Галактики

Галактика - это скопление звезд в объеме, имеющем форму линзы. Большая часть звезд концентрируется в плоскости симметрии этого объема (галактической плоскости), меньшая часть, концентрируется в сферическом объеме (ядре галактики).

Кроме звезд в состав галактик входят межзвездное вещество (газы, пыль, астероиды, кометы), электромагнитные, гравитационные поля, космические излучения. Солнечная система расположена вблизи галактической плоскости нашей галактики. Для земного наблюдателя звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости, сливаются в видимую картину Млечного пути.

Систематическое исследование галактик было начато в начале прошлого века, когда были установлены на телескопах приборы для спектрального анализа световых излучений звезд.

Американский астроном Э. Хаббл разработал метод классификации известных ему тогда галактик с учетом их наблюдаемой формы. В его классификации выделены несколько типов (классов) галактик, в каждом из которых существуют подтипы или подклассы. Он же определил примерное процентное распределение наблюдаемых галактик: эллиптические по форме (приблизительно 25%), спиральные (приблизительно 50%), линзообразные (приблизительно 20%) и пекулярные (неправильной формы) галактики (приблизительно 5%).

Эллиптические галактики обладают пространственной формой эллипсоида с разной степенью сжатия. Они являются наиболее простыми по структуре: распределение звезд равномерно убывает от центра.

Неправильные галактики не обладают выраженной формой, в них отсутствует центральное ядро.

Спиральные галактики представлены в форме спирали, включая спиральные ветви. Это самый многочисленный вид галактик, к которому относится и наша Галактика – Млечный Путь.

Наша Галактика, Туманность Андромеды вместе с другими соседними звездными системами образуют местную группу галактик. На расстоянии около 30 тыс. световых лет от центра Галактики расположено Солнце.*Млечный Путь хорошо виден в безлунную ночь. Он кажется скоплением светящихся туманных масс, протянувшимся от одной стороны горизонта до другой, и состоит примерно из 150 млрд. звезд. По форме он напоминает сплюснутый шар. В центре его находится ядро, от которого отходит несколько спиральных звездных ветвей. Наша Галактика чрезвычайно велика: от одного ее края до другого световой луч путешествует около 100 тыс. земных лет. Большая часть ее звезд сосредоточена в гигантском диске толщиной около 1500 световых лет. На расстоянии около 2 млн. световых лет от нас находится ближайшая к нам галактика – Туманность Андромеды, которая по своему строению напоминает Млечный Путь, но значительно превосходит его по своим размерам.

Сегодня известно, что галактики объединяются в устойчивые структуры (скопления и сверхскопления галактик). Астрономам известно облако галактик с плотностью 220 032 галактик на один квадратный градус. Наша Галактика входит в скопление галактик, которое называют Местной системой.

В Местную систему входят наша Галактика, галактика Туманность Андромеды, спиралеобразная галактика из созвездия Треугольник и еще 31 звездная система. Поперечник этой системы — 7 млн. световых лет. В это объединение галактик входит галактика Туманность Андромеды, которая существенно больше нашей Галактики: ее диаметр более 300 тыс. св. лет. Она находится на расстоянии 2, 3 млн. св. лет от нашей Галактики и состоит из нескольких биллионов звезд. Наряду с такой огромной галактикой, как Туманность Андромеды, астрономам известны галактики-карлики.

В созвездиях Льва и Скульптора обнаружены почти шарообразные галактики размером 3000 св. лет в поперечнике. Имеются данные о линейных размерах следующих крупномасштабных структур во Вселенной: звездные системы — 108 км, галактики, содержащие около 1013 звезд, — 3 • 104 св. лет, скопление галактик (из 50 ярких галактик) — 107св. лет, сверхскопления галактик— 109 св. лет. Расстояние между скоплениями галактик равно приблизительно 20 • 107св. лет.

Обозначение галактик принято давать относительно соответствующего каталога: обозначение каталога плюс номер галактики (NGC2658, где NGC — новый общий каталог Дрейера, 2658 — номер галактики в этом каталоге) В первых звездных каталогах галактики ошибочно фиксировались как туманности определенной светимости. Во второй половине ХХ в. было установлено, что классификация галактик Хаббла не является точной: существует большое множество разновидностей пекулярных по форме галактик. Местная система (скопление галактик) входит в гигантское сверхскопление галактик, поперечник которой составляет 100 млн. лет, наша Местная система находится от центра этого сверхскопления на расстоянии более 30 млн. св. лет(1). Современная астрономия использует широкий спектр методов исследования объектов, находящихся на огромных расстояниях от наблюдателя. Большое место в астрономических исследованиях занимает метод радиологических измерений, разработанный в начале прошлого века.

Звезды

Есть, например, звезды – гиганты и сверхгиганты. По своим размерам они превосходят Солнце.*Мир звезд необыкновенно разнообразен. И хотя все звезды – раскаленные шары, подобные Солнцу, их физические характеристики различаются весьма существенно.

Кроме звезд гигантов существуют и звезды – карлики, значительно уступающие по своим размерам Солнцу. Некоторые карлики меньше Земли и даже Луны. В белых карликах термоядерные реакции практически не идут, они возможны лишь в атмосфере этих звезд, куда попадает водород из межзвездной среды. В основном эти звезды светят за счет огромных запасов тепловой энергии. Время их охлаждения — сотни миллионов лет. Постепенно белый карлик остывает, цвет его меняется от белого к желтому, а затем — к красному. Наконец, он превращается в черный карлик — мертвую холодную маленькую звезду размером с земной шар, который невозможно увидеть из другой планетной системы.

Различают также нейтронные звезды – это громадные атомные ядра.

Звезды обладают различными поверхностными температурами – от нескольких тысяч до десятков тысяч градусов. Соответственно различают и цвет звезд. Сравнительно «холодные» звезды с температурой 3 –4 тыс. градусов – красного цвета. Наше Солнце с поверхностью, «нагретой» до 6 тыс. градусов, имеет желтоватый цвет. Самые горячие звезды – с температурой выше 12 тыс. градусов – белые и голубоватые.

Звезды не существуют изолированно, а образуют системы. Простейшие звездные системы – состоят из 2-х и более звезд. Звезды объединены также в еще большие группы – звездные скопления.

Возраст звезд меняется в достаточно большом диапазоне значений: от 15 млрд. лет, соответствующих возрасту Вселенной, до сотен тысяч – самых молодых. Есть звезды, которые образуются в настоящее время и находятся протозвездной стадии, т. е. они еще не стали настоящими звездами.

Рождение звезд происходит в газово-пылевых туманностях под действием гравитационных, магнитных и других сил, благодаря которым идет формирование неустойчивых однородностей и диффузная материя распадается на ряд сгущений. Если такие сгущения сохраняются достаточно долго, то с течением времени они превращаются в звезды. Важно отметить, что происходит процесс рождения не отдельной изолированной звезды, а звездных ассоциаций.

Звезда — плазменный шар. В звездах сосредоточена основная масса (98—99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды — мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца.

Звезда — динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни звезды ее химический состав и распределение химических элементов значительно изменяются. На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах — давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары — нейтронные звезды, барстеры — источники рентгеновского излучения и др.).

Звезды рождаются из космического вещества в результате его конденсации под действием гравитационных, магнитных и других сил. Под влиянием сил всемирного тяготения из газового облака образуется плотный шар — протозвезда, эволюция которой проходит три этапа.

Первый этап эволюции связан с обособлением и уплотнением космического вещества. Второй представляет собой стремительное сжатие протозвезды. В какой-то момент давление газа внутри протозвезды возрастает, что замедляет процесс ее сжатия, однако температура во внутренних областях пока остается недостаточной для начала термоядерной реакции. На третьем этапе протозвезда продолжает сжиматься, а ее температура — повышаться, что приводит к началу термоядерной реакции. Давление газа, вытекающего из звезды, уравновешивается силой притяжения, и газовый шар перестает сжиматься. Образуется равновесный объект — звезда. Такая звезда является саморегулирующейся системой. Если температура внутри не повышается, то звезда раздувается. В свою очередь, остывание звезды приводит к ее последующему сжатию и разогреванию, ядерные реакции в ней ускоряются. Таким образом, температурный баланс оказывается восстановлен. Процесс преобразования протозвезды в звезду растягивается на миллионы лет, что сравнительно немного по космическим масштабам.

Рождение звезд в галактиках происходит непрерывно. Этот процесс компенсирует также непрерывно происходящую смерть звезд. Поэтому галактики состоят из старых и молодых звезд. Самые старые звезды сосредоточены в шаровых скоплениях, их возраст сравним с возрастом галактики. Эти звезды формировались, когда протогалактическое облако распадалось на все более мелкие сгустки. Молодые звезды (возраст около 100 тыс. лет) существуют за счет энергии гравитационного сжатия, которая разогревает центральную область звезды до температуры 10—15 млн. К и «запускает» термоядерную реакцию преобразования водорода в гелий. Именно термоядерная реакция является источником собственного свечения звезд.

С момента начала термоядерной реакции, превращающей водород в гелий, звезда типа нашего Солнца переходит на так называемую главную последовательность, в соответствии с которой будут изменяться с течением времени характеристики звезды: ее светимость, температура, радиус, химический состав и масса. После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка — расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента звезда выходит на завершающий этап своей жизни. Наше Солнце это ждет примерно через 8 млрд. лет. При этом его размеры увеличатся до орбиты Меркурия, а может быть, и до орбиты Земли, так что от планет земной группы ничего не останется (или останутся оплавленные камни).

Для красного гиганта характерна низкая внешняя, но очень высокая внутренняя температура. При этом в термоядерные процессы включаются все более тяжелые ядра, что приводит к синтезу химических элементов и непрерывной потере красным гигантом вещества, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Так, только за один год Солнце, находясь в стадии красного гиганта, может потерять одну миллионную часть своего веса. Всего за десять — сто тысяч лет от красного гиганта остается лишь центральное гелиевое ядро, и звезда становится белым карликом. Таким образом, белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта, а затем сбрасывает остатки оболочки, поверхностных слоев, которые образуют планетарную туманность, окружающую звезду.

Белые карлики невелики по своим размерам — их диаметр даже меньше диаметра Земли, хотя их масса сравнима солнечной. Плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Кубический сантиметр его вещества весит больше тонны. Тем не менее, это вещество является газом, хотя и чудовищной плотности. Вещество, из которого состоит белый карлик, — очень плотный ионизированный газ, состоящий из ядер атомов и отдельных электронов.

В белых карликах термоядерные реакции практически не идут, они возможны лишь в атмосфере этих звезд, куда попадает водород из межзвездной среды. В основном эти звезды светят за счет огромных запасов тепловой энергии. Время их охлаждения — сотни миллионов лет. Постепенно белый карлик остывает, цвет его, меняется от белого к желтому, а затем к красному. Наконец, он превращается в черный карлик — мертвую холодную маленькую звезду размером с земной шар, который невозможно увидеть из другой планетной системы.

Несколько иначе развиваются более массивные звезды. Они живут всего несколько десятков миллионов лет. В них очень быстро выгорает водород, и они превращаются в красные гиганты всего за 2, 5 млн. лет. При этом в их гелиевом ядре температура повышается до нескольких сотен миллионов градусов. Такая температура дает возможность для протекания реакций углеродного цикла (слияние ядер гелия, приводящее к образованию углерода). Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д. вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается, и температура в нем поднимается до 3—10 млрд. градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа — самого устойчивого во всей последовательности химического элемента. Более тяжелые химические элементы — от железа до висмута также образуются в недрах красных гигантов, в процессе медленного захвата нейтронов. При этом энергия не выделяется, как при термоядерных реакциях, а, наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды все убыстряется(4).

Образование же наиболее тяжелых ядер, замыкающих таблицу Менделеева, предположительно происходит в оболочках взрывающихся звезд, при их превращении в новые или сверхновые звезды, которыми становятся некоторые красные гиганты. В зашлакованной звезде нарушается равновесие, электронный газ более не способен противостоять давлению ядерного газа. Наступает коллапс — катастрофическое сжатие звезды, она «взрывается внутрь». Но если отталкивание частиц или какие-либо другие причины все же останавливают этот коллапс, происходит мощный взрыв — вспышка сверхновой звезды. Одновременно при этом в окружающее пространство сбрасывается не только оболочка звезды, но и до 90% ее массы, что приводит к образованию газовых туманностей. При этом светимость звезды увеличивается в миллиарды раз. Так, был зафиксирован взрыв сверхновой звезды в 1054 г. В китайских летописях было записано, что она видна днем, как Венера, в течение 23 дней. В наше время астрономы выяснили, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения(5).

Взрыв сверхновой звезды сопровождается выделением чудовищного количества энергии. При этом рождаются космические лучи, намного повышающие естественный радиационный фон и нормальные дозы космического излучения. Так, астрофизики подсчитали, что примерно раз в 10 млн. лет сверхновые звезды вспыхивают в непосредственной близости от Солнца, повышая естественный фон в 7 тысяч раз. Это чревато серьезнейшими мутациями живых организмов на Земле. Кроме того, при взрыве сверхновых идет сброс всей внешней оболочки звезды вместе с накопившимися в ней «шлаками» — химическими элементами, результатами деятельности нуклеосинтеза. Поэтому межзвездная среда сравнительно быстро обретает все известные на сегодняшний день химические элементы тяжелее гелия. Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака примесь тяжелых элементов

Планеты и солнечная система

Солнечная система представляет собой систему «звезда — планеты». В нашей Галактике приблизительно 200 млрд. звезд, среди которых, как полагают специалисты, некоторые звезды имеют планеты. В Солнечную систему входит центральное тело, Солнце, и девять планет с их спутниками (известно более 60 спутников). Диаметр Солнечной системы — более 11, 7 млрд.км.

Вначале XXI в. в Солнечной системе обнаружен объект, который астрономы назвали Седной (имя эскимосской богини океана). Седна имеет диаметр в 2000 км. Один ее оборот вокруг Солнца составляет 10 500 земных лет.

Некоторые астрономы называют этот объект планетой Солнечной системы. Другие астрономы называют планетами только космические объекты, имеющие центральное ядро с относительно высокой температурой. Например, температура в центре Юпитера, по расчетам, достигает 20 000 К., Поскольку в настоящее время Седна находится на расстоянии около 13 млрд. км от центра Солнечной системы, то информация об этом объекте достаточно скудна. В самой дальней точке орбиты расстояние от Седны до Солнца достигает огромной величины — 130 млрд. км.

В нашу звездную систему входят два пояса малых планет (астероидов). Первый находится между Марсом и Юпитером (содержит более 1 млн. астероидов), второй — за орбитой планеты Нептун. Некоторые астероиды имеют диаметр более 1000 км. Внешние границы Солнечной системы окружены так называемым облаком Оорта, названо по имени нидерландского астронома, высказавшего в прошлом веке гипотезу о существовании этого облака. Как полагают астрономы, самый близкий к Солнечной системе край этого облака состоит из льдинок воды и метана (ядер комет), которые, подобно мельчайшим планетам, обращаются вокруг Солнца под действием его силы тяготения на расстоянии свыше 12 млрд. км. Количество подобных миниатюрных планет исчисляется миллиардами.

Солнечная система представляет собой группу небесных тел, весьма различных по размерам и физическому строению. В эту группу входят: Солнце, девять больших планет, десятки спутников планет, тысячи малых планет (астероидов), сотни комет, бесчисленное множество метеоритных тел. Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела – Солнца. Солнечная система является упорядоченной системой, имеющей свои закономерности строения. Единый характер Солнечной системы проявляется в том, что все планеты вращаются вокруг солнца в одном и том же направлении и почти в одной и той же плоскости. Солнце, планеты, спутники планет вращаются вокруг своих осей в том же направлении, в котором они совершают движение по своим траекториям. Закономерно и строение Солнечной системы: каждая следующая планета удалена от Солнца примерно в два раза дальше, чем предыдущая(2).

Солнечная система образовалась примерно 5 млрд. лет назад, причем Солнце – звезда второго поколения. Современные концепции происхождения планет Солнечной системы основываются на том, что нужно учитывать не только механические силы, но и другие, в частности электромагнитные. Считается, что именно электромагнитные силы сыграли решающую роль при зарождении Солнечной системы.

В соответствии с современными представлениями, первоначальное газовое облако, из которого образовались и Солнце, и планеты, состояло из ионизированного газа, подверженного влиянию электромагнитных сил. После того как из огромного газового облака посредствам концентрации образовалось Солнце, на очень большом расстоянии от него остались небольшие части этого облака. Гравитационная сила стала притягивать остатки газа к образовавшейся звезде – Солнцу, но его магнитное поле остановило падающий газ на расстоянии – как раз там, где находятся планеты. Гравитационная постоянная и магнитные силы повлияли на концентрацию и сгущение падающего газа, и в результате образовались планеты. Когда возникли самые крупные планеты, тот же процесс повторился в меньших масштабах, создав, таким образом, системы спутников.

Еще из другого источника Структура Вселенной

Глядя на усыпанное звездами небо, человек приходит в восторг, не оставаясь равнодушным к созерцаемому. «Открылась бездна, звезд полна. Звездам числа нет, бездне – дна» – эти прекрасные строки М.В. Ломоносова, написанные на заре зарождения русской поэзии, образно и наиболее полно отражают первое впечатление, которое испытывает человек, любуясь очаровательной картиной звездного неба. Про звезды сложено множество стихов, песен. Звезды и бескрайнее небесное пространство всегда притягивали и притягивают всех: и самого обыкновенного человека, и поэта, и ученого. Но для ученых, естествоиспытателей звездное небо – не только предмет восторга и наслаждения, но и интересный, неисчерпаемый объект исследований.

В ясную погоду в безлунную ночь невооруженным глазом можно насчитать на небосводе до трех тысяч звезд. Но это лишь небольшая часть тех звезд и других космических объектов, из которых состоит Вселенная. Вселенная – это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Часть Вселенной, которая доступна исследованию астрономическими средствами, соответствующими достигнутому уровню развития науки, называется Метагалактикой. По-другому, Метагалактика – охваченная астрономическими наблюдениями часть Вселенной. Она находится в пределах космологического горизонта.

Структура Вселенной – предмет изучения космологии – одной из важных отраслей естествознания, – находящейся на стыке многих естественных наук: астрономии, физики, химии и др. Главные составляющие Вселенной – галактики, представляющие собой громадные звездные системы, содержащие не менее 100 млрд. звезд. Солнце вместе с планетной системой входят в нашу Галактику, наблюдаемую в форме Млечного Пути. Кроме звезд и планет, Галактика содержит разреженный газ и космическую пыль.

Млечный Путь хорошо виден в безлунную ночь. Он кажется скоплением светящихся туманных масс, протянувшимся от одной стороны горизонта до другой. Наблюдая Млечный Путь в телескоп, мы обнаруживаем, что он состоит из множества звезд. По форме он напоминает сплюснутый шар, заполненный 150 млрд. звезд, В центре его находится ядро, от которого отходит несколько спиральных звездных ветвей, что придает нашей Галактике спиральную форму. Наша Галактика чрезвычайно велика: от одного ее края до другого световой луч путешествует около 100 тыс. земных лет. Большая часть ее звезд сосредоточена в гигантском диске толщиной около 1500 световых лет. На расстоянии около 30 тыс. световых лет от центра Галактики расположено наше Солнце.

Основное «население» Галактики – звезды. Мир звезд необыкновенно разнообразен. И хотя все звезды – раскаленные шары, подобные Солнцу, их физические характеристики различаются весьма существенно. Есть, например, звезды гиганты и сверхгиганты. По своим размерам они значительно превосходят Солнце. Объем одной из звезд в созвездии Цефея больше объема Солнца в 14 млрд. раз. Если бы эту громадную звезду можно было бы поместить на место Солнца в центре нашей планетной системы, то не только Земля, но и орбиты более далеких планет – Марса, Юпитера, даже Сатурна – оказались бы внутри такого сверхгигантского шара.

Кроме звезд-гигантов существуют и звезды-карлики, значительно уступающие по своим размерам Солнцу. Известны карлики, которые меньше Земли и даже Луны. Вещество их отличается чрезвычайно высокой плотностью. Так, если из материала одного из наиболее плотных белых карликов можно было бы изготовить гирю, равную по размерам обычной килограммовой гире, то на Земле такая гиря весила бы 4 тыс. т.

Еще большей плотностью обладают нейтронные звезды. Поперечник такой звезды, состоящей главным образом из ядерных частиц – нейтронов, составляет всего около 20–30 км, а средняя плотность вещества достигает 100 млн. т/см3. По существу нейтронная звезда – это громадное атомное ядро. Существование нейтронных звезд было теоретически предсказано еще в 30-х годах. Однако обнаружить их удалось в 1967 г. по необычайному импульсному радиоизлучению. Нейтронные звезды быстро вращаются, и радио-луч каждой вращающейся звезды регистрируется радиотелескопом как импульс радиоизлучения. В этой связи нейтронные звезды подобного типа называются пульсарами. Большинство пульсаров излучает в радиодиапазоне от метровых до сантиметровых волн. Они иногда называются радиопульсарами. Пульсары в Крабовидной туманности и ряд других излучают, кроме того, в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах.

Звезды обладают различными поверхностными температурами – от нескольких тысяч до десятков тысяч градусов. Соответственно различен и цвет звезд. Сравнительно «холодные» звезды – с температурой около 3–4 тыс. градусов – красного цвета. Наше Солнце, поверхность которого «нагрета» до 6 тыс. градусов имеет желто-зеленый цвет. Самые горячие звезды – с температурой, превосходящей 12 тыс. градусов, – белые и голубоватые.

Во Вселенной наблюдаются вспышки новых и сверхновых звезд. Такие звезды в некоторый момент времени в результате бурных физических процессов неожиданно увеличиваются в объеме, «раздуваются», сбрасывают свою газовую оболочку и в течение нескольких суток выделяют чудовищное количество энергии – в миллиарды раз больше, чем излучает Солнце. Затем, исчерпав свои ресурсы, они постепенно тускнеют, превращаясь в газовую туманность. Так на месте сверхновой звезды образовалась Крабовидная туманность. Она является мощным источником излучения, что свидетельствует о происходящих внутри нее интенсивных процессах.

Звезды, составляющие Галактику, движутся вокруг ее центра по очень сложным орбитам. С огромной скоростью – около 250 км/с – движется в мировом пространстве и наше Солнце, увлекая за собой свои планеты. Солнечная система совершает один полный оборот вокруг галактического центра за 180 млн. лет.

Ближайшие к нашей Галактике звездные системы удалены от нас на расстояние около 150 тыс. световых лет. Они видны на небе Южного полушария как маленькие туманные пятна. Впервые их подробно описал спутник и биограф Магеллана Пигафетт во время знаменитого кругосветного путешествия. Они вошли в историю естествознания под названием Магеллановых облаков – Большого и Малого. Радиоастрономические исследования последних десятилетий показали, что Магеллановы облака – это своеобразные спутники нашей Галактики: они обращаются вместе с ней вокруг своего центра.

На расстоянии около 2 млн. световых лет от нас находится ближайшая к нашей Галактике – Туманность Андромеды. Туманность Андромеды по своему строению напоминает нашу Галактику, но значительно превосходит ее по своим размерам. Подобно нашей Галактике, Туманность Андромеды имеет спутников – две эллиптические туманности, состоящие из огромного числа звезд.

По форме и строению различают эллиптические, спиральные, шаровые и неправильной формы галактики. Почти четверть всех изученных галактик относятся к эллиптическим. Плотность распределения звезд в них равномерно убывает в направлении от центра. Самые яркие в них звезды – красные гиганты. Одна из типичных спиральных галактик показана на рис. 5.2. К ним относится наша Галактика, Туманность Андромеды и многие другие. Галактика неправильной формы не имеет центральных ядер; закономерность распределения звезд в них пока не обнаружена. В созвездии Центавра наблюдается шаровая галактика, являющаяся источником радиоизлучения.

Наша Галактика, Туманность Андромеды вместе с другими соседними звездными системами образуют Местную систему галактик. Bee состав входит 16 галактик. Поперечник ее равен 2 млн. световых лет. Звездные острова, галактики – типичные объекты Вселенной. К настоящему времени известно множество галактик во всех участках небесной сферы.