, penemuan galaksi di awal abad ke-20 mengajarkan bahwa sistem bintang raksasa yang mengelilingi tata surya yang mendiami umat manusia hanyalah salah satu dari segudang galaksi di alam semesta.

Objek non-bintang seperti katalog bintang NGC tahun 1888 dan katalog bintang IC tahun 1895-1908, termasuk 38 yang terdaftar dalam katalog bintang Mesias (nomor M) yang disusun oleh C.Messiah pada tahun 1771. Itu telah dicatat di tabel astronomi yang mencantumkan nebula dan kelompok bersama-sama, tetapi pada tahun 1923, H. Chapley dan Ames A. Ames memilih hanya 1249 galaksi yang lebih terang daripada sekitar 13 mag dan mendeskripsikan karakteristiknya. Katalog galaksi "Katalog Shapley-Ames" telah diterbitkan. Saat ini, Katalog Referensi Ketiga Galaksi Terang (1991), yang disusun oleh De Vaucouleurs dan istrinya, adalah yang paling banyak digunakan dan berisi 23.024 galaksi. Yang paling sering direkam adalah katalog galaksi dan gugus galaksi (1961-68) oleh Zwicky et al., Yang berisi 31.350 galaksi dan 9.700 gugus galaksi. Galaksi Andromeda diwakili oleh nomor katalog M31 atau NGC224, tetapi galaksi gelap tanpa nomor katalog tersebut memiliki huruf A atau An sebagai galaksi anonim dan memiliki RA dan koordinat deklinasinya. Selain itu, sering kali ditulis sebagai A16 38-30 58.

Klasifikasi galaksi didasarkan pada klasifikasi morfologi yang dikemukakan oleh Hubble pada tahun 1926, tetapi ada juga klasifikasi Yakis berdasarkan konsentrasi pusat kecerahan galaksi. Klasifikasi Hubble secara kasar dibagi menjadi galaksi elips (E), galaksi spiral (S), galaksi spiral berbatang (SB), dan galaksi tak beraturan (Ir) menurut bentuknya yang tampak. Galaksi elips memiliki distribusi luminansi yang halus dan tidak menunjukkan struktur internal yang khas. Perataannya berkisar dari hampir melingkar hingga datar dengan rasio aksial sekitar 10: 4, tetapi tidak ada perataan yang diketahui. Galaksi spiral dicirikan oleh adanya lengan spiral (lengan spiral) yang dibentuk oleh akumulasi bintang biru muda dan garis-garis gelap debu antarbintang. Umumnya, ini terdiri dari tonjolan ellipsoidal di tengah dan bagian berbentuk cakram yang tumpang tindih, dan struktur spiral adalah substruktur di cakram ini. Dalam galaksi spiral berbatang, bagian pusat elipsoidal menunjukkan struktur seperti batang yang memanjang, dan lengan spiral memanjang dari kedua ujungnya. Ada berbagai derajat kemuluran seperti batang, dan tipe S dan tipe SB dihubungkan secara kontinyu. Secara kasar digolongkan, keduanya hampir sama jumlahnya. Tipe S dan tipe SB terkadang secara kolektif disebut sebagai galaksi cakram (D) atau galaksi spiral (S). Rasio daya antara bagian ellipsoidal dan bagian disk di tengah berkisar dari yang hampir tidak dikenali di bagian disk (S0 / a) hingga yang hampir secara eksklusif di bagian disk (Sm), dan derajat entrainment spiral juga S0 / a. Ini menjadi longgar dari cetakan ke cetakan Sm. Galaksi yang dekat dengan tipe S0 / a disebut galaksi spiral awal, dan galaksi yang dekat dengan tipe Sm disebut galaksi spiral akhir, tetapi tidak ada hubungannya dengan deret evolusi. Dari tipe awal hingga tipe akhir, lengan spiral berubah dari yang halus menjadi yang kaya akan substruktur yang mengandung banyak gumpalan. Pada batasnya, galaksi tak beraturan (I.Hubble-diklasifikasikan Ir) adalah salah satu di mana substruktur seperti itu mendominasi seluruh cakram dan memberikan penampakan tak beraturan. Hubble memperkenalkan tipe S0 sebagai tipe perantara antara galaksi elips dan galaksi spiral. Ini adalah galaksi dengan bagian cakram, tetapi struktur spiral tidak terlihat, dan tampaknya sebagian besar secara struktural antara tipe E dan tipe S, tetapi beberapa di antaranya memiliki struktur tipe S, tetapi bagian cakram itu. percaya bahwa beberapa dari mereka tidak memiliki substruktur spiral. Penyebabnya adalah minimnya medium antarbintang, yang merupakan bahan baku penghasil bintang muda. Baru-baru ini, klasifikasi morfologi telah dibagi lagi, dan keunggulan dan posisi substruktur berbentuk cincin dari disk, atau ada atau tidak adanya substruktur lentikuler di tengah telah ditambahkan ke kriteria klasifikasi.

Galaksi paling terang yang terlihat adalah Awan Magellan Besar (I) dengan skala visual terintegrasi 0 mag, diikuti oleh Awan Magellan Kecil (SBm) dengan skala visual kumulatif 0, dan Galaksi Andromeda (Sb) dengan nilai 4, tapi keduanya ada awan Magellan. Galaksi Andromeda berjarak 2,1 juta tahun cahaya, sedangkan jaraknya sekitar 160.000 tahun cahaya, dan galaksi Andromeda jauh lebih kuat daripada dua galaksi sebelumnya. Dalam galaksi yang relatif dekat, ia dapat diuraikan menjadi bintang-bintang individu dan diamati, sehingga jarak ditentukan dengan membandingkan magnitudo absolut dan kecerahan semu menggunakan karakteristik bintang yang diperiksa dengan baik. Khususnya, hubungan antara periode variabel dan luminositas absolut bintang variabel yang berdenyut diterapkan, tetapi jika teori bintang variabel direvisi, skala jarak alam semesta juga akan direvisi. Pada pertengahan abad ke-20, skala alam semesta berlipat ganda karena alasan ini. Untuk galaksi yang sangat jauh sehingga masing-masing bintang tidak lagi dapat diamati, jaraknya ditentukan dengan menggunakan ukuran nyata dan kecerahan gugus serta daerah hidrogen terionisasi yang besar, dan luminositas maksimum supernova yang muncul di dalamnya. Hukum korelasi empiris antara sebaran garis spektrum yang mencerminkan medan kecepatan internal dan besaran absolut juga digunakan. Hubble menemukan pada tahun 1929 bahwa ada hubungan proporsional yang baik antara jarak yang ditentukan dengan kecepatan resesi yang ditunjukkan oleh pergeseran merah garis spektrum galaksi. Dengan membalik hukum Hubble dan mengambil spektrum, jarak galaksi yang lebih jauh ditentukan. Dengan mengetahui jarak, kita dapat mengetahui kekuatan absolut setiap galaksi, yaitu ukuran geometris dan luminositas absolutnya. Galaksi elips dan galaksi spiral awal umumnya berukuran besar, dengan diameter ratusan ribu tahun cahaya dan magnitudo absolut -22 mag. Di sisi lain, banyak galaksi dan galaksi tak beraturan yang disebut galaksi elips katai memiliki diameter beberapa ribu tahun cahaya dan magnitudo absolut -16 mag atau kurang. Banyak di antaranya terkait dengan galaksi besar sebagai galaksi satelit, dan di galaksi kecil, bahkan terdapat daerah hidrogen terionisasi besar yang terisolasi dan gugus bola yang telah menyebar. Karena lebih sulit untuk mengambil spektrum daripada foto langsung, luminositas absolut diperkirakan hanya dari morfologi yang tampak. Untuk galaksi spiral, <luminosity class>, yang berkisar dari I hingga V, telah diperkenalkan berdasarkan tingkat perkembangan lengan spiral dan kecerahan permukaan piringan, dan sesuai dengan besaran absolut untuk setiap jenis klasifikasi Sa -Sm. Itu terlampir. Menurut studi statistik baru-baru ini, korespondensi ini hampir benar untuk galaksi terang dari setiap kelas luminositas, tetapi dikatakan bahwa korespondensi tidak selalu baik jika menyertakan galaksi gelap. Beberapa galaksi elips disebut tipe cD, yang sangat terang, dan dapat dibedakan dengan fakta bahwa bagian tepi dari bentuk tersebut memanjang secara abnormal jauh. Banyak galaksi jenis ini terletak di dekat pusat gugusan galaksi, dan magnitudo absolutnya mencapai -23 mag hingga -24 mag, sehingga mereka dapat bertindak seperti mercusuar referensi di luar angkasa yang jauh. Di sisi lain, sebagian besar galaksi elips katai gelap memiliki kecerahan permukaan yang rendah, dan hanya galaksi terdekat yang ditemukan.

Perkembangan terkini dalam teleskop besar, detektor berperforma tinggi, dan perkembangan teknologi yang terkait dengan alat pengukur kecepatan tinggi yang digunakan bersama dengan komputer besar telah memungkinkan untuk memproses informasi kompleks tentang galaksi secara kuantitatif. Saya datang. Akibatnya, penilaian fotografi konvensional bergeser ke ekspresi kuantitatif dari distribusi kecerahan permukaan dan tampilan parameternya. Distribusi kecerahan permukaan galaksi elips, jarak dari pusat nampak Ketika r, dapat didekati dengan baik oleh fungsi yang sebanding dengan exp {-α r 1/4} . Distribusi kecerahan permukaan bagian cakram galaksi spiral awal diperkirakan dengan baik oleh fungsi yang sebanding dengan eksp {-β r}. Di sini, α dan β adalah parameter yang menentukan skala jarak, dan dalam kasus galaksi elips, α relatif umum. Oleh karena itu, dalam galaksi elips standar, mengingat luminositas totalnya, distribusi tidak termasuk perataan ditentukan secara unik. Kontras galaksi spiral, bagian ellipsoidal dari pusat secara substansial menurut hukum r 1/4 , karena hukum pangkat sederhana diskoid yang secara substansial mengikuti, secara kuantitatif rasio intensitas kedua bentuk Ini adalah parameter yang baik untuk klasifikasi. Namun, dalam kasus galaksi spiral, diperlukan parameter lain yang mewakili luminositas total, sehingga pada dasarnya diperlukan klasifikasi dua dimensi.

Distribusi galaksi yang tampak pada bola langit tidak seragam. Pada pita dengan lebar sekitar 40 derajat melintasi Bima Sakti, jumlah galaksi yang dapat dilihat jauh lebih kecil daripada yang ada di luar, tetapi ini ada di permukaan galaksi kita yang termasuk Bima Sakti, yaitu, dekat permukaan tengah bagian disk. Ini karena ada sejumlah besar debu antarbintang dan menyerap cahaya dari dunia luar. Galaksi seperti Maffei 1 dan Maffei 2 telah ditemukan di Bima Sakti melalui eksplorasi menggunakan sinar infra merah, yang tidak menerima banyak penyerapan. Di galaksi yang relatif terang, konsentrasinya terlihat di daerah berbentuk pita dari Virgo hingga Virgo, dan selanjutnya, pita ini meluas dalam cincin yang mengelilingi seluruh langit. Ini adalah kumpulan besar galaksi datar yang berpusat di Kluster Virgo, termasuk galaksi kita dan grup lokal termasuk galaksi Andromeda, dan disebut superkluster. Ada. Sebuah galaksi terdiri dari beberapa yang terang dan banyak yang gelap untuk membentuk sebuah kelompok galaksi, atau ratusan hingga ribuan yang terang untuk membentuk sebuah gugusan galaksi. Selain itu, beberapa gugus galaksi dapat dihubungkan oleh galaksi yang terdistribusi dalam pita di antara mereka untuk membentuk superkluster. Konstituen gugus galaksi padat Kebanyakan galaksi berbentuk elips atau S, dan hanya sedikit yang berbentuk spiral. Sebaliknya, galaksi dengan galaksi yang tersebar memiliki jumlah spiral yang relatif besar. Rata-rata, dalam galaksi yang relatif terang, galaksi spiral mencapai sekitar setengah dari total, setengah lainnya adalah tipe-S, dan 30% adalah galaksi elips. Galaksi tak beraturan berjumlah sekitar 10% dari total. Untuk mengubah rasio frekuensi semu menjadi rasio bilangan absolut, perlu diketahui distribusi luminositas absolut berbagai galaksi. Dikatakan bahwa jumlah galaksi tak beraturan akan sangat banyak jika koreksi dilakukan. Jika kita menghitung galaksi yang terdaftar dalam katalog yang magnitudo absolutnya lebih terang dari -17,5 mag, kepadatan spasial rata-rata adalah sekitar 1 per 10 juta tahun cahaya kubik. Oleh karena itu, kemungkinan adanya beberapa galaksi secara kebetulan di area ruang yang sempit sangatlah kecil. Pada kenyataannya, ada banyak galaksi yang saling berdekatan. Beberapa galaksi yang ditemukan di luar gugusan galaksi dianggap terkait dengan asalnya.

Struktur galaksi spiral telah diselidiki secara rinci dengan melihat galaksi kita dari dalam dan mengamati galaksi tetangga Andromeda dari luar. Bagian pusat ellipsoidal dan bagian cakram diintegrasikan untuk membentuk apa yang disebut sistem bintang lentikular. Matahari juga merupakan anggota dari sistem bintang lentikuler ini, dan karakteristik gerakan spasial, komposisi kimiawi, dan usia galaksi merupakan ciri khas dari sistem ini yang disebut ras cakram. Dengan kata lain, perlombaan cakram berusia hampir 10 miliar tahun dan komposisi yang kaya akan unsur-unsur berat, dan hampir berputar mengelilingi pusat galaksi. Kecepatan sudut gerakan rotasi ini hampir konstan di tepi luar, dan akibatnya, daerah lingkaran yang berdekatan bergeser dari satu sama lain. Di bagian yang menonjol di tengah, komponen kinetik dalam arah ortogonal ke permukaan disk juga luar biasa, dan rasio jumlah elemen berat meningkat beberapa kali lipat dari bagian tepi disk saat mendekati pusat. Media antarbintang seperti gas dan debu didistribusikan dalam lapisan tipis beberapa ratus tahun cahaya di dekat permukaan tengah bagian cakram, dan bintang-bintang sedang lahir di wilayah padat di dalamnya. Bintang-bintang muda ini disebut sistem Populasi I, dan sebagian besar bergerak di bidang tengah cakram dan memiliki komposisi kimiawi yang mendekati populasi. Wilayah padat medium antarbintang dan populasi bintang muda (gugus terbuka, wilayah hidrogen terionisasi, dll.) Didistribusikan secara kontinu, membentuk pola spiral. Aktivitas pembentukan bintang galaksi paling intens ketika bagian pusat elipsoidal bergeser ke bagian cakram, dan meluas ke luar sepanjang lengan spiral, tetapi media antarbintang agak kecil di dalamnya. Sistem encer yang disebut Hello Population, atau Population II, menyebar di sekitar sistem bintang lentikular yang diamati dengan jelas ini. Sistem bintang ini menyebar dalam bentuk ellipsoidal yang mendekati bola, dan rasio elemen beratnya serendah 1/10 hingga 1/10000 dari ras piringan. Gugus bola adalah anggota ras halo biasa, dan berusia sekitar 10 miliar tahun atau lebih. Ia tersebar hampir secara isotropis dan memiliki gerakan orbital di sekitar pusat galaksi, dan beberapa di antaranya menunjukkan eksentrisitas yang besar.

Struktur spiral yang ditemukan dalam galaksi spiral telah mendapat banyak perhatian sejak ditemukannya galaksi tersebut. Hal ini dapat dengan mudah diperkirakan dari struktur berbentuk cakram yang berputar, tetapi seperti yang pernah dibayangkan, jika lengan spiral disebabkan oleh perputaran pita tunggal, ia akan terjebak dengan erat seiring waktu. Akan. Namun, pada kenyataannya, itu bukanlah satu pita, tetapi sekelompok bintang biru muda yang berbaris dalam satu pita, dan mengingat bintang-bintang masif ini memiliki umur beberapa juta tahun, itu berarti ratusan juta tahun. Dalam piringan galaksi yang membuat satu revolusi, Anda akan melihat bintang yang berbeda seiring berjalannya waktu. Jika bintang masif menginduksi kelahiran bintang masif berikutnya di lokasi yang berdekatan, pola spiral akan terjadi karena efek sinergis dengan rotasi. Namun, karena daerah kepadatan tinggi medium antarbintang juga mengikuti lengan spiral, gagasan utama saat ini adalah bahwa struktur spiral adalah gelombang padat dan jarang yang dihasilkan di piringan galaksi. Di wilayah padat, medium antarbintang terkompresi dan lahirlah bintang-bintang muda, yang dikatakan terlihat mencolok dalam bentuk spiral, dan tampaknya karakteristik pola spiral, yang berbeda-beda bergantung pada jenis klasifikasinya, dapat dijelaskan. . Dalam teori ini, materi dapat mengambil alih arah di mana pola pusaran terlibat, tetapi secara observasi, hubungan antara arah rotasi piringan dan arah keterlibatan pusaran belum ditetapkan. Ini karena mungkin sulit untuk menentukan pola mana yang ada di depan. Namun, arah rotasinya sama dengan arah entrainment yang diketahui dengan menilai dari keadaan absorpsi oleh medium antarbintang. Gerakan bintang dalam galaksi elips mirip dengan gerakan ras halo galaksi spiral, dan bahkan dalam kasus galaksi elips datar, bentuknya ditentukan oleh gerakan kacau isotropik daripada gerakan rotasi. Proporsi medium antarbintang yang tersisa di galaksi spiral setinggi di tipe akhir, tetapi tidak melebihi 20% dari total massa bahkan dalam tipe tak beraturan kecuali yang khusus. Selain itu, galaksi tipe akhir tampak lebih biru karena laju pembentukan bintang biru muda bergantung pada jumlah sisa medium antarbintang.

Komposisi kimiawi permukaan bintang dan medium antarbintang di piringan galaksi spiral hampir mirip dengan matahari kita, tetapi perbandingan jumlah unsur berat seperti besi meningkat beberapa kali lipat menuju pusat dan nitrogen. ， Rasio jumlah elemen cahaya tertentu seperti oksigen meningkat hampir satu urutan besarnya. Kecenderungan ini tampaknya semakin kuat di pusat galaksi elips. Sebaliknya, hanya ada sedikit elemen berat di bagian halo. Berdasarkan bukti tidak langsung pengamatan tersebut, berspekulasi bahwa galaksi primordial berkontraksi sambil meningkatkan unsur-unsur berat. Dengan kata lain, saat bintang populasi Hello membuat elemen berat melalui fusi nuklir dan berulang kali meledak sebagai supernova, medium antarbintang secara bertahap berkontraksi karena gravitasi sendiri, dan pada titik tertentu gaya sentrifugal mulai bekerja, dan sumbu rotasi mulai bekerja. . Kontraksi hanya arah yang berkembang membentuk ras piringan, dan medium antarbintang dari piringan saat ini menghasilkan bintang ras I. Dalam kasus galaksi elips, terdapat aktivitas pembentukan bintang yang aktif pada tahap kontraksi awal, dan dengan bantuan gerakan rotasi yang lebih sedikit, tidak ada disk yang terbentuk dan hampir tidak ada media antarbintang yang tersisa.

Massa total galaksi dapat dihitung dengan mempertimbangkan bahwa bintang dan gas yang menyusun galaksi mempertahankan bentuknya dengan keseimbangan antara gerak dan gravitasi universal timbal balik. Khususnya dalam kasus galaksi spiral, kurva kecepatan putar bagian piringan merupakan petunjuk yang baik untuk mendapatkan massa total. Massa mekanis yang diperoleh dengan cara ini lebih besar daripada massa optik yang diperkirakan dari kecerahan bintang yang diamati, dan dalam beberapa kasus, urutan besarnya lebih besar. Kecepatan putaran bagian cakram secepat tipe awal, mencapai beberapa ratus km / s, tetapi ada banyak hal yang tidak melambat bahkan di tepi luar sejauh yang dapat diamati, dan sejumlah besar tidak terlihat di area yang luas seperti balapan halo. Hipotesis kerja bahwa substansi itu ada juga diajukan. Galaksi Bima Sakti dan Andromeda termasuk dalam galaksi besar, massa bagian terangnya diperkirakan kira-kira 10 1 1 sampai 10 1 2 kali massa matahari (sekitar 10 4 5 g).

Beberapa galaksi memancarkan sejumlah besar partikel berenergi tinggi seperti sinar X yang kuat, sinar ultraviolet, sinar infra merah, dan gelombang radio, serta radiasi yang diduga disebabkan oleh plasma bersuhu tinggi. Inilah yang disebut galaksi radio, galaksi Seyfert, galaksi Marcarian, quasar, dan objek BL Lac. Di wilayah tampak, umumnya menunjukkan kelebihan cahaya ungu kebiruan, dan banyak yang memiliki pusat galaksi aktif atau bagian tengah aktif. Belum jelas apakah ini fenomena yang cukup universal yang ditemukan pada waktu khusus evolusi galaksi, atau karena ketidakstabilan yang hanya ditemukan di galaksi yang lahir dalam kondisi khusus. Jika kita tidak mempertimbangkan efek pemuaian dan kontraksi seluruh alam semesta, galaksi sebagai sistem bintang yang diisolasi oleh gravitasinya sendiri merupakan bagian inti yang terdiri dari bintang-bintang yang secara bertahap kehilangan energinya dan berkonsentrasi di pusatnya. Diasumsikan bahwa ia akan terpisah dan berkembang menjadi bagian halo yang terdiri dari bintang-bintang yang memperoleh energi dan menyebar ke bagian tepi luar. Bagian inti pusat padat yang dihasilkan dianggap menyebabkan fenomena aktif yang disebutkan di atas. Diasumsikan bahwa beberapa yang disebut galaksi kompak, yang ukurannya tampak kecil tetapi kecerahan permukaannya tinggi secara tidak normal, memiliki struktur yang persis seperti itu. Objek Quasar dan BL Lac juga merupakan contoh ekstrim galaksi kompak, dan diperkirakan ada lubang hitam besar di tengahnya, dan gas serta bintang ditarik ke dalamnya untuk melepaskan energi gravitasi. Beberapa galaksi aneh ini memancarkan radiasi berenergi tinggi dari inti pusat dengan menunjukkan bentuk tonjolan yang disebut <jet> yang mengingatkan kita pada semburan zat. Selain itu, pengaruh aktivitas meluas ke seluruh galaksi, dan beberapa menunjukkan bentuk tidak beraturan yang mengingatkan pada ledakan. Ini juga merupakan jenis galaksi tidak beraturan, tetapi dibedakan sebagai jenis II tidak beraturan. Banyak galaksi majemuk yang terganggu oleh aksi gravitasi satu sama lain, tetapi yang sulit diklasifikasikan secara akurat juga termasuk dalam kategori galaksi ganjil.

Sementara kepadatan rata-rata bintang, seperti matahari adalah sekitar 1 g / cm 3, kepadatan rata-rata bagian terang galaksi seperti Bima Sakti hanya benar-benar 1/10 2 5. Materi galaksi begitu terikat longgar oleh gravitasi sehingga dampak dari beberapa galaksi yang menjumpainya sangat besar. Dalam kasus galaksi spiral, lengan spiral yang tebal dapat dikembangkan, aktivitas pembentukan bintang dapat diaktifkan, dan rantai seperti jembatan dapat terbentuk di antara keduanya. Selain itu, dalam pertemuan yang memenuhi kondisi khusus, dua galaksi bahkan dapat bergabung menjadi galaksi yang lebih besar. Dipercaya bahwa galaksi cD yang ditemukan di dekat pusat gugus galaksi telah menjadi besar dengan menelan galaksi yang mendekat satu demi satu karena penggabungan tersebut. Dengan cara ini, galaksi dengan ikatan gravitasi longgar umumnya rentan terhadap pengaruh lingkungan, dan pengaruh lingkungan tidak boleh diabaikan saat mempertimbangkan pembentukan dan evolusi struktural galaksi. Cara paling langsung untuk secara empiris mengungkap evolusi galaksi adalah dengan mengamati dunia galaksi di kejauhan, dan juga di masa lampau. Pengamatan terjauh galaksi biasa yang tidak menunjukkan anomali berjarak sekitar 5 miliar tahun cahaya, tetapi di quasar, yang dianggap sebagai jenis galaksi aneh, z = 3,53, atau 150. Benda-benda sejauh 100 juta cahaya tahun telah diamati.

Untuk mengamati galaksi, sangat cocok untuk menggunakan teleskop terang dengan panjang fokus pendek, yang disebut rasio bukaan kecil, dan melihatnya dengan perbesaran rendah. Oleh karena itu, teropong cocok untuk keperluan ini. Ini karena galaksi itu jauh dan lebih terlihat sebagai kumpulan bintang, sebagai massa yang samar, keputihan, dan ekspansif. Karena kecerahan permukaan galaksi normal sebanding dengan kecerahan satu bintang berkekuatan 19 atau 18 dalam bujur sangkar 1 detik busur bahkan di bagian terang, penting untuk melihatnya di tempat gelap di langit malam. Dalam kasus pengamatan profesional, galaksi tampak kecil di kejauhan juga menjadi sasaran, dan gambar diambil langsung dengan pelat kering atau detektor fotolistrik yang ditempatkan pada bidang fokus, sehingga panjang fokus yang panjang juga merupakan syarat bagi teleskop. Sebuah teleskop dengan panjang fokus 10m hingga 20m diperlukan untuk menguraikan batas resolusi 0,5 arcseconds yang disebabkan oleh fluktuasi atmosfer bumi. Selain itu, jika Anda mencoba mengurangi rasio apertur Narutake, Anda pasti akan mendapatkan teleskop besar. Saat ini, tanpa kaliber 4m, sebuah teleskop besar 6m telah aktif dalam pengamatan galaksi, banyak di antaranya disediakan dengan fokus langsung dari f /2.7 f /3.5, hingga tidak ada f /7.5, fokus Cassegrain sekitar f / 10 .. Spektroskopi cerah juga diperlukan untuk pengamatan spektral untuk menentukan pergeseran merah, medan kecepatan internal, dan komposisi kimia. Baru-baru ini, detektor elektronik yang memanfaatkan efek fotolistrik telah digunakan, dan metode pengintegrasian jumlah foton yang mencapai setiap posisi mulai digunakan secara luas.Akan tetapi, untuk keperluan survei astronomi, area langit yang luas harus difoto pada satu waktu, dan area yang difoto menjadi besar, sehingga jumlah informasinya menjadi sangat besar. Untuk tujuan eksplorasi, kamera Schmidt yang terang dan medan lebar terus memainkan peran aktif. Mencerminkan perkembangan pesat astronomi galaksi sejak awal paruh kedua abad ke-20, pada tahun 1970-an, optik skala besar satu demi satu menjadi cocok untuk pengamatan astronomi global seperti Pegunungan Andes di Chili dan Mauna Kea di Hawaii. Sebuah teleskop inframerah dibangun. Teleskop ruang angkasa berdiameter 2,4 m yang diluncurkan oleh Pesawat Ulang-alik pada tahun 1991 memiliki rasio aperture besar f / 24, memanfaatkan fakta bahwa tidak ada fluktuasi udara, dan sebaliknya menyelesaikan galaksi menjadi bintang individu. Saya membidik.

Teleskop radio berguna untuk mengamati gas antarbintang dan awan molekul di galaksi biasa, dan radiasi sinkrotron dari partikel berenergi tinggi. Untuk galaksi tunggal, sinar-X dari luar atmosfer dan teleskop di wilayah ultraviolet. Selain itu, teleskop sinar gamma juga memberikan informasi penting.

Simulasi komputer telah diadopsi secara luas sebagai metode baru dalam studi teoritis galaksi. Secara khusus, galaksi dianggap sebagai kumpulan banyak titik massa, dan digunakan untuk melacak bagaimana struktur berubah karena interaksi gaya gravitasi universal, dan jumlah titik massa berkisar dari ribuan hingga ratusan ribu. Selain itu, dengan memasukkan medium antarbintang serta interaksi antara bintang dan medium antarbintang, simulasi pembentukan dan evolusi galaksi. Dalam perhitungan seperti itu, faktor paling tidak pasti saat ini adalah laju pembentukan bintang di galaksi.
→ Galaksi
Keiichi Kodaira

Page 2

Galaksi-galaksi spiral membentuk kelas galaksi yang semula digambarkan oleh Edwin Hubble pada tahun 1936 kerjanya The Realm of the Nebulae dan, dengan demikian, membentuk bagian dari rangkaian Hubble. Kebanyakan galaksi spiral terdiri dari cakram datar yang berputar yang berisi bintang, gas dan debu, dan konsentrasi pusat bintang yang dikenal sebagai tonjolan. Ini sering dikelilingi oleh lingkaran bintang yang jauh lebih redup, banyak di antaranya berada dalam gugus bola. Spiral galaksi diberi nama oleh struktur spiral mereka yang membentang dari pusat ke cakram galaksi. Lengan spiral adalah situs pembentukan bintang yang sedang berlangsung dan lebih terang daripada disk di sekitarnya karena bintang OB muda dan panas yang mendiami mereka.

Sekitar dua pertiga dari semua spiral diamati memiliki komponen tambahan dalam bentuk struktur seperti bar, membentang dari tonjolan pusat, di ujung yang lengan spiral mulai. Proporsi spiral berpalang relatif terhadap sepupu tanpa cangung mereka kemungkinan telah berubah sepanjang sejarah Alam Semesta, dengan hanya sekitar 10% mengandung batangan sekitar 8 miliar tahun yang lalu, kira-kira seperempat 2,5 miliar tahun yang lalu, hingga saat ini, di mana lebih dari dua pertiga galaksi di alam semesta tampak (volume Hubble) memiliki bar.

Bersama dengan galaksi tidak beraturan, galaksi spiral membentuk sekitar 60% galaksi di alam semesta saat ini. Mereka kebanyakan ditemukan di daerah berkepadatan rendah dan jarang di pusat gugus galaksi.

Page 3

कंप्यूटर और इलेक्ट्रॉनिक्स

• एक आकाशगंगा जिसमें सर्पिल संरचना होती है; केंद्र में पुराने सितारों से युवा सितारों को सर्पिल होते हैं

सर्पिल आकाशगंगाएं मूल रूप से एडविन हबल द्वारा वर्णित आकाशगंगा की एक वर्ग बनाती हैं, जो 1 9 36 के काम द रीयल ऑफ़ द नेबुला में काम करती हैं और, जैसे हबल अनुक्रम का हिस्सा बनती हैं। अधिकांश सर्पिल आकाशगंगाओं में सितारों, गैस और धूल, और बल्गे के रूप में जाने वाले सितारों की केंद्रीय एकाग्रता युक्त एक फ्लैट, घूर्णन डिस्क शामिल होती है। ये अक्सर सितारों के बहुत अधिक हेलो से घिरे होते हैं, जिनमें से कई गोलाकार क्लस्टर में रहते हैं।
सर्पिल आकाशगंगाओं का नाम उनके सर्पिल संरचनाओं द्वारा किया जाता है जो केंद्र से गैलेक्टिक डिस्क में फैले होते हैं। सर्पिल हथियार चल रहे स्टार गठन की साइटें हैं और आस-पास की डिस्क से उज्ज्वल हैं क्योंकि युवा, गर्म ओबी सितारों में रहते हैं। सभी सर्पिलों में से लगभग दो तिहाई बार-जैसी संरचना के रूप में एक अतिरिक्त घटक होता है, जो केंद्रीय तल से फैलता है, जिसके अंत में सर्पिल हथियार शुरू होते हैं। अपने बार्केस चचेरे भाई के सापेक्ष अवरुद्ध सर्पिलों का अनुपात ब्रह्मांड के इतिहास में बदल गया है, जिसमें केवल 10% लगभग 8 बिलियन साल पहले बार शामिल हैं, लगभग 2.5 बिलियन साल पहले लगभग एक चौथाई तक, जहां तक ​​दो तिहाई से अधिक दृश्य ब्रह्मांड (हबल वॉल्यूम) में आकाशगंगाओं में सलाखों हैं। 1 9 70 के दशक में, हमारे स्वयं के आकाशगंगा को एक अवरुद्ध सर्पिल होने की पुष्टि हुई थी, हालांकि गैलेक्टिक डिस्क के भीतर धरती की वर्तमान स्थिति से बार को देखना मुश्किल है। गैलेक्टिक सेंटर में एक बार बनाने वाले सितारों के लिए सबसे दृढ़ सबूत स्पिट्जर स्पेस टेलीस्कोप समेत कई हालिया सर्वेक्षणों से आता है।

अनियमित आकाशगंगाओं के साथ, सर्पिल आकाशगंगाएं आज के ब्रह्मांड में लगभग 60% आकाशगंगाएं बनाती हैं। वे ज्यादातर कम घनत्व वाले क्षेत्रों में पाए जाते हैं और आकाशगंगा समूहों के केंद्रों में दुर्लभ होते हैं।

अन्य भाषाएँ