տուն բազմամյա ծաղիկներ Աստղի բանաձևի շոշափելի արագություն. Աստղերի ճիշտ շարժումը և ճառագայթային արագությունները: Աստղերի և Արեգակի յուրօրինակ արագությունները Գալակտիկայում: Գալակտիկայի պտույտ. Իներցիոն կոորդինատների համակարգի հիմնավորումը աստղագիտության մեջ

բազմամյա ծաղիկներ

Աստղի բանաձևի շոշափելի արագություն. Աստղերի ճիշտ շարժումը և ճառագայթային արագությունները: Աստղերի և Արեգակի յուրօրինակ արագությունները Գալակտիկայում: Գալակտիկայի պտույտ. Իներցիոն կոորդինատների համակարգի հիմնավորումը աստղագիտության մեջ

Ծրագրային հարցեր.

Աստղերի ճիշտ շարժում և ճառագայթային արագություններ;

Աստղերի և Արեգակի յուրօրինակ արագությունները Գալակտիկայում;

Գալակտիկայի պտույտ.

Ամփոփում:

Աստղերի ճիշտ շարժումը և ճառագայթային արագությունները, աստղերի և Արեգակի հատուկ արագությունները Գալակտիկայում

Ժամանակի զգալի ընդմիջումներով որոշված նույն աստղերի հասարակածային կոորդինատների համեմատությունը ցույց է տվել, որ  և  փոխվում են ժամանակի ընթացքում։ Այս փոփոխությունների զգալի մասը պայմանավորված է պրեցեսիայի, նուտացիայի, շեղման և տարեկան պարալաքսի պատճառով: Եթե բացառենք այս պատճառների ազդեցությունը, ապա փոփոխությունները նվազում են, բայց ամբողջությամբ չեն անհետանում։ Աստղի մեկ տարվա ընթացքում մնացած տեղաշարժը երկնային ոլորտի վրա կոչվում է աստղի ճիշտ շարժում: Այն արտահայտվում է տարեկան աղեղի վայրկյաններով:

Այս շարժումները որոշելու համար համեմատվում են 20 և ավելի տարվա երկար ընդմիջումներով արված լուսանկարչական թիթեղները: Ստացված տեղաշարժը բաժանելով անցած տարիների թվի վրա՝ հետազոտողները ստանում են աստղի շարժը տարեկան։ Որոշման ճշգրտությունը կախված է երկու պատկերների միջև անցած ժամանակից:

Տարբեր աստղերի համար ճիշտ շարժումները տարբեր են մեծությամբ և ուղղությամբ: Միայն մի քանի տասնյակ աստղեր ունեն տարեկան 1 դյույմից ավելի պատշաճ շարժումներ: Բարնարդի «թռչող» աստղի հայտնի ամենամեծ ճիշտ շարժումը = 10″ է:27: Աստղերի մեծ մասն ունեն իրենց շարժումը, որը հավասար է աղեղի հարյուրերորդական և հազարերորդականների տարեկան: Ժամանակակից լավագույն սահմանումները հասնում են տարեկան 0 «001-ի: Երկար ժամանակաշրջանների ընթացքում, որոնք հավասար են տասնյակ հազարավոր տարիների, համաստեղությունների օրինաչափությունները մեծապես փոխվում են:

Աստղի ճիշտ շարժումը տեղի է ունենում մեծ շրջանագծի երկայնքով՝ հաստատուն արագությամբ: Ուղիղ շարժումը փոխվում է   արժեքով, որը կոչվում է ճիշտ վերելքի շարժում, իսկ թեքումը՝  , որը կոչվում է ճիշտ անկման շարժում։

Աստղի ճիշտ շարժումը հաշվարկվում է բանաձևով.

Ե
Եթե հայտնի են աստղի մեկ տարվա ճիշտ շարժումը և նրան հեռավորությունը r պարսեկներով, ապա դժվար չէ հաշվարկել աստղի տարածական արագության պրոյեկցիան երկնքի հարթության վրա։ Այս պրոյեկցիան կոչվում է շոշափող արագություն V t և հաշվարկվում է բանաձևով.

որտեղ rաստղից հեռավորությունն է՝ արտահայտված պարսեկներով։

Աստղի V տարածական արագությունը գտնելու համար անհրաժեշտ է իմանալ նրա շառավղային արագությունը V r , որը որոշվում է սպեկտրի գծերի դոպլերային տեղաշարժից, և V t, որը որոշվում է տարեկան պարալաքսից u։ Քանի որ V t և V r-ը փոխադարձաբար ուղղահայաց են, աստղի տիեզերական արագությունը հետևյալն է.

V = V t  + V r ).

V-ն որոշելու համար պետք է նշել իր ֆունկցիաներով հայտնաբերված  անկյունը.

մեղք  \u003d V t / V,

cos  = V t /V.

 անկյունը գտնվում է 0-ից 180 միջակայքում:

Համակարգ

 centauri

Արևոտ

համակարգ

Իրական շարժում տարածության մեջՎ

Ճիշտ շարժման ուղղությունը ներկայացվում է աստղի անկման շրջանագծի հյուսիսային ուղղությունից ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ հաշվված դիրքի անկյունով: Կախված աստղի հասարակածային կոորդինատների փոփոխությունից՝ դիրքի անկյունը  կարող է ունենալ 0-ից մինչև 360 արժեքներ և հաշվարկվում է բանաձևերով.

մեղք =  /,

cos =  /

հաշվի առնելով երկու գործառույթների նշանները. Աստղի տարածական արագությունը դարերի ընթացքում գրեթե անփոփոխ է մնում մեծության և ուղղության մեջ: Հետևաբար, իմանալով աստղի V և r ներկա դարաշրջանում, հնարավոր է հաշվարկել Արեգակին աստղի ամենամոտ մոտեցման դարաշրջանը և դրա համար որոշել rmin հեռավորությունը, պարալաքսը, ճիշտ շարժումը, տարածական արագության բաղադրիչները և ակնհայտ մեծություն. Աստղից հեռավորությունը պարսեկներով r = 1/ է, 1 պարսեկ = 3,26 sv: տարվա.

Համակարգի շարժում centauri

Աստղերի ճիշտ շարժումներն ու ճառագայթային արագությունները իմանալը թույլ է տալիս դատել աստղերի շարժումները Արեգակի նկատմամբ, որը նույնպես շարժվում է տիեզերքում: Ուստի աստղերի դիտվող շարժումները կազմված են երկու մասից, որոնցից մեկը Արեգակի շարժման հետևանք է, իսկ մյուսը՝ աստղի անհատական շարժումը։

Աստղերի շարժումների մասին դատելու համար պետք է գտնել Արեգակի արագությունը և բացառել այն աստղերի դիտվող արագություններից։

Երկնային ոլորտի այն կետը, որին ուղղված է Արեգակի արագության վեկտորը, կոչվում է արեգակնային գագաթ, իսկ հակառակ կետը՝ հակագագաթ։

Արեգակնային համակարգի գագաթը գտնվում է Հերկուլես համաստեղությունում, ունի կոորդինատներ՝ = 270  , = +30  ։ Այս ուղղությամբ Արեգակը շարժվում է մոտ 20 կմ/վ արագությամբ՝ համեմատած աստղերի հետ, որոնք գտնվում են իրենից ոչ ավելի, քան 100 վրկ: Տարվա ընթացքում Արեգակը անցնում է 630 000 000 կմ կամ 4,2 ԱՄ։

Գալակտիկայի պտույտ

Եթե աստղերի ինչ-որ խումբ շարժվում է նույն արագությամբ, ապա լինելով այդ աստղերից մեկի վրա՝ անհնար է ընդհանուր շարժում հայտնաբերել։ Իրավիճակն այլ է, եթե արագությունը փոխվում է այնպես, ասես աստղերի խումբը շարժվում է ընդհանուր կենտրոնով։ Այնուհետև կենտրոնին ավելի մոտ գտնվող աստղերի արագությունը փոքր կլինի, քան կենտրոնից ավելի հեռու: Հեռավոր աստղերի դիտված ճառագայթային արագությունները ցույց են տալիս նման շարժում։ Բոլոր աստղերը Արեգակի հետ միասին շարժվում են ուղղահայաց ուղղությամբ դեպի Գալակտիկայի կենտրոն։ Այս շարժումը Գալակտիկայի ընդհանուր պտույտի հետևանք է, որի արագությունը տատանվում է կենտրոնից հեռավորության վրա (դիֆերենցիալ պտույտ):

Գալակտիկայի ռոտացիան ունի հետևյալ հատկանիշները.

1. Այն տեղի է ունենում ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ, եթե նայեք Գալակտիկայի հյուսիսային բևեռից, որը գտնվում է Կոմա Վերոնիկա համաստեղությունում:

2. Պտտման անկյունային արագությունը նվազում է կենտրոնից հեռավորության հետ:

3. Պտտման գծային արագությունը նախ մեծանում է կենտրոնից հեռավորության հետ: Այնուհետեւ մոտավորապես Արեգակի հեռավորության վրա այն հասնում է իր առավելագույն արժեքին՝ մոտ 250 կմ/վրկ, որից հետո դանդաղ նվազում է։

4. Արևը և նրա շրջակայքում գտնվող աստղերը շուրջ 230 միլիոն տարում ամբողջական պտույտ են կատարում Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ: Այս ժամանակահատվածը կոչվում է գալակտիկական տարի:

Թեստի հարցեր.

Ո՞րն է աստղերի ճիշտ շարժումը:

Ինչպե՞ս է հայտնաբերվում աստղերի ճիշտ շարժումը:

Ո՞ր աստղն ունի ամենամեծ ճիշտ շարժումը:

Ի՞նչ բանաձև է օգտագործվում աստղի ճիշտ շարժումը հաշվարկելու համար:

Ի՞նչ բաղադրիչների է քայքայվում աստղի տիեզերական արագությունը:

Ինչպե՞ս է կոչվում երկնային ոլորտի այն կետը, որով շարժվում է արևը:

Ո՞ր համաստեղությունում է գտնվում գագաթը:

Որքա՞ն արագ է արևը շարժվում մոտակա աստղերի համեմատ:

Որքա՞ն ճանապարհ է անցնում արևը մեկ տարվա ընթացքում:

Որո՞նք են Գալակտիկայի պտույտի առանձնահատկությունները:

Որքա՞ն է գալակտիկայի պտտման ժամանակաշրջանը:

Առաջադրանքներ.

1. Բետելգեյզ աստղի շառավղային արագությունը = 21 կմ/վրկ, պատշաճ շարժում= 0,032տարեկան և պարալաքս Ռ= 0,012: Որոշեք աստղի ընդհանուր տարածական արագությունը Արեգակի նկատմամբ և տեսողության գծով տիեզերքում աստղի շարժման ուղղությունից ձևավորված անկյունը:

Պատասխանել:= 31.

2. 83 աստղ Հերկուլեսը մեզանից հեռու է Դ= 100 հատ, իր սեփական շարժումը = 0,12 է: Որքա՞ն է այս աստղի շոշափելի արագությունը:

Պատասխանել57 կմ/վ.

3. 4 հատ հեռավորության վրա գտնվող Կապտեյնի աստղի ճիշտ շարժումը տարեկան 8,8 է, իսկ ճառագայթային արագությունը՝ 242 կմ/վ։ Որոշեք աստղի տարածական արագությունը:

Պատասխանել 294 կմ/վրկ։

4. Ո՞ր նվազագույն հեռավորության վրա է մեզ կմոտենա 61 Cygnus աստղը, եթե այս աստղի պարալաքսը 0,3 է, իսկ իր շարժումը՝ 5,2: Աստղը շարժվում է դեպի մեզ 64 կմ/վ շառավղային արագությամբ։

Պատասխանել:2,6 հատ.

Գրականություն:

1. Աստղագիտական օրացույց. մշտական մաս: Մ., 1981։

2. Կոնոնովիչ Է.Վ., Մորոզ Վ.Ի. Ընդհանուր աստղագիտության դասընթաց. Մ., Խմբագրական URSS, 2004:

3. Էֆրեմով Յու.Ն. Տիեզերքի խորքերում: Մ., 1984:

4. Ցեսեւիչ Վ.Պ. Ինչ և ինչպես դիտարկել երկնքում: Մ., 1979:

ԱՍՏՂԻ ՍԵՓԱԿԱՆ ՇԱՐԺՈՒՄ

ԱՍՏՂԻ ՍԵՓԱԿԱՆ ՇԱՐԺՈՒՄ, աստղի թվացյալ շարժումը ԵՐԿՆԱԿԱՆ ԳՆԴԱՐԱՆԻ վրա՝ Արեգակի նկատմամբ նրա շարժման արդյունքում։ Շատ դեպքերում այս շարժումը 0,1 աղեղ վայրկյանից պակաս է: ԲԱՐՆԱՐԴԻ ԱՍՏՂԸ ունի ամենամեծ պատշաճ շարժումը (տարեկան 10,3 աղեղային վայրկյան): Աստղի ճիշտ շարժումը որոշվում է՝ համեմատելով աստղի դիրքը լուսանկարչական թիթեղների վրա երկար ժամանակահատվածում, սովորաբար հավասար է տարիների կամ տասնամյակների: Աստղերի ճիշտ շարժման շատ ավելի ճշգրիտ չափումներ են ստացվել Հիպարխուս չափիչ արբանյակի միջոցով:

Գիտատեխնիկական հանրագիտարանային բառարան.

Տեսեք, թե ինչ է «ՍԵՓԱԿԱՆ ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՇԱՐԺՈՒՄ»-ը այլ բառարաններում.

Աստղի անկյունային տեղաշարժը երկնային ոլորտում մեկ տարում. Դիտվել է մոտակա աստղերի մոտ... Մեծ Հանրագիտարանային բառարան

Աստղի անկյունային տեղաշարժը երկնային ոլորտում մեկ տարում. Դիտվել է մոտակա աստղերի մոտ: * * * ԱՍՏՂԻ ՍԵՓԱԿԱՆ ՇԱՐԺՈՒՄԸ ԱՍՏՂԻ ՍԵՓԱԿԱՆ ՇԱՐԺՈՒՄԸ, աստղի անկյունային տեղաշարժը երկնային ոլորտում տարեկան։ Դիտվել է մոտակա աստղերի մոտ... Հանրագիտարանային բառարան

Աստղի անկյունային տեղաշարժը երկնային ոլորտում մեկ տարում. Դիտվել է մոտակա աստղերի մոտ... Բնական գիտություն. Հանրագիտարանային բառարան

Ճիշտ շարժումը վերաբերում է երկնային ոլորտի վրա աստղերի կոորդինատների փոփոխություններին, որոնք առաջանում են աստղերի և արեգակնային համակարգի հարաբերական շարժումից: Դրանք չեն ներառում Արեգակի շուրջ Երկրի շարժման հետևանքով առաջացած պարբերական փոփոխությունները (պարալաքս)։ Ավելին ... ... Վիքիպեդիա

Երկնային ոլորտի վրա օբյեկտի (աստղի) անկյունային շարժման արագությունը տիեզերքում հաստատուն կոորդինատային համակարգի համեմատ։ Գործնականում այն որոշվում է աստղի դիրքի փոփոխությամբ շատ ավելի հեռավոր աստղերի կամ գալակտիկաների նկատմամբ: ... ... Աստղագիտական բառարան

Տեսեք աստղերը... Հանրագիտարանային բառարան Ֆ.Ա. Բրոքհաուսը և Ի.Ա. Էֆրոն

Արևմուտքից արևելք. հետադարձ (հետադարձ) արևելքից արևմուտք: աստղերի ճիշտ շարժումը աստղի երկնային ոլորտում՝ համեմատած նրան շրջապատող ավելի հեռավոր աստղերի հետ... Աստղագիտական բառարան

Թեժ լուսավոր երկնային մարմիններ, որոնք նման են Արեգակին: Աստղերը տարբերվում են չափերով, ջերմաստիճանով և պայծառությամբ։ Շատ առումներով Արևը տիպիկ աստղ է, չնայած այն շատ ավելի պայծառ ու մեծ է թվում, քան մյուս բոլոր աստղերը, քանի որ այն գտնվում է շատ ավելի մոտ ... ... Collier հանրագիտարան

Նկարում պատկերված է Achernar աստղի տեսքը, որն առաջացել է նրա արագ պտույտից: Աստղի պտույտը աստղի անկյունային շարժումն է իր առանցքի շուրջ։ Պտտման արագությունը կարելի է չափել իր սպեկտրի գծերի տեղաշարժով կամ ժամանակով ... Վիքիպեդիա

Հիմնական հոդված՝ Աստղային էվոլյուցիա Աստղերի ձևավորումն այն գործընթացն է, որով մոլեկուլային ամպերի խիտ մասերը փլուզվում են պլազմայի գնդիկի վերածելով աստղ առաջացնելու համար։ Աստղի էվոլյուցիան սկսվում է հսկա մոլեկուլային ամպից, որը նաև կոչվում է ... ... Վիքիպեդիա

Ա.Ա.ԿԻՍԵԼԵՎ

Սանկտ Պետերբուրգի պետական համալսարան

Ներածություն

Իներցիոն կոորդինատների համակարգի հիմնավորումը աստղագիտության մեջ

«Ֆիքսված» աստղերի շարժումների հայտնաբերումը պատկանում է հայտնի անգլիացի աստղագետ Էդմունդ Հալլիին, ով 1718 թվականին հայտնաբերեց, որ Հիպարքոս-Պտղոմեոս կատալոգից որոշ պայծառ աստղեր նկատելիորեն փոխել են իրենց դիրքերը այլ աստղերի միջև: Սրանք էին Սիրիուսը, որը շարժվել էր դեպի հարավ Լուսնի գրեթե մեկուկես տրամագծով, Արկտուրուսը՝ երկու տրամագծով դեպի հարավ, և Ալդեբարանը, որը տեղափոխվել էր Լուսնի տրամագծի 1/4-ով դեպի արևելք։ Դիտարկված փոփոխությունները չեն կարող վերագրվել Պտղոմեոսի կատալոգի սխալներին, որոնք, որպես կանոն, չէին գերազանցում 6 «(Լուսնի տրամագծի 1/5): Նա ավելի հայտնի է որպես տարեկան աստղի հայտնաբերող: Տոբիաս Մայերը (1723-1762), Նիկոլա Լակալը (1713-1762) և շատ այլ աստղագետներ մինչև Ֆրիդրիխ Բեսելը (1784-1846) զբաղվել են աստղերի շարժման հետագա սահմանումներով: , որը հիմք դրեց աստղային դիրքերի ժամանակակից հիմնարար համակարգի։

Հետաքրքիր է, որ գրեթե 2000 տարի պահանջվեց անշարժ աստղերի գերակշռող գաղափարը ոչնչացնելու համար, որպեսզի սկսենք փնտրել և գտնել աստղերի շարժումները: Աստղագիտության մեջ այս հեղափոխությունը, իհարկե, տեղի ունեցավ Նյուտոնյան մեխանիկայի հաղթանակի շնորհիվ, որը հաստատեց երկնային մարմինների, ներառյալ աստղերի շարժման օրենքները, որոնք աստղագետներն արդեն գիտեին 18-րդ դարում, որ Արեգակի նման մարմիններ են: Բայց այն ժամանակվա աստղագետների հիմնական հետաքրքրությունը Լուսինն էր (նավարկության համար), մոլորակները և Երկիրը որպես մոլորակ։ Նյուտոնյան մեխանիկան ստեղծեց պայմաններ այս մարմինների շարժումների մաթեմատիկորեն խիստ ուսումնասիրության համար, մնաց միայն գտնել կոորդինատային համակարգ, որը կարող է ճանաչվել որպես հանգստի կամ միատեսակ ուղղագիծ շարժման վիճակում, այսինքն՝ իներցիոն կոորդինատային համակարգ, որը բավարարում է. Նյուտոնի առաջին օրենքը, այնպիսի կոորդինատային համակարգ, որին հեշտ է և ուղղակի հնարավոր կլիներ վերագրել Լուսնի, մոլորակների և Երկրի դիտված բոլոր շարժումները։ Կոորդինատների նման համակարգը, կարծես թե, մարմնավորել են «ֆիքսված» աստղերը։ Եվ այսպես, աստղագետները սկսեցին որոշել աստղերի գնդաձև կոորդինատները՝ դրանք ուղղելով հասարակածային համակարգին, որտեղ հիմնական հարթությունը համարվում է երկրագնդի հասարակածին զուգահեռ հարթություն, իսկ գարնանային գիշերահավասարը երկայնությունների համար մեկնարկային կետ է (աջ վերելքներ) . Գործիքային տեխնիկայի զարգացումը և դիտորդների հմտությունը (Ջ. Բրեդլի, Տ. Մայեր) նպաստեցին հասարակածային համակարգում աստղերի կոորդինատների որոշման ճշգրտության կտրուկ բարելավմանը։ Նման դիտարկումների հիման վրա կազմվել են որոշակի թվով ընտրված աստղերի դիրքերի առաջին կատալոգները։ Այս կատալոգներում աստղերի դիրքերի ճշգրտությունը արդեն 18-րդ դարում մոտեցել է 1-ին, իսկ 19-րդ դարում այն նկատելիորեն աճել է: Աստղերի կոորդինատների փոփոխությունների պատճառներն ու բնույթը վերաբերում էին հասարակածային կոորդինատային համակարգին՝ հղումային համակարգին: տրված է Երկրի ազատ պտույտով, պտտվելով Արեգակի շուրջը և ենթարկվելով Լուսնի և մոլորակների անկարգությունների: Կոորդինատների այս փոփոխությունները. հայտնաբերվել է Բրեդլիի կողմից: Այս երկու երևույթները, շեղման հետ միասին, մանրամասնորեն հետագծվել և ուսումնասիրվել են աստղագետների մի քանի սերունդների կողմից 18-րդ և 19-րդ դարերում՝ սկսած Բրեդլիից և վերջացրած Բեսելով: Արդյունքում թվային արժեքները հաստատունների և շեղումների, այսինքն՝ այն մեծությունների, որոնք ներկայումս կան կազմում են աստղագիտության, այսպես կոչված, հիմնարար հաստատունների ցանկը: Այսպիսով, բոլոր պայմանները ստեղծվեցին աստղերի տեսանելի (ակնթարթային) կոորդինատներից դեպի կոորդինատներ անցնելու համար, որոնք վերաբերում են առանցքների ինչ-որ հաստատուն (կանգնած) համակարգին, որը լավ մոտավորությամբ կարելի է համարել իներցիոն։ Աստղագետների լեզվով` երկնային մեխանիկա, այս անցումը կոչվում է աստղերի տեսանելի դիրքերից փոխակերպում նրանց միջին դիրքերին տվյալ դարաշրջանի հասարակածի և գիշերահավասարների համակարգում: Այս փոխակերպումը մանրամասնորեն հիմնավորվել և բացատրվել է Բեսելի «Fundamenta astronomiae» հիմնարար աշխատության մեջ 1818 թվականին, որը մինչ օրս պահպանում է իր նշանակությունը։ Աստղագիտության մեջ իներցիոն կոորդինատների համակարգի հիմնավորումը ստեղծեց անհրաժեշտ պայմաններ Երկիրը շրջապատող աստղային աշխարհում երկնային մարմինների, այդ թվում՝ աստղերի իրական շարժումները որոշելու և ուսումնասիրելու համար։

Աստղերի ճիշտ շարժումները

Meridian-ի ճիշտ շարժումները

Այս նախագծի գաղափարը միաժամանակ արտահայտվել է 1930-ականներին ամերիկացի աստղագետ Ռայթի և Բ.Վ. Նումերովը ԽՍՀՄ-ում. Համաձայն այս գաղափարի, առաջարկվել է որոշել աստղերի լուսանկարչական ճիշտ շարժումները ուղղակիորեն կապված արտագալակտիկական միգամածությունների (գալակտիկաների) հետ։ Ամերիկացիները մտադիր էին գալակտիկաների պատկերները օգտագործել որպես տեղեկատու աստղեր, իսկ խորհրդային աստղագետները՝ բացարձակացման գործընթացում միայն որպես վերահսկող աստղեր: Հաշվի առնելով գալակտիկաների ծայրահեղ հեռավորությունը (դիտված գալակտիկաների մեծ մասը գտնվում է մեր Գալակտիկայից ավելի քան 106 հատ հեռավորության վրա), կարելի է անտեսել նրանց ճիշտ շարժումները, որոնք շատ ավելի քիչ են, քան 0,001 «/տարի: Հետևաբար, լուսանկարչական ճիշտ շարժումները Գալակտիկաների նկատմամբ որոշված աստղերը կարելի է համարել բացարձակ և համեմատելով նույն աստղերի միջօրեական ճիշտ շարժումների հետ՝ ստուգել, թե արդյոք աստղերի միջօրեական ճիշտ շարժումները բավարարում են իներցիալ պայմանին, այսինքն՝ արդյոք դրանք ճիշտ են ստացված։

Աստղերի ճիշտ շարժումը և ճառագայթային արագությունները: Աստղերի և Արեգակի յուրօրինակ արագությունները Գալակտիկայում: Գալակտիկայի պտույտ.

Ժամանակի զգալի ընդմիջումներով որոշված նույն աստղերի հասարակածային կոորդինատների համեմատությունը ցույց է տվել, որ a-ն և d-ն փոխվում են ժամանակի ընթացքում։ Այս փոփոխությունների զգալի մասը պայմանավորված է պրեցեսիայի, նուտացիայի, շեղման և տարեկան պարալաքսի պատճառով: Եթե բացառենք այս պատճառների ազդեցությունը, ապա փոփոխությունները նվազում են, բայց ամբողջությամբ չեն անհետանում։ Աստղի մնացյալ տեղաշարժը երկնային ոլորտի վրա տարեկան կոչվում է աստղի ճիշտ շարժում մ. Այն արտահայտվում է վայրկյաններով։ կամարներ տարեկան.

Երկար ժամանակաշրջանների ընթացքում, որը հավասար է տասնյակ հազարավոր տարիների, համաստեղությունների օրինաչափությունները մեծապես փոխվում են։

Աստղի ճիշտ շարժումը տեղի է ունենում մեծ շրջանագծի երկայնքով՝ հաստատուն արագությամբ: Ուղղակի վերելքը փոխվում է m a արժեքով, որը կոչվում է աջ բարձրացում՝ պատշաճ շարժում, իսկ անկումը m d արժեքով, որը կոչվում է ճիշտ անկման շարժում։

Աստղի ճիշտ շարժումը հաշվարկվում է բանաձևով.

m = r(m a 2 + m d 2):

Եթե հայտնի են աստղի մեկ տարվա ճիշտ շարժումը և նրան հեռավորությունը r պարսեկներով, ապա դժվար չէ հաշվարկել աստղի տարածական արագության պրոյեկցիան նկարի հարթության վրա։ Այս պրոյեկցիան կոչվում է շոշափող արագություն V t և հաշվարկվում է բանաձևով.

V t \u003d m "r / 206265" ps / տարի \u003d 4,74 մ ռ կմ / վ:

աստղի V տարածական արագությունը գտնելու համար անհրաժեշտ է իմանալ նրա ճառագայթային V r արագությունը, որը որոշվում է աստղի սպեկտրի գծերի դոպլերային տեղաշարժից։ Քանի որ V t և V r-ը փոխադարձաբար ուղղահայաց են, աստղի տիեզերական արագությունը հետևյալն է.

V = r(V t 2 + V r 2):

Ամենաարագ աստղերը RR Lyrae փոփոխականներն են: Արեգակի նկատմամբ նրանց միջին արագությունը 130 կմ/վ է։ Այնուամենայնիվ, այս աստղերը շարժվում են Գալակտիկայի պտույտին հակառակ, ուստի նրանց արագությունը ցածր է (250 -130 = 120 կմ/վ): Շատ արագ աստղեր՝ Գալակտիկայի կենտրոնի նկատմամբ մոտ 350 կմ/վ արագությամբ, չեն դիտվում, քանի որ 320 կմ/վ արագությունը բավարար է Գալակտիկայի ձգողականության դաշտից դուրս գալու կամ խիստ երկարաձգված ուղեծրի մեջ պտտվելու համար։ .

Աստղերի շարժումների մասին դատելու համար պետք է գտնել Արեգակի արագությունը և այն բացառել աստղերի դիտվող արագություններից։

Արեգակնային համակարգի գագաթը գտնվում է Հերկուլես համաստեղությունում, ունի կոորդինատներ՝ a = 270 0 , d = +30 0 : Այս ուղղությամբ Արեգակը շարժվում է մոտ 20 կմ/վ արագությամբ՝ համեմատած այն աստղերի հետ, որոնք գտնվում են իրենից ոչ ավելի, քան 100 վրկ: Տարվա ընթացքում Արեգակը անցնում է 630 000 000 կմ կամ 4,2 ԱՄ։

Գալակտիկայի ռոտացիան ունի հետևյալ հատկանիշները.

2. Պտտման անկյունային արագությունը նվազում է կենտրոնից հեռավորության հետ:

24.2 Աստղային պոպուլյացիաներ և գալակտիկական ենթահամակարգեր.

Արեգակի մոտ գտնվող աստղերը շատ պայծառ են և պատկանում են բնակչության I տիպին։ դրանք սովորաբար հանդիպում են գալակտիկայի արտաքին շրջաններում: Արեգակից հեռու գտնվող աստղերը, որոնք գտնվում են Գալակտիկայի կենտրոնի մոտ և պսակում, պատկանում են բնակչության II տիպին։ Աստղերի պոպուլյացիաների բաժանումն իրականացվել է Բաադեի կողմից Անդրոմեդայի միգամածությունը ուսումնասիրելիս։ Պոպուլյացիայի I ամենապայծառ աստղերը կապույտ են և ունեն մինչև -9 մ բացարձակ մեծություններ, մինչդեռ II բնակչության ամենապայծառ աստղերը կարմիր են՝ աբսով: -3 մ. Բացի այդ, I բնակչությանը բնորոշ է միջաստղային գազի և փոշու առատությունը, որոնք բացակայում են II պոպուլյացիայի մեջ։

Գալակտիկայի աստղերի մանրամասն բաժանումը բնակչության մեջ ներառում է 6 տեսակ.

1. Ծայրահեղ բնակչություն I - ներառում է պարուրաձև ճյուղերում պարունակվող առարկաներ: Սա ներառում է միջաստղային գազը և փոշին, որոնք կենտրոնացած են պարուրաձև բազուկներում, որոնցից առաջանում են աստղեր: Այս բնակչության աստղերը շատ երիտասարդ են։ Նրանց տարիքը 20-50 միլիոն տարի է։ Այս աստղերի գոյության շրջանը սահմանափակված է բարակ գալակտիկական շերտով. 5000 ps ներքին շառավղով օղակ, 15000 ps արտաքին շառավիղ և մոտ 500 ps հաստություն:

Այս աստղերը ներառում են O-ից մինչև B2 սպեկտրալ տիպի աստղեր, ուշ սպեկտրային տիպի գերհսկաներ, Վոլֆ-Ռայեի տիպի աստղեր, B դասի արտանետումների աստղեր, աստղային ասոցիացիաներ, T Tauri տիպի փոփոխականներ։

2. Սովորական բնակչության I աստղերը փոքր-ինչ մեծ են, նրանց տարիքը 2-3 տիեզերական տարի է։ Նրանք հեռացել են պարուրաձև բազուկներից և հաճախ տեղակայված են Գալակտիկայի կենտրոնական հարթության մոտ։

Դրանք ներառում են B3-ից մինչև B8 ենթադասերի աստղեր և A դասի սովորական աստղեր, ռեզ. կլաստերներ՝ նույն դասերի աստղերով, A-ից F դասի աստղեր՝ ուժեղ մետաղական գծերով, պակաս վառ կարմիր գերհսկաներ։

3. Սկավառակի պոպուլյացիայի աստղեր. Նրանց տարիքը 1-ից 5 միլիարդ տարի է. 5-25 տիեզերական տարի: Այս աստղերը ներառում են Արեգակը: Այս պոպուլյացիան ներառում է շատ ցածր դիտելի աստղեր, որոնք տեղակայված են գալակտիկական գոտու կենտրոնական հարթությունից 1000 վրկ հեռավորության վրա՝ 5000 վրկ ներքին շառավղով և 15000 վրկ արտաքին շառավղով։ Այս աստղերը ներառում են G-ից մինչև K դասերի սովորական հսկաներ, G-ից մինչև K դասերի հիմնական հաջորդականության աստղեր, 250 օրից ավելի ժամանակահատվածներով երկարաժամկետ փոփոխականներ, կիսականոնավոր փոփոխականներ, մոլորակային միգամածություններ, նոր աստղեր, հին բաց կլաստերներ:

4. Միջանկյալ պոպուլյացիայի II աստղերը ներառում են մարմիններ, որոնք գտնվում են Գալակտիկայի կենտրոնական հարթության երկու կողմերում 1000 հատից ավելի հեռավորության վրա: Այս աստղերը պտտվում են երկարաձգված ուղեծրերով։ Դրանք ներառում են հին աստղերի մեծ մասը՝ 50-ից 80 տիեզերական տարիքի, բարձր արագություններով, թույլ գծերով աստղեր, երկարաժամկետ փոփոխականներ՝ 50-ից 250 օր ժամկետով, Կույս W-տիպի Cepheids, RR Lyrae փոփոխականներ, սպիտակ թզուկներ, գնդաձև: կլաստերներ.

5. Գալակտիկական թագի բնակչությունը. ներառում են օբյեկտներ, որոնք առաջացել են Գալակտիկայի էվոլյուցիայի վաղ փուլերում, որն այն ժամանակ ավելի քիչ հարթ էր, քան այժմ: Այս առարկաները ներառում են ենթաթզուկներ, կորոնային գնդաձև կուտակումներ, RR Lyrae աստղեր, չափազանց թույլ գծերով աստղեր և ամենաբարձր արագությամբ աստղեր։

6. Բնակչության հիմնական աստղերը ներառում են ամենաքիչ հայտնի օբյեկտները: Այս աստղերի սպեկտրներում, որոնք դիտվում են այլ գալակտիկաներում, նատրիումի գծերն ուժեղ են, իսկ ցիանիդային (CN) շերտերը՝ ինտենսիվ։ Սրանք կարող են լինել M դասի թզուկներ: Այդպիսի օբյեկտների թվում են RR Lyrae աստղերը, գնդաձև աստղերը: մետաղներով հարուստ կուտակումներ, մոլորակային միգամածություններ, M դասի թզուկներ, G և M դասի հսկա աստղեր՝ ուժեղ ցիանիդային շերտերով, ինֆրակարմիր օբյեկտներ։

Գալակտիկայի կառուցվածքի ամենակարևոր տարրերն են կենտրոնական կլաստերը, պարուրաձև թեւերը և սկավառակը։ Գալակտիկայի կենտրոնական կլաստերը մեզնից թաքնված է մութ անթափանց նյութով: Նրա հարավային կեսը լավագույնս երևում է որպես աստղային պայծառ ամպ Աղեղնավոր համաստեղությունում: Ինֆրակարմիր ճառագայթներում հնարավոր է դիտարկել երկրորդ կեսը։ Այս կեսերը բաժանված են փոշոտ նյութի հզոր շերտով, որն անթափանց է նույնիսկ ինֆրակարմիր ճառագայթների համար: Կենտրոնական կլաստերի գծային չափերը 3 x 5 կիլոպարսեկ են։

Գալակտիկայի շրջանը կենտրոնից 4-8 կկվ հեռավորության վրա առանձնանում է մի շարք հատկանիշներով։ Այն պարունակում է ամենամեծ թվով պուլսարներ և գազային մնացորդներ գերնոր աստղերի պայթյուններից, ինտենսիվ ոչ ջերմային ռադիոհաղորդումներ, իսկ երիտասարդ և տաք O և B աստղերը ավելի տարածված են: Այս տարածքում գոյություն ունեն ջրածնի մոլեկուլային ամպեր: Այս շրջանի ցրված նյութում ավելացել է տիեզերական ճառագայթների կոնցենտրացիան։

Գալակտիկայի կենտրոնից 3-4 kpc հեռավորության վրա ռադիոաստղագիտական մեթոդները հայտնաբերել են չեզոք ջրածնի թև՝ մոտ 100,000,000 արևի զանգվածով, որը ընդլայնվում է մոտ 50 կմ/վ արագությամբ։ կենտրոնի մյուս կողմում, մոտ 2 կկվ հեռավորության վրա, 10 անգամ փոքր զանգվածով թեւ է, որը կենտրոնից հեռանում է 135 կմ/վ արագությամբ։

Կենտրոնի շրջանում կան մի քանի գազային ամպեր՝ 10000 - 100000 արեգակնային զանգվածով, որոնք հեռանում են 100 - 170 կմ/վ արագությամբ։

Կենտրոնական շրջանը, որի շառավիղը 1 կՊ/կ-ից պակաս է, զբաղեցնում է չեզոք գազի օղակը, որը պտտվում է կենտրոնի շուրջ 200 կմ/վ արագությամբ։ Դրա ներսում կա սկավառակաձև H II մի ընդարձակ շրջան՝ մոտ 300 ps տրամագծով։ Կենտրոնի շրջանում նկատվում է ոչ ջերմային ճառագայթում, որը վկայում է տիեզերական ճառագայթների կոնցենտրացիայի և մագնիսական դաշտերի ուժգնության բարձրացման մասին։

Գալակտիկայի կենտրոնական շրջաններում նկատված երևույթների ամբողջությունը ցույց է տալիս այն հավանականությունը, որ ավելի քան 10,000,000 տարի առաջ գազային ամպեր՝ մոտ 10,000,000 արևի ընդհանուր զանգվածով և մոտ 600 կմ/վ արագությամբ դուրս են մղվել Գալակտիկայի կենտրոնից։ .

Աղեղնավոր համաստեղությունում, Գալակտիկայի կենտրոնի մոտ, կան ռադիո և ինֆրակարմիր ճառագայթման մի քանի հզոր աղբյուրներ: Նրանցից մեկը՝ Աղեղնավոր-Ա-ն, գտնվում է Գալակտիկայի հենց կենտրոնում: Այն շրջապատված է 200 ps շառավղով օղակաձև մոլեկուլային ամպով, որը ընդլայնվում է 140 կմ/վ արագությամբ։ Կենտրոնական շրջաններում տեղի է ունենում աստղերի ձևավորման ակտիվ գործընթաց։

Մեր Գալակտիկայի կենտրոնում, ամենայն հավանականությամբ, կա միջուկ, որը նման է գնդաձև աստղային կուտակմանը: Ինֆրակարմիր ընդունիչները այնտեղ հայտնաբերել են էլիպսաձեւ առարկա՝ 10 ps չափսերով: Այն կարող է պարունակել 1 ps տրամագծով խիտ աստղակույտ։ Այն կարող է լինել նաև անհայտ հարաբերական բնույթի օբյեկտ։

24.3 Գալակտիկայի պարույր կառուցվածքը.

Գալակտիկայի պարույր կառուցվածքի բնույթը կապված է աստղային սկավառակի մեջ տարածվող պարուրաձև խտության ալիքների հետ։ Այս ալիքները նման են ձայնային ալիքներին, սակայն պտույտի շնորհիվ ստանում են պարույրների տեսք։ Միջաստղը, որով տարածվում են այս ալիքները, բաղկացած է ոչ միայն գազ-փոշու միջաստղային նյութից, այլև հենց աստղերից։ Աստղերը նաև մի տեսակ գազ են կազմում, որը սովորականից տարբերվում է նրանով, որ դրա մասնիկների միջև բախումներ չեն լինում։

Պարուրաձև խտության ալիքը, ինչպես սովորական երկայնական ալիքը, միջինի հաջորդական խտացման և հազվադեպացման փոփոխություն է: Ի տարբերություն գազի և աստղերի, ալիքների պարուրաձև օրինաչափությունը պտտվում է նույն ուղղությամբ, ինչ ամբողջ Գալակտիկան, բայց նկատելիորեն ավելի դանդաղ և հաստատուն անկյունային արագությամբ, ինչպես պինդ մարմինը։

Ուստի նյութը ներսից անընդհատ բռնում է պարուրաձև ճյուղերին և անցնում դրանց միջով։ Այնուամենայնիվ, աստղերի և գազի համար այս անցումը պարուրաձև թևերի միջով տեղի է ունենում տարբեր ձևերով: Աստղերը, ինչպես գազը, խտանում են պարուրաձև ալիքի մեջ, դրանց կոնցենտրացիան մեծանում է 10-20%-ով։ Համապատասխանաբար մեծանում է նաև գրավիտացիոն պոտենցիալը։ Բայց քանի որ աստղերի միջև բախումներ չկան, նրանք պահպանում են իմպուլսը, փոքր-ինչ փոխում են իրենց ուղին պարուրաձև թևի ներսում և դուրս գալիս այն գրեթե նույն ուղղությամբ, որով մտել են:

Գազը այլ կերպ է վարվում. Բախումների պատճառով, մտնելով թեւը, կորցնում է թափը, դանդաղում է և սկսում կուտակվել թևի ներքին սահմանին։ Գալիք գազի նոր մասերը հանգեցնում են այս սահմանի մոտ մեծ խտության տարբերությամբ հարվածային ալիքի ձևավորմանը: Արդյունքում պարուրաձև բազուկների մոտ ձևավորվում են գազի կնքման եզրեր և առաջանում է ջերմային անկայունություն։ Գազն արագ դառնում է անթափանց, սառչում և անցնում խիտ փուլի մեջ՝ առաջացնելով աստղագոյացման համար նպաստավոր գազ-փոշու համալիրներ։ Երիտասարդ և տաք աստղերը գրգռում են գազի փայլը, որն առաջացնում է պայծառ միգամածություններ, որոնք տաք աստղերի հետ միասին ուրվագծում են պարուրաձև կառուցվածք, որը կրկնում է պարուրաձև խտության ալիքը աստղային սկավառակի վրա։

Մեր գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքն ուսումնասիրվել է այլ պարուրաձև գալակտիկաների ուսումնասիրությամբ: Ուսումնասիրությունները ցույց են տվել, որ հարևան գալակտիկաների պարուրաձև թեւերը կազմված են տաք հսկաներից, գերհսկաներից, փոշուց և գազից։ Եթե հեռացնեք այս առարկաները, պարուրաձև ճյուղերը կվերանան: Կարմիր և դեղին աստղերը հավասարապես լրացնում են ճյուղերի մեջ և դրանց միջև ընկած հատվածները:

Մեր գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքը պարզաբանելու համար մենք պետք է դիտարկենք տաք հսկաները, փոշին և գազը: Դա անելը բավականին դժվար է, քանի որ Արևը գտնվում է Գալակտիկայի հարթությունում և տարբեր պարուրաձև ճյուղեր նախագծված են միմյանց վրա: Ժամանակակից մեթոդները թույլ չեն տալիս ճշգրիտ որոշել հեռավոր հսկաների հեռավորությունները, ինչը դժվարացնում է տարածական պատկեր ստեղծելը։ Բացի այդ, Գալակտիկայի հարթությունում ընկած են անհամասեռ կառուցվածքի և տարբեր խտության փոշու մեծ զանգվածներ, ինչն էլ ավելի է դժվարացնում հեռավոր օբյեկտների ուսումնասիրությունը։

Մեծ հույսեր են տալիս 21 սմ ալիքի երկարության ջրածնի ուսումնասիրությունը, որոնց օգնությամբ հնարավոր է չափել չեզոք ջրածնի խտությունը Գալակտիկայի տարբեր վայրերում։ Այս աշխատանքը կատարել են հոլանդացի աստղագետներ Հոլստը, Մյուլլերը, Օորտը և այլք, արդյունքում ստացվել է ջրածնի բաշխման պատկերը, որն ուրվագծել է Գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքի ուրվագծերը։ Ջրածինը մեծ քանակությամբ հանդիպում է երիտասարդ տաք աստղերի մոտ, որոնք որոշում են պարուրաձև թևերի կառուցվածքը։ Չեզոք ջրածնի ճառագայթումը երկարալիք է, գտնվում է ռադիոտիրույթում, և նրա համար միջաստեղային փոշոտ նյութը թափանցիկ է։ 21 սանտիմետր ճառագայթումը գալիս է Գալակտիկայի ամենահեռավոր շրջաններից՝ առանց աղավաղումների:

Գալակտիկան անընդհատ փոխվում է: Այս փոփոխությունները դանդաղ են և աստիճանական: Հետազոտողների համար դրանք դժվար է հայտնաբերել, քանի որ մարդկային կյանքը շատ կարճ է՝ համեմատած աստղերի և գալակտիկաների կյանքի հետ: Անդրադառնալով տիեզերական էվոլյուցիային՝ պետք է ընտրել ժամանակի շատ երկար միավոր: Այդպիսի միավոր է տիեզերական տարին, այսինքն. ժամանակը, որին անհրաժեշտ է արևը գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ մեկ պտույտ կատարելու համար: Այն հավասար է 250 միլիոն երկրային տարվա։ Գալակտիկայի աստղերն անընդհատ խառնվում են իրար, և մեկ տիեզերական տարում, շարժվելով նույնիսկ 1 կմ/վ ցածր արագությամբ, միմյանց համեմատ, երկու աստղ կհեռանան 250 վրկ-ով: Այս ընթացքում որոշ աստղային խմբեր կարող են բաժանվել, իսկ մյուսները կարող են նորից ձևավորվել։ Գալակտիկայի տեսքը կտրուկ կփոխվի։ Բացի մեխանիկական փոփոխություններից, Գալակտիկայի ֆիզիկական վիճակը փոխվում է տիեզերական տարվա ընթացքում։ O և B դասերի աստղերը կարող են պայծառ փայլել միայն տիեզերական տարվա որոշ հատվածին հավասար ժամանակով: Ամենապայծառ դիտարկելի հսկաների տարիքը մոտ 10 միլիոն տարի է: Այնուամենայնիվ, չնայած դրան, պարուրաձև ձեռքերի կոնֆիգուրացիան կարող է մնալ բավականին կայուն: Որոշ աստղեր կլքեն այս շրջանները, մյուսները կժամանեն իրենց տեղը, որոշ աստղեր կմահանան, մյուսները կծնվեն պարուրաձև ճյուղերի գազ-փոշու համալիրների հսկայական զանգվածից: Եթե գալակտիկայում օբյեկտների դիրքերի և շարժումների բաշխումը մեծ փոփոխությունների չի ենթարկվում, ապա այս աստղային համակարգը գտնվում է դինամիկ հավասարակշռության վիճակում։ Աստղերի որոշակի խմբի համար դինամիկ հավասարակշռության վիճակը կարող է պահպանվել 100 տիեզերական տարի։ Այնուամենայնիվ, ավելի երկար ժամանակահատվածում, որը հավասար է հազարավոր տիեզերքի: տարիներ դինամիկ հավասարակշռության վիճակը կխախտվի աստղերի պատահական մոտ անցումների պատճառով: Այն կփոխարինվի վիճակագրական հավասարակշռության դինամիկ քվազի մշտական վիճակով, ավելի կայուն, որում աստղերն ավելի մանրակրկիտ խառնված են։

25. Արտագալակտիկական աստղագիտություն.

25.1 Գալակտիկաների դասակարգումը և դրանց տարածական բաշխումը.

Ֆրանսիացի գիսաստղ փնտրողներ Մեսյեն և Մեշամը կազմել են 1784 թվականին երկնքում անզեն աչքով կամ աստղադիտակի միջոցով դիտված միգամածության առարկաների կատալոգ, որպեսզի ապագա աշխատանքում դրանք չշփոթեն գիսաստղերի հետ: Մեսյեի կատալոգի առարկաները պարզվեց, որ ամենատարբեր բնույթի են։ Դրանցից մի քանիսը` աստղային կույտերն ու միգամածությունները, պատկանում են մեր Գալակտիկային, մյուս մասը` ավելի հեռու գտնվող առարկաներ և նույն աստղային համակարգերն են, ինչ մեր Գալակտիկայի: Գալակտիկաների իրական էությունը հասկանալը անմիջապես չեկավ: Միայն 1917 թվականին Ռիչին և Քերթիսը, դիտելով գերնոր աստղը NGC 224 գալակտիկայում, հաշվարկեցին, որ այն գտնվում է 460,000 վրկ հեռավորության վրա, այսինքն. 15 անգամ գերազանցում է մեր Գալակտիկայի տրամագիծը, ինչը նշանակում է, որ շատ հեռու է նրա սահմաններից: Հարցը վերջնականապես պարզվեց 1924-1926 թվականներին, երբ Է.Հաբլը, օգտագործելով 2,5 մետրանոց աստղադիտակ, ձեռք բերեց Անդրոմեդայի միգամածության լուսանկարները, որտեղ պարուրաձև ճյուղերը քայքայվում էին առանձին աստղերի։

Այսօր հայտնի են բազմաթիվ գալակտիկաներ, որոնք գտնվում են մեզանից հարյուր հազարից մինչև միլիարդավոր լուսային տարի հեռավորության վրա: տարիներ։

Շատ գալակտիկաներ նկարագրված և ցուցակագրված են: Առավել հաճախ օգտագործվում է Dreyer's New General Catalog (NGC): Յուրաքանչյուր գալակտիկա ունի իր համարը: Օրինակ, Անդրոմեդայի միգամածությունը նշանակված է NGC 224:

Գալակտիկաների դիտարկումը ցույց է տվել, որ դրանք իրենց ձևով և կառուցվածքով շատ բազմազան են։ Արտաքին տեսքով գալակտիկաները բաժանվում են էլիպսաձև, պարուրաձև, ոսպնաձև և անկանոնների։

էլիպսաձեւ գալակտիկաներ(E) առանց սուր եզրագծերի լուսանկարներում էլիպսների ձև ունեն: Պայծառությունը աստիճանաբար մեծանում է ծայրամասից դեպի կենտրոն։ Ներքին կառուցվածքը սովորաբար բացակայում է: Այս գալակտիկաները կառուցված են կարմիր և դեղին հսկաներից, կարմիր և դեղին թզուկներից, ցածր պայծառության որոշակի թվով սպիտակ աստղերից, այսինքն. հիմնականում բնակչության II տիպի աստղերից: Չկան կապույտ-սպիտակ գերհսկաներ, որոնք սովորաբար ստեղծում են պարուրաձև ձեռքերի կառուցվածքը։ Արտաքինից էլիպսաձեւ գալակտիկաները տարբերվում են ավելի մեծ կամ փոքր սեղմումով։

Սեղմման ցուցանիշը արժեքն է

հեշտությամբ կարելի է գտնել, եթե լուսանկարում չափված են մեծ a և b կիսաառանցքները: Սեղմման ինդեքսը ավելացվում է գալակտիկայի ձևը ցույց տվող տառից հետո, օրինակ՝ E3: Պարզվեց, որ չկան բարձր սեղմված գալակտիկաներ, ուստի ամենամեծ ցուցանիշը 7 է։ Գնդաձև գալակտիկա ունի 0 ցուցանիշ։

Ակնհայտ է, որ էլիպսաձև գալակտիկաներն ունեն հեղափոխության էլիպսոիդի երկրաչափական ձև: Է.Հաբլը առաջադրեց այն խնդիրը, թե արդյոք դիտարկվող ձևերի բազմազանությունը տարածության մեջ հավասարապես հարթ գալակտիկաների տարբեր կողմնորոշման հետևանք է: Այս խնդիրը լուծվեց մաթեմատիկորեն և ստացվեց պատասխան, որ գալակտիկաների կլաստերների կազմում ամենից հաճախ հանդիպում են 4, 5, 6, 7 սեղմման ինդեքսով գալակտիկաներ և գրեթե չկան գնդաձև գալակտիկաներ։ Իսկ կլաստերներից դուրս գրեթե միայն 1 և 0 ցուցիչներով գալակտիկաներ են հայտնաբերվել: Կլաստերներում էլիպսաձև գալակտիկաները հսկա գալակտիկաներ են, իսկ դրսից՝ գաճաճ գալակտիկաներ:

պարուրաձև գալակտիկաներ(Ս). Նրանք ունեն կառուցվածք՝ պարուրաձև ճյուղերի տեսքով, որոնք դուրս են գալիս կենտրոնական միջուկից։ Ճյուղերն առանձնանում են ոչ այնքան վառ ֆոնի վրա, քանի որ դրանք պարունակում են ամենաթեժ աստղերը, երիտասարդ կլաստերները, լուսավոր գազային միգամածությունները։

Էդվին Հաբլը պարուրաձև գալակտիկաները բաժանեց ենթադասերի։ Չափը ճյուղերի զարգացման աստիճանն է և գալակտիկայի միջուկի չափը։

Սա գալակտիկաներում ճյուղերը սերտորեն ոլորված են և համեմատաբար հարթ և թույլ զարգացած: Միջուկները միշտ մեծ են, սովորաբար ամբողջ գալակտիկայի դիտարկված չափի մոտավորապես կեսը: Այս ենթադասի գալակտիկաներն առավել նման են էլիպսաձեւ գալակտիկաներին։ Սովորաբար կան երկու ճյուղեր, որոնք առաջանում են միջուկի հակառակ մասերից, բայց հազվադեպ են ավելի շատ:

Sb գալակտիկաներում պարուրաձև թեւերը նկատելիորեն զարգացած են, բայց ճյուղավորումներ չունեն։ Միջուկը ավելի փոքր է, քան նախորդ դասը: Այս տեսակի գալակտիկաները հաճախ ունենում են բազմաթիվ պարուրաձև թևեր։

Sc տիպին են պատկանում բարձր զարգացած ճյուղերով գալակտիկաները, որոնք բաժանվում են մի քանի թեւերի և դրանց համեմատ փոքր միջուկը։

Չնայած արտաքին տեսքի բազմազանությանը, պարուրաձև գալակտիկաներն ունեն նմանատիպ կառուցվածք։ Դրանցում կարելի է առանձնացնել երեք բաղադրիչ՝ աստղային սկավառակ, որի հաստությունը 5-10 անգամ փոքր է գալակտիկայի տրամագծից, գնդաձև բաղադրիչ և հարթ բաղադրիչ, որն իր հաստությամբ մի քանի անգամ փոքր է սկավառակից։ Հարթ բաղադրիչը ներառում է միջաստղային գազ, փոշի, երիտասարդ աստղեր և պարուրաձև ճյուղեր։

Պարուրաձև գալակտիկաների սեղմման հարաբերակցությունը միշտ 7-ից մեծ է: Միևնույն ժամանակ, էլիպսաձև գալակտիկաները միշտ 7-ից պակաս են: Սա ցույց է տալիս, որ թույլ սեղմված գալակտիկաներում պարուրաձև կառուցվածք չի կարող զարգանալ: Որպեսզի այն հայտնվի, համակարգը պետք է ուժեղ սեղմված լինի:

Ապացուցված է, որ ուժեղ սեղմված գալակտիկան էվոլյուցիայի ընթացքում չի կարող թույլ սեղմվել, ինչպես նաև հակառակը։ Սա նշանակում է, որ էլիպսաձև գալակտիկաները չեն կարող վերածվել պարուրաձևի, իսկ պարույրները՝ էլիպսաձևի։ Տարբեր սեղմումը պայմանավորված է համակարգերի ռոտացիայի տարբեր քանակներով: Այն գալակտիկաները, որոնք ձևավորման ընթացքում ստացել են բավականաչափ պտույտ, ստացել են խիստ սեղմված ձև, դրանցում զարգացել են պարուրաձև ճյուղեր։

Կան պարուրաձև գալակտիկաներ, որոնց միջուկը գտնվում է ուղիղ գծի մեջտեղում, իսկ պարուրաձև ճյուղերը սկսվում են միայն այս ձողի ծայրերից: Նման գալակտիկաները նշանակված են SBa, SBb, SBc: B տառի ավելացումը ցույց է տալիս ցատկողի առկայությունը:

ոսպնյակաձև գալակտիկաներ(S0): Արտաքուստ նման է էլիպսաձևին, բայց ունեն աստղային սկավառակ: Նրանք կառուցվածքով նման են պարուրաձև գալակտիկաներին, սակայն տարբերվում են դրանցից հարթ բաղադրիչի և պարուրաձև թևերի բացակայությամբ։ Ոսպնաձև գալակտիկաները տարբերվում են ծայրամասային պարուրաձև գալակտիկաներից մութ նյութի շերտի բացակայությամբ։ Շվարցշիլդը առաջարկել է մի տեսություն, համաձայն որի՝ ոսպնյակաձև գալակտիկաները կարող են գոյանալ պարուրաձև գալակտիկաներից՝ գազը և փոշու նյութը մաքրելու գործընթացում։

Անկանոն գալակտիկաներ(ir): Նրանք ունեն ասիմետրիկ տեսք։ Նրանք պարուրաձև ճյուղեր չունեն, իսկ տաք աստղերը և գազափոշու նյութերը կենտրոնացած են առանձին խմբերով կամ ցրված են սկավառակի վրա։ Գոյություն ունի ցածր պայծառությամբ գնդաձև բաղադրիչ: Այս գալակտիկաները բնութագրվում են միջաստղային գազի և երիտասարդ աստղերի բարձր պարունակությամբ։

Գալակտիկայի անկանոն ձևը կարող է պայմանավորված լինել նրանով, որ այն չի հասցրել ճիշտ ձևը վերցնել իր մեջ նյութի ցածր խտության կամ երիտասարդ տարիքի պատճառով: Գալակտիկան կարող է նաև անկանոն դառնալ մեկ այլ գալակտիկայի հետ փոխազդեցության արդյունքում ձևի աղավաղման պատճառով:

Անկանոն գալակտիկաները բաժանվում են երկու ենթատեսակի.

Ir I ենթատեսակը բնութագրվում է մակերեսի բարձր պայծառությամբ և կառուցվածքի անկանոն բարդությամբ: Այս ենթատեսակի որոշ գալակտիկաներում հայտնաբերվել է ավերված պարուրաձև կառուցվածք։ Նման գալակտիկաները հաճախ հանդիպում են զույգերով։

Ir II ենթատիպը բնութագրվում է մակերեսի ցածր պայծառությամբ: Այս հատկությունը խանգարում է նման գալակտիկաների հայտնաբերմանը, և հայտնի են միայն մի քանիսը: Մակերեւույթի ցածր պայծառությունը ցույց է տալիս ցածր աստղային խտություն: Սա նշանակում է, որ այս գալակտիկաները պետք է շատ դանդաղ անցնեն անկանոն ձևից դեպի կանոնավոր:

1995 թվականի հուլիսին հետազոտություն է անցկացվել տիեզերական աստղադիտակի վրա։ Hubble-ը անկանոն թույլ կապույտ գալակտիկաներ որոնելու համար: Պարզվեց, որ այս օբյեկտները, որոնք գտնվում են մեզանից 3-ից 8 միլիարդ լուսատարի հեռավորության վրա, ամենատարածվածն են: Նրանցից շատերն ունեն չափազանց հագեցած կապույտ գույն, ինչը վկայում է այն մասին, որ նրանք ակտիվորեն անցնում են աստղերի ձևավորման գործընթաց։ Ժամանակակից Տիեզերքին համապատասխան մոտ հեռավորությունների վրա այդ գալակտիկաները չեն առաջանում:

Գալակտիկաները շատ ավելի բազմազան են, քան դիտարկվող տեսակները, և այս բազմազանությունը վերաբերում է ձևերին, կառուցվածքներին, պայծառությանը, կազմին, խտությանը, զանգվածին, սպեկտրին, ճառագայթման առանձնահատկություններին:

Մենք կարող ենք տարբերակել գալակտիկաների հետևյալ մորֆոլոգիական տիպերը՝ մոտենալով նրանց տարբեր տեսակետներից.

Ամորֆ, առանց կառուցվածքի համակարգեր- ներառյալ E գալակտիկաները և S0-ի մեծ մասը: Նրանք չունեն կամ գրեթե չունեն ցրված նյութ և տաք հսկաներ։

Հարո գալակտիկաներ- ավելի կապույտ, քան մյուսները: Նրանցից շատերն ունեն սպեկտրի նեղ, բայց վառ գծեր: Միգուցե դրանք շատ հարուստ են գազով։

Սեյֆերտի գալակտիկաները- տարբեր տեսակներ, բայց բնորոշ են իրենց սպեկտրներում ուժեղ արտանետումների գծերի շատ մեծ լայնությանը:

Քվազարներ- քվազիաստղային ռադիոաղբյուրներ, QSS, որոնք արտաքին տեսքով չեն տարբերվում աստղերից, բայց ռադիոալիքներ են արձակում, ինչպես ամենահզոր ռադիոգալակտիկաները: Նրանք բնութագրվում են կապտավուն գույնով և սպեկտրի վառ գծերով, որոնք ունեն հսկայական կարմիր շեղում: Գերհսկա գալակտիկաները գերազանցում են պայծառությամբ:

Քվազագի- QSG քվազի-աստղային գալակտիկաները - տարբերվում են քվազարներից ուժեղ ռադիոհաղորդումների բացակայությամբ: