Pyetjet e programit:
Lëvizja e duhur dhe shpejtësitë radiale të yjeve;
Shpejtësitë e veçanta të yjeve dhe diellit në galaktikë;
Rrotullimi i galaktikës.
Përmbledhje:
Lëvizja e duhur dhe shpejtësitë radiale të yjeve, shpejtësitë e veçanta të yjeve dhe diellit në galaktikë
Një krahasim i koordinatave ekuatoriale të të njëjtëve yje, të përcaktuara në intervale të rëndësishme kohore, tregoi se dhe ndryshojnë me kalimin e kohës. Një pjesë e konsiderueshme e këtyre ndryshimeve shkaktohet nga precesioni, nutacioni, devijimi dhe paralaksi vjetor. Nëse përjashtojmë ndikimin e këtyre shkaqeve, atëherë ndryshimet zvogëlohen, por nuk zhduken plotësisht. Zhvendosja e mbetur e një ylli në sferën qiellore për një vit quhet lëvizja e duhur e yllit. Shprehet në sekonda hark në vit.
Për të përcaktuar këto lëvizje, krahasohen pllakat fotografike të marra në intervale të gjata prej 20 ose më shumë vitesh. Duke pjesëtuar zhvendosjen që rezulton me numrin e viteve që kanë kaluar, studiuesit marrin lëvizjen e yllit në vit. Saktësia e përcaktimit varet nga sasia e kohës që ka kaluar midis dy imazheve.
Lëvizjet e duhura janë të ndryshme për yje të ndryshëm në madhësi dhe drejtim. Vetëm disa dhjetëra yje kanë lëvizje të duhura më të mëdha se 1 inç në vit. Lëvizja më e madhe e njohur e duhur e yllit "fluturues" të Barnardit është = 10″.27. Shumica e yjeve kanë lëvizjen e tyre, e barabartë me të qindtat dhe të mijtët e një sekonde harku në vit. Përkufizimet më të mira moderne arrijnë në 0 "001 në vit. Për periudha të gjata kohore, të barabarta me dhjetëra mijëra vjet, modelet e yjësive ndryshojnë shumë.
Lëvizja e duhur e yllit ndodh përgjatë një harku të madh rrethi me një shpejtësi konstante. Lëvizja e drejtpërdrejtë ndryshon me vlerën , e quajtur lëvizje e duhur ngritjeje djathtas, dhe deklinacion - me , e quajtur lëvizje e duhur deklinative.
Lëvizja e duhur e një ylli llogaritet me formulën:
E 
Nëse dihet lëvizja e duhur e yllit për një vit dhe distanca deri në të r në parsekë, atëherë nuk është e vështirë të llogaritet projeksioni i shpejtësisë hapësinore të yllit në rrafshin e qiellit. Ky projeksion quhet shpejtësia tangjenciale V t dhe llogaritet me formulën:
ku rështë distanca me yllin, e shprehur në parsek.
Për të gjetur shpejtësinë hapësinore V të një ylli, është e nevojshme të dihet shpejtësia radiale e tij V r, e cila përcaktohet nga zhvendosja Doppler e vijave në spektër dhe V t, e cila përcaktohet nga paralaksa vjetore u. Meqenëse Vt dhe V r janë pingul reciprokisht, shpejtësia hapësinore e yllit është:
V = V t + V r ).
Për të përcaktuar V, këndi , i gjetur nga funksionet e tij, duhet të tregohet:
sin \u003d V t / V,
cos = V t /V.
Këndi shtrihet në rangun nga 0 deri në 180.
Sistemi centauri Me diell sistemi Lëvizja e vërtetë në hapësirëV
sin = /,
cos = /
duke marrë parasysh shenjat e të dy funksioneve. Shpejtësia hapësinore e një ylli mbetet praktikisht e pandryshuar në madhësi dhe drejtim gjatë shumë shekujve. Prandaj, duke ditur V dhe r të yllit në epokën e tanishme, mund të llogaritet epoka e afrimit më të afërt të yllit me Diellin dhe të përcaktojë për të distancën r min, paralaksën, lëvizjen e duhur, komponentët e shpejtësisë hapësinore dhe madhësinë e dukshme. Distanca nga ylli në parsekë është r = 1/, 1 parsek = 3,26 sv. i vitit.
W
Lëvizja e sistemit
centauri
Për të gjykuar lëvizjet e yjeve, duhet gjetur shpejtësia e Diellit dhe e përjashtuar atë nga shpejtësitë e vëzhguara të yjeve.
Pika në sferën qiellore, drejt së cilës është drejtuar vektori i shpejtësisë së Diellit, quhet maja diellore, dhe pika e kundërt quhet anti-maja.
Maja e sistemit diellor ndodhet në yjësinë e Herkulit, ka koordinatat: = 270 , = +30 . Në këtë drejtim, Dielli lëviz me një shpejtësi prej rreth 20 km/s, në raport me yjet që ndodhen jo më larg se 100 ps larg tij. Gjatë vitit, Dielli udhëton 630,000,000 km, ose 4,2 AU.
Rrotullimi i galaktikës
Nëse një grup yjesh lëviz me të njëjtën shpejtësi, atëherë duke qenë në njërin prej këtyre yjeve, është e pamundur të zbulohet një lëvizje e zakonshme. Situata është e ndryshme nëse shpejtësia ndryshon sikur një grup yjesh të lëvizte rreth një qendre të përbashkët. Atëherë shpejtësia e yjeve më afër qendrës do të jetë më e vogël se e atyre më larg qendrës. Shpejtësitë radiale të vëzhguara të yjeve të largët demonstrojnë një lëvizje të tillë. Të gjithë yjet, së bashku me Diellin, lëvizin pingul me drejtimin drejt qendrës së galaktikës. Kjo lëvizje është pasojë e rrotullimit të përgjithshëm të Galaktikës, shpejtësia e së cilës ndryshon me distancën nga qendra e saj (rotacioni diferencial).
Rrotullimi i Galaxy ka karakteristikat e mëposhtme:
1. Ndodh në drejtim të akrepave të orës nëse e shikoni galaktikën nga poli i saj verior, i vendosur në yjësinë Coma Veronica.
2. Shpejtësia këndore e rrotullimit zvogëlohet me largësinë nga qendra.
3. Shpejtësia lineare e rrotullimit së pari rritet me distancën nga qendra. Më pas, afërsisht në distancën e Diellit, ai arrin vlerën maksimale prej rreth 250 km/s, pas së cilës zvogëlohet ngadalë.
4. Dielli dhe yjet në afërsi të tij bëjnë një revolucion të plotë rreth qendrës së Galaktikës në rreth 230 milionë vjet. Kjo periudhë kohore quhet vit galaktik.
Pyetjet e testit:
Cila është lëvizja e duhur e yjeve?
Si zbulohet lëvizja e duhur e yjeve?
Cili yll ka lëvizjen më të madhe të duhur?
Cila formulë përdoret për të llogaritur lëvizjen e duhur të një ylli?
Në cilat komponentë zbërthehet shpejtësia hapësinore e një ylli?
Si quhet pika në sferën qiellore drejt së cilës lëviz dielli?
Në cilën plejadë ndodhet kulmi?
Sa shpejt po lëviz dielli në krahasim me yjet e afërt?
Sa larg udhëton dielli në një vit?
Cilat janë veçoritë e rrotullimit të Galaxy?
Cila është periudha e rrotullimit të galaktikës?
Detyrat:
1. Shpejtësia radiale e yllit Betelgeuse 
= 21 km/s, lëvizja e duhur= 0,032 në vit dhe paralaksë R= 0,012. Përcaktoni shpejtësinë totale hapësinore të yllit në raport me Diellin dhe këndin e formuar nga drejtimi i lëvizjes së yllit në hapësirë me vijën e shikimit.
Përgjigju:= 31.
2. Ylli 83 Hercules është në një distancë nga ne D= 100 pc, lëvizja e vet është = 0,12. Sa është shpejtësia tangjenciale e këtij ylli?
Përgjigju:57 km/s.
3. Lëvizja e duhur e yllit të Kaptein, e vendosur në një distancë prej 4 pc, është 8,8 në vit, dhe shpejtësia radiale është 242 km/s. Përcaktoni shpejtësinë hapësinore të yllit.
Përgjigju: 294 km/s.
4. Në cilën distancë minimale do të na afrohet ylli 61 Cygnus nëse paralaksa e këtij ylli është 0,3 dhe lëvizja e tij është 5,2. Ylli po lëviz drejt nesh me një shpejtësi radiale prej 64 km/s.
Përgjigju:2,6 copë.
Literatura:
1. Kalendari astronomik. pjesë e përhershme. M., 1981.
2. Kononovich E.V., Moroz V.I. Kursi i përgjithshëm i astronomisë. M., Editoriali URSS, 2004.
3. Efremov Yu.N. Në thellësitë e universit. M., 1984.
4. Tsesevich V.P. Çfarë dhe si të vëzhgoni në qiell. M., 1979.
Lëvizja e vet e një ylli
Lëvizja e vet e një ylli, lëvizja e dukshme e një ylli në sferën e qiellit si rezultat i lëvizjes së tij në raport me Diellin. Në shumicën e rasteve, kjo lëvizje është më pak se 0.1 sekondë e harkut. BARNARD'S STAR ka lëvizjen më të madhe të duhur (10.3 sekonda hark në vit). Lëvizja e duhur e një ylli përcaktohet duke krahasuar pozicionin e yllit në pllakat fotografike të marra gjatë një periudhe të gjatë kohore, zakonisht e barabartë me vite ose dekada. Matjet shumë më të sakta të lëvizjes së duhur të yjeve u morën nga sateliti matës Hipparchus.
Fjalor enciklopedik shkencor dhe teknik.
Shihni se çfarë është "lëvizja e yjeve" në fjalorë të tjerë:
Zhvendosja këndore e një ylli në sferën qiellore në një vit. Vëzhguar pranë yjeve aty pranë... Fjalori i madh enciklopedik
Zhvendosja këndore e një ylli në sferën qiellore në një vit. Vëzhguar pranë yjeve aty pranë. * * * LËVIZJA VETËTA E NJË YLI LËVIZJA VETËTA E NJË YLL, zhvendosje këndore e një ylli në sferën qiellore në vit. Vëzhguar pranë yjeve aty pranë... fjalor enciklopedik
Zhvendosja këndore e një ylli në sferën qiellore në një vit. Vëzhguar pranë yjeve aty pranë... Shkenca natyrore. fjalor enciklopedik
Lëvizja e duhur i referohet ndryshimeve në koordinatat e yjeve në sferën qiellore, të shkaktuara nga lëvizja relative e yjeve dhe sistemit diellor. Ato nuk përfshijnë ndryshimet periodike të shkaktuara nga lëvizja e Tokës rreth Diellit (paralaks). Më shumë ... ... Wikipedia
Shpejtësia e lëvizjes këndore të një objekti (ylli) në sferën qiellore në lidhje me një sistem koordinativ fiks në hapësirë. Në praktikë, ajo përcaktohet nga një ndryshim në pozicionin e një ylli në raport me yjet ose galaktikat shumë më të largëta. ... ... Fjalor astronomik
Shihni yjet... Fjalor Enciklopedik F.A. Brockhaus dhe I.A. Efron
Nga perëndimi në lindje. retrograde (e kundërt) nga lindja në perëndim. yjet lëvizin e duhur të një ylli nëpër sferën qiellore në krahasim me yjet më të largët që e rrethojnë atë ... Fjalor astronomik
Trupa qiellorë të nxehtë me shkëlqim, të ngjashëm me Diellin. Yjet ndryshojnë në madhësi, temperaturë dhe shkëlqim. Në shumë aspekte, Dielli është një yll tipik, megjithëse duket shumë më i ndritshëm dhe më i madh se të gjithë yjet e tjerë, pasi ndodhet shumë më afër ... ... Enciklopedia Collier
Ilustrimi tregon një pamje të yllit të shtrirë Achernar të shkaktuar nga rrotullimi i tij i shpejtë. Rrotullimi i një ylli është lëvizja këndore e një ylli rreth boshtit të tij. Shpejtësia e rrotullimit mund të matet nga zhvendosja e linjave në spektrin e saj ose nga koha ... Wikipedia
Artikulli kryesor: Evolucioni yjor Formimi i yjeve është procesi me të cilin pjesë të dendura të reve molekulare shemben në një top plazme për të formuar një yll. Evolucioni i një ylli fillon në një re molekulare gjigante, e quajtur gjithashtu ... ... Wikipedia
A.A. KISELEV
Universiteti Shtetëror i Shën Petersburgut
Prezantimi
Arsyetimi i sistemit të koordinatave inerciale në astronomi
Zbulimi i lëvizjeve të yjeve "të fiksuar" i përket astronomit të famshëm anglez Edmund Halley, i cili zbuloi në 1718 se disa yje të ndritshëm nga katalogu Hipparchus-Ptolemeu ndryshuan dukshëm pozicionet e tyre midis yjeve të tjerë. Këta ishin Sirius, i cili ishte zhvendosur në jug me pothuajse një diametër e gjysmë të Hënës, Arcturus - me dy diametra në jug dhe Aldebaran, i cili ishte zhvendosur me 1/4 e diametrit të Hënës në lindje. Ndryshimet e vëzhguara nuk mund t'i atribuohen gabimeve të katalogut të Ptolemeut, të cilat, si rregull, nuk i kalonin 6 "(1/5 e diametrit të hënës). Zbulimi i Halley së shpejti (1728) u konfirmua nga një astronom tjetër anglez, James Bradley, i cili njihet më mirë si zbuluesi i yllit vjetor.Tek Tobias Mayer (1723-1762), Nicola Lacaille (1713-1762) dhe shumë astronomë të tjerë deri në Friedrich Bessel (1784-1846) u angazhuan në përcaktimet e mëtejshme të lëvizjeve të yjeve. , i cili hodhi themelet për sistemin themelor modern të pozicioneve të yjeve.
Është kurioze që u deshën pothuajse 2000 vjet për të shkatërruar idenë mbizotëruese të yjeve të fiksuar në mënyrë që të filloni të kërkoni dhe gjenim lëvizjet e yjeve. Ky revolucion në astronomi, natyrisht, u bë falë triumfit të mekanikës Njutoniane, e cila vendosi ligjet e lëvizjes së trupave qiellorë, duke përfshirë yjet, të cilët astronomët tashmë e dinin në shekullin e 18-të se ishin trupa të ngjashëm me Diellin. Por interesi kryesor për astronomët e asaj kohe ishte Hëna (për lundrim), planetët dhe Toka si planet. Mekanika njutoniane krijoi kushtet për një studim matematikisht rigoroz të lëvizjeve të këtyre trupave, mbeti vetëm për të gjetur një sistem koordinativ që mund të njihej si në qetësi ose në një gjendje të lëvizjes drejtvizore uniforme, domethënë një sistem koordinativ inercial që kënaq Ligji i parë i Njutonit, një sistem i tillë koordinativ të cilit është e lehtë dhe thjesht do të ishte e mundur t'i atribuohen të gjitha lëvizjet e vëzhguara të Hënës, planetëve dhe Tokës gjithashtu. Një sistem i tillë koordinatash, me sa duket, u mishërua nga yje "fiks". Dhe kështu astronomët filluan të përcaktojnë koordinatat sferike të yjeve, duke i referuar ato në sistemin ekuatorial, ku rrafshi kryesor merret si një rrafsh paralel me ekuatorin e tokës, dhe ekuinoksi i pranverës shërben si pikënisje për gjatësitë (ngritjet djathtas) . Zhvillimi i teknologjisë instrumentale dhe aftësia e vëzhguesve (J. Bradley, T. Mayer) kontribuan në një përmirësim të mprehtë në saktësinë e përcaktimit të koordinatave të yjeve në sistemin ekuatorial. Në bazë të vëzhgimeve të tilla, u përpiluan katalogët e parë të pozicioneve të një numri të caktuar yjesh të zgjedhur. Saktësia e pozicioneve të yjeve në këta katalogë tashmë në shekullin e 18-të iu afrua 1 ", dhe në shekullin e 19-të u rrit ndjeshëm. Arsyet dhe natyra e ndryshimeve në koordinatat e yjeve iu referuan sistemit koordinativ ekuatorial - kornizës referuese. jepet nga rrotullimi i lirë i Tokës, duke u rrotulluar rreth Diellit dhe duke përjetuar shqetësime nga hëna dhe planetët.Këto ndryshime në koordinata: 1) fenomeni i precesionit, i cili ishte i njohur tek të lashtët si " 2) fenomeni i nutation, i cili u zbulua nga Bradley. Të dyja këto dukuri, së bashku me devijimin, u gjurmuan dhe u studiuan në detaje nga disa breza astronomësh në shekujt 18 dhe 19, duke filluar nga Bradley dhe duke përfunduar me Bessel. Si rezultat, vlerat numerike të konstanteve dhe devijimeve, domethënë, atyre sasive që janë aktualisht janë pjesë e listës së të ashtuquajturave konstante themelore të astronomisë. Kështu, u krijuan të gjitha kushtet për kalimin nga koordinatat e dukshme (të çastit) të yjeve në koordinatat që lidhen me një sistem konstant (të ndalur) aksesh, të cilat mund të konsiderohen inerciale me një përafrim të mirë. Në gjuhën e astronomëve - mekanika qiellore - ky kalim quhet shndërrimi nga pozicionet e dukshme të yjeve në pozicionet e tyre mesatare në sistemin e ekuatorit dhe ekuinokseve të një epoke të caktuar. Ky transformim u vërtetua në detaje dhe u shpjegua në veprën themelore të Besselit "Fundamenta astronomiae" në 1818, e cila ende ruan rëndësinë e saj. Arsyetimi i sistemit të koordinatave inerciale në astronomi krijoi kushtet e nevojshme për përcaktimin dhe studimin e lëvizjeve reale të trupave qiellorë, përfshirë yjet, në botën yjore që rrethon Tokën.
Lëvizjet e duhura të yjeve
Lëvizjet e duhura të meridianit
Ideja e këtij projekti u shpreh njëkohësisht në vitet 1930 nga astronomi amerikan Wright dhe B.V. Numerov në BRSS. Sipas kësaj ideje, u propozua të përcaktohen lëvizjet e duhura fotografike të yjeve drejtpërdrejt në lidhje me mjegullnajat ekstragalaktike (galaktikat). Amerikanët synonin të përdornin imazhet e galaktikave si yje referencë, ndërsa astronomët sovjetikë - vetëm si yje kontrolli në procesin e absolutizimit. Duke pasur parasysh largësinë ekstreme të galaktikave (shumica e galaktikave të vëzhguara janë më shumë se 10 6 pc larg nga galaktika jonë), lëvizjet e tyre të duhura mund të neglizhohen, të cilat janë shumë më pak se 0,001 "/vit. Prandaj, lëvizjet e duhura fotografike të yjet e përcaktuar në lidhje me galaktikat mund të konsiderohen absolute dhe nga krahasimi me lëvizjet e duhura të meridianit të të njëjtëve yje, kontrolloni nëse lëvizjet e duhura të meridianit të yjeve plotësojnë kushtin inercial, domethënë nëse ato janë nxjerrë saktë.
Lëvizja e duhur dhe shpejtësitë radiale të yjeve. Shpejtësitë e veçanta të yjeve dhe diellit në galaktikë. Rrotullimi i galaktikës.
Një krahasim i koordinatave ekuatoriale të të njëjtëve yje, të përcaktuara në intervale të rëndësishme kohore, tregoi se a dhe d ndryshojnë me kalimin e kohës. Një pjesë e konsiderueshme e këtyre ndryshimeve shkaktohet nga precesioni, nutacioni, devijimi dhe paralaksi vjetor. Nëse përjashtojmë ndikimin e këtyre shkaqeve, atëherë ndryshimet zvogëlohen, por nuk zhduken plotësisht. Zhvendosja e mbetur e yllit në sferën qiellore në vit quhet lëvizja e duhur e yllit m. Ai shprehet në sekonda. harqe në vit.
Lëvizjet e duhura janë të ndryshme për yje të ndryshëm në madhësi dhe drejtim. Vetëm disa dhjetëra yje kanë lëvizje të duhura më të mëdha se 1” në vit. Ylli “fluturues” i Barnardit ka lëvizjen më të madhe të njohur të duhur m = 10”,27. Shumica e yjeve kanë lëvizjen e tyre të barabartë me të qindtat dhe të mijëtat e një sekonde harku në vit.
Gjatë periudhave të gjata kohore, të barabarta me dhjetëra mijëra vjet, modelet e yjësive ndryshojnë shumë.
Lëvizja e duhur e yllit ndodh përgjatë një harku të madh rrethi me një shpejtësi konstante. Ngjitja djathtas ndryshon me vlerën m a, e quajtur ngritje e drejtë e lëvizjes së duhur, dhe deklinimi me vlerën m d, e quajtur lëvizje e duhur deklinative.
Lëvizja e duhur e yllit llogaritet me formulën:
m = r(m a 2 + m d 2).
Nëse dihet lëvizja e duhur e yllit për një vit dhe distanca deri në të r në parsekë, atëherë nuk është e vështirë të llogaritet projeksioni i shpejtësisë hapësinore të yllit në rrafshin e figurës. Ky projeksion quhet shpejtësia tangjenciale V t dhe llogaritet me formulën:
V t \u003d m "r / 206265" ps / vit \u003d 4,74 m r km / s.
për të gjetur shpejtësinë hapësinore V të një ylli, është e nevojshme të dihet shpejtësia radiale e tij V r, e cila përcaktohet nga zhvendosja Doppler e vijave në spektrin e yllit. Meqenëse Vt dhe V r janë pingul reciprokisht, shpejtësia hapësinore e yllit është:
V = r(V t 2 + V r 2).
Yjet më të shpejtë janë variablat RR Lyrae. Shpejtësia mesatare e tyre në raport me Diellin është 130 km/s. Megjithatë, këta yje lëvizin kundër rrotullimit të Galaktikës, kështu që shpejtësia e tyre është e ulët (250 -130 = 120 km/s). Yjet shumë të shpejtë, me shpejtësi rreth 350 km/s në raport me qendrën e galaktikës, nuk vërehen, sepse shpejtësia prej 320 km/s është e mjaftueshme për të lënë fushën gravitacionale të Galaktikës ose për të rrotulluar në një orbitë shumë të zgjatur.
Njohja e lëvizjeve të duhura dhe shpejtësive radiale të yjeve bën të mundur gjykimin e lëvizjeve të yjeve në raport me Diellin, i cili gjithashtu lëviz në hapësirë. Prandaj, lëvizjet e vëzhguara të yjeve përbëhen nga dy pjesë, njëra prej të cilave është pasojë e lëvizjes së Diellit, dhe tjetra është lëvizja individuale e yllit.
Për të gjykuar lëvizjet e yjeve, duhet gjetur shpejtësia e Diellit dhe e përjashtuar atë nga shpejtësitë e vëzhguara të yjeve.
Pika në sferën qiellore drejt së cilës është drejtuar vektori i shpejtësisë së Diellit quhet maja diellore dhe pika e kundërt quhet anti-maja.
Maja e sistemit diellor ndodhet në yjësinë e Herkulit, ka koordinatat: a = 270 0 , d = +30 0 . Në këtë drejtim, Dielli lëviz me një shpejtësi prej rreth 20 km / s, në krahasim me yjet që ndodhen jo më larg se 100 ps larg tij. Gjatë vitit, Dielli udhëton 630,000,000 km, ose 4,2 AU.
Nëse një grup yjesh lëviz me të njëjtën shpejtësi, atëherë duke qenë në njërin prej këtyre yjeve, është e pamundur të zbulohet një lëvizje e zakonshme. Situata është e ndryshme nëse shpejtësia ndryshon sikur një grup yjesh të lëvizte rreth një qendre të përbashkët. Atëherë shpejtësia e yjeve më afër qendrës do të jetë më e vogël se e atyre më larg qendrës. Shpejtësitë radiale të vëzhguara të yjeve të largët demonstrojnë një lëvizje të tillë. Të gjithë yjet, së bashku me Diellin, lëvizin pingul me drejtimin drejt qendrës së galaktikës. Kjo lëvizje është pasojë e rrotullimit të përgjithshëm të Galaktikës, shpejtësia e së cilës ndryshon me distancën nga qendra e saj (rotacioni diferencial).
Rrotullimi i Galaxy ka karakteristikat e mëposhtme:
1. Ndodh në drejtim të akrepave të orës nëse e shikoni galaktikën nga poli i saj verior, i vendosur në yjësinë Coma Veronica.
2. Shpejtësia këndore e rrotullimit zvogëlohet me largësinë nga qendra.
3. Shpejtësia lineare e rrotullimit së pari rritet me distancën nga qendra. Më pas, afërsisht në distancën e Diellit, ai arrin vlerën maksimale prej rreth 250 km/s, pas së cilës zvogëlohet ngadalë.
4. Dielli dhe yjet në afërsi të tij bëjnë një revolucion të plotë rreth qendrës së Galaktikës në rreth 230 milionë vjet. Kjo periudhë kohore quhet vit galaktik.
24.2 Popullatat yjore dhe nënsistemet galaktike.
Yjet që ndodhen pranë Diellit janë shumë të shndritshëm dhe i përkasin popullatës së tipit I. ato zakonisht gjenden në rajonet e jashtme të galaktikës. Yjet që ndodhen larg Diellit, të vendosura afër qendrës së Galaktikës dhe në koronë i përkasin llojit II të popullsisë. Ndarja e yjeve në popullata u krye nga Baade gjatë studimit të Mjegullnajës Andromeda. Yjet më të shndritshëm të popullsisë I janë blu dhe kanë madhësi absolute deri në -9 m, ndërsa yjet më të shndritshëm të popullsisë II janë të kuq me abs. -3 m. Përveç kësaj, popullsia I karakterizohet nga një bollëk gazi dhe pluhuri ndëryjor, të cilët mungojnë në popullsinë II.
Një ndarje e detajuar e yjeve në Galaktikë në popullata përfshin 6 lloje:
1. Popullata ekstreme I - përfshin objektet që përmbahen në degë spirale. Kjo përfshin gazin dhe pluhurin ndëryjor të përqendruar në krahët spirale nga të cilat formohen yjet. Yjet e kësaj popullate janë shumë të rinj. Mosha e tyre është 20 - 50 milion vjet. Zona e ekzistencës së këtyre yjeve është e kufizuar nga një shtresë e hollë galaktike: një unazë me një rreze të brendshme prej 5000 ps, një rreze të jashtme prej 15,000 ps dhe një trashësi prej rreth 500 ps.
Këta yje përfshijnë yje të llojeve spektrale nga O në B2, supergjigantë të llojeve të vonshme spektrale, yje të tipit Wolf-Rayet, yje emetimi të klasës B, shoqërime yjore, variabla të tipit T Tauri.
2. Yjet e popullatës së zakonshme I janë pak më të rritur, mosha e tyre është 2-3 vite hapësinore. Ata janë larguar nga krahët spirale dhe shpesh ndodhen pranë rrafshit qendror të Galaxy.
Këto përfshijnë yjet e nënklasave nga B3 në B8 dhe yjet normalë të klasës A, res. grupime me yje të të njëjtave klasa, yje të klasës A deri në F me vija të forta metalike, supergjigantë më pak të kuq të ndezur.
3. Yjet e popullatës së diskut. Mosha e tyre është nga 1 deri në 5 miliardë vjet; 5-25 vite hapësinore. Këto yje përfshijnë Diellin. Kjo popullsi përfshin shumë yje me vëzhgim të ulët të vendosur brenda 1000 ps nga rrafshi qendror në brezin galaktik me një rreze të brendshme prej 5000 ps dhe një rreze të jashtme prej 15,000 ps. Këta yje përfshijnë gjigantë të zakonshëm të klasave nga G në K, yje të sekuencës kryesore të klasave nga G në K, variabla me periudha të gjata me periudha më shumë se 250 ditë, variabla gjysmë të rregullt, mjegullnajë planetare, yje të rinj, grupime të vjetra të hapura.
4. Yjet e popullatës së ndërmjetme II përfshijnë objekte të vendosura në distanca më të mëdha se 1000 pc në të dyja anët e rrafshit qendror të Galaktikës. Këta yje rrotullohen në orbita të zgjatura. Këto përfshijnë shumicën e yjeve të vjetër, me një moshë kozmike 50 deri në 80 vjeç, yjet me shpejtësi të lartë, me vija të dobëta, variabla me periudha të gjata me periudha nga 50 deri në 250 ditë, Cepheids të tipit Virgjëreshë W, variablat RR Lyrae, të bardhë xhuxha, grupime rruzullore .
5. Popullsia e kurorës galaktike. përfshijnë objekte që u ngritën në fazat e hershme të evolucionit të Galaktikës, e cila në atë kohë ishte më pak e sheshtë se tani. Këto objekte përfshijnë nënxhuxhët, grupimet globulare koronale, yjet RR Lyrae, yjet me vija jashtëzakonisht të zbehta dhe yjet me shpejtësitë më të larta.
6. Yjet e popullsisë kryesore përfshijnë objektet më pak të njohura. Në spektrat e këtyre yjeve të vëzhguara në galaktika të tjera, linjat e natriumit janë të forta dhe brezat e cianidit (CN) janë intensive. Këta mund të jenë xhuxhë të klasës M. Objekte të tilla përfshijnë yjet RR Lyrae, yjet globularë. grupime të pasura me metale, mjegullnaja planetare, xhuxhë të klasit M, yje gjigantë të klasit G dhe M me breza të fortë cianidi, objekte infra të kuqe.
Elementët më të rëndësishëm të strukturës së Galaxy janë grupi qendror, krahët spirale dhe disku. Grumbulli qendror i galaktikës është i fshehur prej nesh nga materia e errët e errët. Gjysma e saj jugore shihet më së miri si një re e ndritshme ylli në yjësinë e Shigjetarit. Në rrezet infra të kuqe, është e mundur të vëzhgoni gjysmën e dytë. Këto gjysma janë të ndara nga një brez i fuqishëm lëndësh pluhuri, i cili është i errët edhe ndaj rrezeve infra të kuqe. Dimensionet lineare të grumbullit qendror janë 3 me 5 kiloparsekë.
Rajoni i Galaxy në një distancë prej 4-8 kpc nga qendra dallohet nga një sërë veçorish. Ai përmban numrin më të madh të pulsarëve dhe mbetjeve të gazit nga shpërthimet e supernovës, emetimin intensiv të radios jotermale dhe yjet e rinj dhe të nxehtë O dhe B janë më të zakonshëm. Retë molekulare të hidrogjenit ekzistojnë në këtë zonë. Në lëndën difuze të këtij rajoni, përqendrimi i rrezeve kozmike është rritur.
Në një distancë prej 3-4 kpc nga qendra e Galaktikës, metodat e radioastronomisë zbuluan një mëngë hidrogjeni neutrale me një masë prej rreth 100,000,000 masa diellore, duke u zgjeruar me një shpejtësi prej rreth 50 km/s. në anën tjetër të qendrës, në një distancë prej rreth 2 kpc, ka një mëngë me një masë 10 herë më të vogël, duke u larguar nga qendra me një shpejtësi prej 135 km/s.
Në rajonin e qendrës ka disa re gazi me masa 10,000 - 100,000 masa diellore, duke u larguar me një shpejtësi prej 100 - 170 km/s.
Rajoni qendror me një rreze më të vogël se 1 kpc është i zënë nga një unazë gazi neutral, i cili rrotullohet me një shpejtësi prej 200 km/s rreth qendrës. Brenda tij, ka një zonë të gjerë H II në formë disku me një diametër prej rreth 300 ps. Në rajonin e qendrës vërehet rrezatim jotermik, i cili tregon një rritje të përqendrimit të rrezeve kozmike dhe fuqisë së fushave magnetike.
Tërësia e fenomeneve të vëzhguara në rajonet qendrore të galaktikës tregon mundësinë që më shumë se 10,000,000 vjet më parë, retë gazi me një masë totale prej rreth 10,000,000 masa diellore dhe një shpejtësi prej rreth 600 km/s janë hedhur nga qendra e galaktikës. .
Në yjësinë e Shigjetarit, pranë qendrës së Galaktikës, ka disa burime të fuqishme të rrezatimit radio dhe infra të kuqe. Njëri prej tyre - Shigjetari-A ndodhet në qendër të Galaxy. Ai është i rrethuar nga një re molekulare unazore me një rreze prej 200 ps, duke u zgjeruar me një shpejtësi prej 140 km/s. Në rajonet qendrore, ekziston një proces aktiv i formimit të yjeve.
Në qendër të galaktikës sonë, ka shumë të ngjarë një bërthamë, e ngjashme me një grup yjor globular. Marrësit infra të kuqe zbuluan aty një objekt eliptik me përmasa 10 ps. Mund të përmbajë një grumbull yjor të dendur me një diametër prej 1 ps. Mund të jetë gjithashtu një objekt i natyrës së panjohur relativiste.
24.3 Struktura spirale e galaktikës.
Natyra e strukturës spirale të Galaxy është e lidhur me valët e densitetit spirale që përhapen në diskun yjor. Këto valë janë të ngjashme me valët e zërit, por për shkak të rrotullimit marrin pamjen e spiraleve. Mjeti në të cilin përhapen këto valë përbëhet jo vetëm nga materia ndëryjore gaz-pluhur, por edhe nga vetë yjet. Yjet formojnë gjithashtu një lloj gazi, i cili ndryshon nga ai i zakonshëm në atë se nuk ka përplasje midis grimcave të tij.
Një valë e densitetit spirale, si një valë e zakonshme gjatësore, është një alternim i densifikimit dhe rrallimit të njëpasnjëshëm të Mediumit. Ndryshe nga gazi dhe yjet, modeli spirale i valëve rrotullohet në të njëjtin drejtim si e gjithë galaktika, por dukshëm më i ngadalshëm dhe me një shpejtësi këndore konstante, si një trup i ngurtë.
Prandaj, substanca vazhdimisht kap degët spirale nga brenda dhe kalon nëpër to. Megjithatë, për yjet dhe gazin, ky kalim nëpër krahët spirale ndodh në mënyra të ndryshme. Yjet, si gazi, kondensohen në një valë spirale, përqendrimi i tyre rritet me 10 - 20%. Prandaj, potenciali gravitacional gjithashtu rritet. Por meqenëse nuk ka përplasje midis yjeve, ata ruajnë momentin, ndryshojnë pak rrugën e tyre brenda krahut spirale dhe dalin prej tij pothuajse në të njëjtin drejtim në të cilin hynë.
Gazi sillet ndryshe. Për shkak të përplasjeve, duke hyrë në krah, humbet vrullin, ngadalësohet dhe fillon të grumbullohet në kufirin e brendshëm të krahut. Pjesët e reja të gazit që vijnë, çojnë në formimin e një valë shoku me një ndryshim të madh densiteti pranë këtij kufiri. Si rezultat, skajet e izolimit të gazit formohen pranë krahëve spirale dhe ndodh paqëndrueshmëria termike. Gazi shpejt bëhet i errët, ftohet dhe kalon në një fazë të dendur, duke formuar komplekse gaz-pluhur të favorshme për formimin e yjeve. Yjet e rinj dhe të nxehtë nxisin shkëlqimin e gazit, i cili krijon mjegullnaja të ndritshme, të cilat, së bashku me yjet e nxehtë, përvijojnë një strukturë spirale që përsërit valën e densitetit spirale në diskun yjor.
Struktura spirale e galaktikës sonë është studiuar duke ekzaminuar galaktika të tjera spirale. Studimet kanë treguar se krahët spirale të galaktikave fqinje përbëhen nga gjigantë të nxehtë, supergjigantë, pluhur dhe gaz. Nëse i hiqni këto objekte, degët spirale do të zhduken. Yjet e kuq dhe të verdhë mbushin në mënyrë të barabartë zonat brenda dhe midis degëve.
Për të sqaruar strukturën spirale të galaktikës sonë, duhet të vëzhgojmë gjigantët e nxehtë, pluhurin dhe gazin. Është mjaft e vështirë për ta bërë këtë, sepse Dielli është në rrafshin e Galaktikës dhe degë të ndryshme spirale janë projektuar mbi njëra-tjetrën. Metodat moderne nuk lejojnë përcaktimin e saktë të distancave për gjigantët e largët, gjë që e bën të vështirë krijimin e një tabloje hapësinore. Për më tepër, masa të mëdha pluhuri me strukturë johomogjene dhe dendësi të ndryshme shtrihen në rrafshin e galaktikës, gjë që e bën edhe më të vështirë studimin e objekteve të largëta.
Shpresa të mëdha jep studimi i hidrogjenit në një gjatësi vale 21 cm.Me ndihmën e tyre është e mundur të matet dendësia e hidrogjenit neutral në vende të ndryshme të Galaktikës. Kjo punë është bërë nga astronomët holandezë Holst, Muller, Oort dhe të tjerë.Si rezultat është marrë një pamje e shpërndarjes së hidrogjenit, e cila përvijon konturet e strukturës spirale të galaktikës. Hidrogjeni gjendet në sasi të mëdha pranë yjeve të rinj të nxehtë, të cilët përcaktojnë strukturën e krahëve spirale. Rrezatimi i hidrogjenit neutral është me gjatësi vale të gjatë, është në rrezen e radios, dhe për të lënda pluhur ndëryjore është transparente. Rrezatimi prej 21 centimetrash vjen nga rajonet më të largëta të Galaktikës pa shtrembërim.
Galaktika po ndryshon vazhdimisht. Këto ndryshime janë të ngadalta dhe graduale. Ato janë të vështira për t'u zbuluar nga studiuesit, sepse jeta e njeriut është shumë e shkurtër në krahasim me jetën e yjeve dhe galaktikave. Duke iu kthyer evolucionit kozmik, duhet zgjedhur një njësi shumë e gjatë kohore. Një njësi e tillë është viti kozmik, d.m.th. koha që i duhet diellit për të kryer një rrotullim rreth qendrës së galaktikës. Është e barabartë me 250 milionë vite tokësore. Yjet e Galaktikës janë vazhdimisht të përziera dhe në një vit kozmik, duke lëvizur edhe me një shpejtësi të ulët prej 1 km/s në raport me njëri-tjetrin, dy yje do të largohen me 250 ps. Gjatë kësaj kohe, disa grupe yjore mund të shpërbëhen, ndërsa të tjerët mund të formohen përsëri. Pamja e Galaxy do të ndryshojë në mënyrë dramatike. Përveç ndryshimeve mekanike, gjendja fizike e Galaktikës ndryshon gjatë vitit kozmik. Yjet e klasave O dhe B mund të shkëlqejnë vetëm për një kohë të barabartë me një pjesë të vitit kozmik. Mosha e gjigantëve më të ndritshëm të vëzhgueshëm është rreth 10 milionë vjet. Sidoqoftë, pavarësisht kësaj, konfigurimi i krahëve spirale mund të mbetet mjaft i qëndrueshëm. Disa yje do të largohen nga këto rajone, të tjerët do të mbërrijnë në vendin e tyre, disa yje do të vdesin, të tjerët do të lindin nga një masë e madhe kompleksesh gaz-pluhuri të degëve spirale. Nëse shpërndarja e pozicioneve dhe lëvizjeve të objekteve në një galaktikë nuk pëson ndryshime të mëdha, atëherë ky sistem yjor është në një gjendje ekuilibri dinamik. Për një grup të caktuar yjesh, gjendja e ekuilibrit dinamik mund të ruhet për 100 vite kozmike. Megjithatë, për një periudhë më të gjatë të barabartë me mijëra kozm. vite, gjendja e ekuilibrit dinamik do të shqetësohet për shkak të kalimeve të rastësishme të afërta të yjeve. Ai do të zëvendësohet nga një gjendje dinamike pothuajse e përhershme e ekuilibrit statistikor, më e qëndrueshme, në të cilën yjet janë më të përziera.
25. Astronomia ekstragalaktike.
25.1 Klasifikimi i galaktikave dhe shpërndarja e tyre hapësinore.
Kërkuesit francezë të kometave Messier dhe Masham përpiluan në 1784 një katalog të objekteve mjegulle të vëzhguara në qiell me sy të lirë ose përmes një teleskopi, në mënyrë që të mos i ngatërronin ato me kometat që vijnë në punën e ardhshme. Objektet e katalogut Messier rezultuan të ishin të natyrës nga më të ndryshmet. Disa prej tyre - grupimet e yjeve dhe mjegullnajat - i përkasin galaktikës sonë, pjesa tjetër - objekte më të largëta dhe janë të njëjtat sisteme yjore si galaktika jonë. Kuptimi i natyrës së vërtetë të galaktikave nuk erdhi menjëherë. Vetëm në vitin 1917 Ritchie dhe Curtis, duke vëzhguar një supernova në galaktikën NGC 224, llogaritën se ajo ishte në një distancë prej 460,000 ps, d.m.th. 15 herë diametri i Galaxy tonë, që do të thotë shumë përtej kufijve të saj. Çështja u sqarua përfundimisht në vitet 1924-1926, kur E. Hubble, duke përdorur një teleskop 2.5 metra, mori fotografitë e Mjegullnajës së Andromedës, ku degët spirale dekompozoheshin në yje individualë.
Sot njihen shumë galaktika, të vendosura në një distancë prej nesh nga qindra mijëra deri në miliarda vjet dritë. vjet.
Shumë galaktika janë përshkruar dhe kataloguar. Më i përdoruri është Katalogu i Ri i Përgjithshëm i Dreyer-it (NGC). Çdo galaktikë ka numrin e vet. Për shembull, Mjegullnaja Andromeda është caktuar NGC 224.
Vëzhgimi i galaktikave ka treguar se ato janë shumë të ndryshme në formë dhe strukturë. Në pamje, galaktikat ndahen në eliptike, spirale, thjerrëza dhe të parregullta.
galaktikat eliptike(E) kanë formën e elipseve në fotografi pa kufij të mprehtë. Shkëlqimi gradualisht rritet nga periferia në qendër. Struktura e brendshme zakonisht mungon. Këto galaktika janë ndërtuar nga gjigantë të kuq dhe të verdhë, xhuxhë të kuq dhe të verdhë, një numër i caktuar yjesh të bardhë me shkëlqim të ulët, d.m.th. kryesisht nga yjet e tipit II të popullsisë. Nuk ka supergjigantë të bardhë-blu, të cilët zakonisht krijojnë strukturën e krahëve spirale. Nga pamja e jashtme, galaktikat eliptike ndryshojnë në ngjeshje më të madhe ose më të vogël.
Treguesi i kompresimit është vlera
gjendet lehtësisht nëse në fotografi maten gjysmëboshtet e mëdha a dhe b të vogla. Indeksi i kompresimit shtohet pas shkronjës që tregon formën e galaktikës, për shembull, E3. Doli se nuk ka galaktika shumë të ngjeshura, kështu që treguesi më i madh është 7. Një galaktikë sferike ka një tregues prej 0.
Natyrisht, galaktikat eliptike kanë formën gjeometrike të një elipsoidi të revolucionit. E. Hubble shtroi problemin nëse shumëllojshmëria e formave të vëzhguara është pasojë e orientimit të ndryshëm të galaktikave po aq të shtrira në hapësirë. Ky problem u zgjidh matematikisht dhe u mor përgjigja se në përbërjen e grupimeve të galaktikave më së shpeshti gjenden galaktika me indeks të ngjeshjes 4, 5, 6, 7 dhe pothuajse nuk ka galaktika sferike. Dhe jashtë grupimeve, gjenden pothuajse vetëm galaktikat me eksponentët 1 dhe 0. Galaktikat eliptike në grupime janë galaktika gjigante, dhe grupimet jashtë ato janë galaktika xhuxh.
galaktikat spirale(S). Ata kanë një strukturë në formën e degëve spirale që dalin nga bërthama qendrore. Degët dallohen kundër një sfondi më pak të ndritshëm për faktin se ato përmbajnë yjet më të nxehtë, grupimet e reja, mjegullnajat e gazta të ndritshme.
Edwin Hubble i ndau galaktikat spirale në nënklasa. Masa është shkalla e zhvillimit të degëve dhe madhësia e bërthamës së galaktikës.
Në galaktikat Sa, degët janë të përdredhura fort dhe relativisht të lëmuara dhe të zhvilluara dobët. Bërthamat janë gjithmonë të mëdha, zakonisht rreth gjysma e madhësisë së vëzhguar të të gjithë galaktikës. Galaktikat e kësaj nënklase janë më të ngjashme me ato eliptike. Zakonisht ka dy degë që dalin nga pjesët e kundërta të bërthamës, por rrallë ka më shumë.
Në galaktikat Sb, krahët spirale janë zhvilluar dukshëm, por nuk kanë degëzime. Bërthama është më e vogël se klasa e mëparshme. Galaktikat e këtij lloji shpesh kanë shumë krahë spirale.
Galaktikat me degë shumë të zhvilluara që ndahen në disa krahë dhe një bërthamë e vogël në krahasim me to i përkasin tipit Sc.
Pavarësisht shumëllojshmërisë së pamjes, galaktikat spirale kanë një strukturë të ngjashme. Në to mund të dallohen tre përbërës: një disk yjor, trashësia e të cilit është 5-10 herë më e vogël se diametri i galaktikës, një përbërës sferoidal dhe një përbërës i sheshtë, i cili është disa herë më i vogël në trashësi se disku. Komponenti i sheshtë përfshin gazin ndëryjor, pluhurin, yjet e rinj dhe degët spirale.
Raporti i ngjeshjes së galaktikave spirale është gjithmonë më i madh se 7. Në të njëjtën kohë, galaktikat eliptike janë gjithmonë më pak se 7. Kjo tregon se një strukturë spirale nuk mund të zhvillohet në galaktika të ngjeshura dobët. Që të shfaqet, sistemi duhet të jetë i ngjeshur fort.
Është vërtetuar se një galaktikë e ngjeshur fort nuk mund të kompresohet dobët gjatë evolucionit, si dhe anasjelltas. Kjo do të thotë se galaktikat eliptike nuk mund të kthehen në spirale, dhe ato spirale në eliptike. Kompresimi i ndryshëm është për shkak të sasive të ndryshme të rrotullimit të sistemeve. Ato galaktika që morën një sasi të mjaftueshme rrotullimi gjatë formimit morën një formë shumë të ngjeshur, në to u zhvilluan krahë spirale.
Ka galaktika spirale në të cilat bërthama ndodhet në mes të një shiriti të drejtë dhe degët spirale fillojnë vetëm në skajet e këtij shiriti. Galaktika të tilla emërtohen SBa, SBb, SBc. Shtimi i shkronjës B tregon praninë e një kërcyesi.
galaktikat thjerrëzore(S0). Nga pamja e jashtme e ngjashme me eliptiken, por kanë një disk yjor. Ato janë të ngjashme në strukturë me galaktikat spirale, por ndryshojnë prej tyre në mungesë të një komponenti të sheshtë dhe krahëve spirale. Galaktikat thjerrëza ndryshojnë nga galaktikat spirale të skajshme nga mungesa e një brezi të materies së errët. Schwarzschild propozoi një teori sipas së cilës galaktikat thjerrëza mund të formohen nga galaktikat spirale në procesin e fshirjes së lëndës së gazit dhe pluhurit.
Galaktika të parregullta(ir). Ata kanë një pamje asimetrike. Ata nuk kanë degë spirale, dhe yjet e nxehtë dhe materia gaz-pluhur janë të përqendruara në grupe të veçanta ose të shpërndara në të gjithë diskun. Ekziston një komponent sferoidal me shkëlqim të ulët. Këto galaktika karakterizohen nga një përmbajtje e lartë e gazit ndëryjor dhe yjeve të rinj.
Forma e parregullt e galaktikës mund të jetë për shkak të faktit se ajo nuk kishte kohë për të marrë formën e duhur për shkak të densitetit të ulët të materies në të ose për shkak të moshës së saj të re. Një galaktikë gjithashtu mund të bëhet e parregullt për shkak të shtrembërimit të formës si rezultat i ndërveprimit me një galaktikë tjetër.
Galaktikat e parregullta ndahen në dy nëntipe.
Nëntipi Ir I karakterizohet nga shkëlqimi i lartë i sipërfaqes dhe kompleksiteti i parregullt i strukturës. Në disa galaktika të këtij nëntipi, gjendet një strukturë spirale e shkatërruar. Galaktika të tilla shpesh ndodhin në çifte.
Nëntipi Ir II karakterizohet nga ndriçimi i ulët i sipërfaqes. Kjo veti ndërhyn në zbulimin e galaktikave të tilla, dhe vetëm disa janë të njohura. Shkëlqimi i ulët i sipërfaqes tregon një densitet të ulët yjor. Kjo do të thotë se këto galaktika duhet shumë ngadalë të lëvizin nga një formë e parregullt në një formë të rregullt.
Në korrik 1995, u krye një studim mbi teleskopin hapësinor. Hubble për të kërkuar galaktika të çrregullta blu të zbehta. Doli se këto objekte, të vendosura në distanca nga ne në distanca nga 3 deri në 8 miliardë vite dritë, janë më të zakonshmet. Shumica e tyre kanë një ngjyrë blu jashtëzakonisht të ngopur, gjë që tregon se ata po i nënshtrohen në mënyrë aktive procesit të formimit të yjeve. Në distanca të afërta që korrespondojnë me Universin modern, këto galaktika nuk ndodhin.
Galaktikat janë shumë më të larmishme se speciet e konsideruara, dhe kjo diversitet ka të bëjë me format, strukturat, shkëlqimin, përbërjen, densitetin, masën, spektrin, veçoritë e rrezatimit.
Mund të dallojmë llojet e mëposhtme morfologjike të galaktikave, duke iu afruar atyre nga këndvështrime të ndryshme.
Sisteme amorfe, pa strukturë- duke përfshirë galaktikat E dhe shumicën e S0. Ata nuk kanë ose pothuajse nuk kanë lëndë difuze dhe gjigantë të nxehtë.
galaktikat Haro- më blu se të tjerët. Shumë prej tyre kanë linja të ngushta, por të ndritshme në spektër. Ndoshta janë shumë të pasura me gaz.
galaktikat Seyfert- lloje të ndryshme, por karakteristike për një gjerësi shumë të madhe linjash të forta emetimi në spektrat e tyre.
Kuazarët- burime radio kuazi-yjore, QSS, të padallueshme në pamje nga yjet, por që lëshojnë valë radio, si radiogalaktikat më të fuqishme. Ato karakterizohen nga një ngjyrë kaltërosh dhe linja të ndritshme në spektër që kanë një zhvendosje të madhe të kuqe. Galaktikat supergjigante janë superiore në shkëlqim.
Quazagi- Galaktikat kuazi-yjore QSG - ndryshojnë nga kuazarët në mungesë të emetimit të fortë radio.
