Astronomi

Sa ve Sab sarmal gökadalar için ne anlama geliyor?

Sa ve Sab sarmal gökadalar için ne anlama geliyor?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

De Vaucouleurs sisteminde sarmal gökadaları sınıflandırmanın gösteriminin "Çubuksuz sarmallar için SA, çubuklu sarmallar için SB ve ara sarmallar için SAB" gibi olduğunu öğrendim. Ama bazı yerlerde örneğin Sa veya Sab olarak sınıflandırılan galaksiler gördüm. Bu ne anlama gelir ve Sa ve Sab spirali arasındaki fark nedir?


Burada büyük harf kullanımı önemlidir. (Hangi sınıflandırma sisteminin kullanıldığını bilmek gibi.) Geleneksel sarmal aşamalar (Hubble'a geri dönersek) Sa - Sb - Sc; bu, daha merkezi olarak konsantre (daha baskın merkezi "çıkıntı") + daha pürüzsüz disk + daha sıkı sarılmış sarmal kollardan (Sa) daha az merkezi olarak konsantre (daha küçük veya hatta var olmayan şişkinlik) + daha az düz disk + daha açık sarmal kollara (Sc) bir diziydi ). Daha sonra, başlangıçta S0 (spiral olmayan ancak önemli veya baskın disklere sahip görünen merceksi galaksiler için) eklendi ve Sd (ve bazen Sm) Sc'nin ötesine aşamalar olarak eklendi.

Hubble ayrıca açıkça/kesinlikle yasaklanmış gökadaların SB0 - SBa - SBb - SBc (daha sonra SBd'ye bir uzantı ile) olarak etiketlenmesi gerektiğini ve nominal olarak engellenmemiş S0 - Sa - Sb - Sc - Sd dizisine paralel bir dizi oluşturmasını belirtti.

De Vaucouleurs, orta düzey aşamalar: bu nedenle, Sab, Sa ve Sb arasındadır, Scd, Sc ve Sd arasındadır, vb. (Ayrıca, sarmal olmayan S0/lentiküler gökadalar ile Sa sarmalları: "S0/a" arasında bir ara aşama vardır.) Bunu, çubuk sınıflandırmalarına da uygulayarak, çubuksuz ve güçlü gökadalar arasında zayıf çubuklu gökadalar olduğunu öne sürmüştür. engellenmiş galaksiler. Bunu yapmak için Hubble sınıflandırmalarını şöyle değiştirdi: "SA" engelsiz, "SAB" zayıf biçimde engellenmiş" ve "SB" güçlü biçimde engellenmiş anlamına gelir. Bunlar küçük harfli Hubble dizi etiketlerinden önce gelir, böylece sonunda SA0 olur , SAB0, ​​SB0 - SA0/a, SAB0/a, SB0/A - SAa, SBa, SBa - SAab, SABab, vb.

Karışıklığa eklemek için de Vaucouleurs Ayrıca bazı sarmal gökadaların belirsiz bir çubuk statüsüne sahip olduğunu kabul etti (özellikle uçtan uca gökadalar için geçerlidir). Ünlü ve yaygın olarak kullanılan RC3 kataloğu bu durumlar için "S" kullanır, bu nedenle RC3'teki "Sa" aslında "Hubble aşaması a, bilinmeyen çubuk durumu" anlamına gelir. Bu, elbette, "Hubble aşaması a," anlamına gelen geleneksel Hubble sınıflandırmasına (Allan Sandage gibi diğer sınıflandırıcılar tarafından devam edilmektedir) tam olarak benziyor. engelsiz), yıllardır insanların kafasını karıştıran.

Sorunuzu doğrudan ele almak için: "a" ve "ab", yorumunuzda söylediklerinizi ifade eder: "Sa gökadaları önemli şişkinliklere ve sıkıca sarılmış ve nispeten pürüzsüz sarmal kollara sahip olma eğilimindedir. Sab gökadaları Sa gökadalarına benzer, ancak kolların daha belirgin çözünürlüğünü göster." Gevşek bir şekilde, insanlar, alıntı yaptığınız metinde (veya örneğin, "Sa gökadaları, Akrep gökadalarından daha düşük yıldız oluşum oranlarına sahip olma eğilimindedir" gibi bir şeyde olduğu gibi) çubuk durumlarından bağımsız olarak sarmallara atıfta bulunmak için genellikle "Sa" vb. kullanır. "). Tek bir galaksinin belirli bir sınıflandırmasıysa, "aynı zamanda çubuksuz" veya hatta "çubuk durumu belirsiz" anlamına gelebilir.


Hubble, galaksiler için optik ışıktaki görünümlerine dayalı sınıflandırma sistemini geliştirdiğinde, spiralleri, sarmal kolun merkezi bir çıkıntıdan yayıldığı (klasik sarmallar) ve kolların merkezi bir çubuktan yayıldığı (çubuklu sarmallar) olarak ikiye ayırdı. ). Klasik veya çubuklu olmasına rağmen, tüm sarmal gökadalar, görsel olarak, genç yıldızlardan, gazdan ve tozdan oluşan düzleştirilmiş bir diskle çevrili eski yıldızlardan oluşan merkezi bir çıkıntıya sahip olarak tanımlanabilir.

Bu iki bölge, yüz yüze spirallerin renkli görüntülerinde açıkça görülebilir. Merkezdeki çıkıntı veya çubuk sarı renkte olup, daha yaşlı yıldızları gösterirken, galaksideki gaz ve tozdan oluşan parlak bulutsular ve genç mavi yıldızlar, disk içindeki sarmal kolların izini sürer. Toz ayrıca, gece gökyüzünü gözlemlediğimizde kendi Samanyolu'muzda gördüğümüz karanlık şeritlere benzer şekilde, karanlık şeritler olarak kenardan sarmallarda da görülebilir.

Sarmal gökadalar, sarmallarının sıkılığına, sarmal kollarının kümeliğine ve merkezi şişkinliklerinin boyutuna göre Sa/SBa, Sb/SBb veya Sc/SBc (klasik/çubuklu) olarak sınıflandırılır. Bu farklılıklar, galaksilerde bulunan nispi gaz ve toz miktarlarına kadar izlenebilir. Sa sarmal gökadalarının kütlesinin yalnızca yaklaşık %2'si gaz ve toz halinde bulunur. Bunlar yeni yıldızların oluşumunda temel bileşenler olduğundan, bu, yıldız oluşumunda Sa galaksilerinin nispeten küçük bir oranının yer aldığı anlamına gelir. Bu durum, bu galaksileri, yaşlı yıldızlardan oluşan büyük şişkinliklerinin ve nispeten küçük disklerinin soluk, pürüzsüz, sıkıca sarılmış kolların hakimiyetinde bırakır.

Buna karşılık, Sc spiralleri yaklaşık %15 gaz ve toz içerir, bu da galaksinin kütlesinin nispeten yüksek bir oranının yıldız oluşumunda yer aldığı anlamına gelir. Bu nedenle, Akrep gökadaları küçük çıkıntılara sahiptir ve genellikle yıldız kümelerine ve HII bölgelerine dönüşen gevşek biçimde sarılmış kolları hakimdir. Sa'dan Akrep gökadalarına doğru genç yıldızların oranının artması şaşırtıcı değil.

Sarmal gökadalar, 5 ila 100 kiloparsek çapında çok çeşitli boyutlarda gelirler, kütleleri 109 ila 1012 güneş kütlesi arasında ve parlaklıkları Güneş'inkinin 108 ila 1011 katı arasında değişir. Sarmal gökadaların çoğu, kolların dönüş yönünü takip etmesi anlamında döner. Sarmal gökadaların dönüş eğrilerini ölçerek, kütlenin çoğu merkeze yakın bir yerde yoğunlaşmışsa, diskteki malzemenin yörünge hızının beklendiği gibi düşmediğini bulduk. Buradan, sarmal gökadaların görünür kısmının, gökadanın toplam kütlesinin yalnızca küçük bir bölümünü içerdiği ve sarmal gökadaların, çoğunlukla karanlık maddeden oluşan geniş bir hale ile çevrili olduğu açıktır.

Swinburne Üniversitesi'nde Çevrimiçi Astronomi Eğitimi Alın
Tüm materyaller, belirtilenler dışında © Swinburne Teknoloji Üniversitesi'ne aittir.


Sarmal galaksiler

Kendi Galaksimiz ve Andromeda galaksisi tipik, büyük sarmal galaksiler. Merkezi bir çıkıntı, bir hale, bir disk ve spiral kollardan oluşurlar. Yıldızlararası malzeme genellikle sarmal gökadaların diskleri boyunca yayılır. Özellikle sarmal kollarda parlak salma bulutsuları ve sıcak, genç yıldızlar mevcut olup, bu da yeni yıldız oluşumunun hala meydana geldiğini göstermektedir. Diskler genellikle tozludur, bu özellikle neredeyse kenardan gördüğümüz sistemlerde fark edilir (Şekil).

Şekil 1: Sarmal Gökadalar. (a) M100'ün burada gösterilen sarmal kolları gökadanın geri kalanından daha mavidir ve genç, yüksek kütleli yıldızları ve yıldız oluşum bölgelerini gösterir. (b) Bu sarmal gökada NGC 4565'i neredeyse tam kenardan görüyoruz ve bu açıdan bakıldığında, gökada düzlemindeki tozu görebiliyoruz, çünkü gökadadaki yıldızlardan gelen ışığı soğuruyor. (kredi a: Çalışmanın Hubble Legacy Archive, NASA, ESA ve Judy Schmidt tarafından değiştirilmesi, kredi b: Çalışmanın “Jschulman555″/ Wikimedia tarafından değiştirilmesi)

Karşıdan gördüğümüz gökadalarda, parlak yıldızlar ve salma bulutsuları, 4 Temmuz'daki bir fırıldak gibi sarmalların kollarını öne çıkarıyor. Açık yıldız kümeleri daha yakın sarmalların kollarında görülebilir ve küresel kümeler genellikle halelerinde görülebilir. Sarmal gökadalar, Samanyolu'nun yaptığı gibi, genç ve yaşlı yıldızların bir karışımını içerir. Tüm spiraller döner ve dönüşlerinin yönü öyledir ki, kollar bir teknenin dümen suyu gibi izler gibi görünür.

Yakındaki sarmal gökadaların yaklaşık üçte ikisi, merkezlerinden geçen kutu veya fıstık şeklindeki yıldız çubuklarına sahiptir (Şekil 2). Büyük bir özgünlük sergileyen gökbilimciler bu galaksilere çubuklu sarmallar diyorlar.

Şekil 2: Çubuklu Sarmal Gökada. Burada gösterilen NGC 1300, bir çubuklu sarmal gökadadır. Spiral kolların çubuğun uçlarından başladığına dikkat edin. (kredi: NASA, ESA ve Hubble Miras Ekibi(STScI/AURA))

Samanyolu Gökadası bölümünde belirttiğimiz gibi, Gökadamızın da mütevazı bir çubuğu var. Spiral kollar genellikle çubuğun uçlarından başlar. Çubukların çok yaygın olması, uzun ömürlü olduklarını düşündürür, çoğu sarmal gökada evrimlerinin bir noktasında bir çubuk oluşturabilir.

Hem çubuklu hem de çubuksuz sarmal gökadalarda bir dizi farklı şekil gözlemleriz. Bir uçta, merkezi şişkinlik büyük ve parlak, kollar soluk ve sıkıca kıvrılmış ve parlak salma bulutsuları ve üstdev yıldızlar göze çarpmıyor. Galaksileri şekle göre sınıflandırmak için bir sistem geliştiren Hubble, bu galaksilere Sa adını verdi. Bu uçtaki gökadalar, mercek benzeri bir görünüme neden olan net bir sarmal kol yapısına sahip olmayabilir (bazen merceksi gökadalar olarak adlandırılırlar). Bu gökadalar, sarmal gökadalarla olduğu kadar eliptik gökadalarla da birçok özelliği paylaşıyor gibi görünüyor.

Diğer uçta, merkezi çıkıntı küçüktür ve kollar gevşek bir şekilde sarılmıştır. Bu Akrep gökadalarında, parlak yıldızlar ve salma bulutsuları çok belirgindir. Bizim Galaksimiz ve Andromeda galaksisinin ikisi de iki uç nokta arasında orta düzeydedir. Farklı türleri gösteren sarmal gökadaların fotoğrafları, karşılaştırma için eliptik gökadalarla birlikte Şekil 3'te gösterilmektedir.

Şekil 3: Galaksilerin Hubble Sınıflandırması. Bu şekil, Edwin Hubble'ın orijinal galaksi sınıflandırmasını göstermektedir. Eliptik galaksiler soldadır. Sağda, gerçek çubuklu ve çubuksuz spirallerin resimlerinin yanı sıra gösterilen temel spiral şekillerini görebilirsiniz. (kredi: çalışmanın NASA, ESA tarafından değiştirilmesi)

Sarmal gökadaların parlak kısımlarının çapları yaklaşık 20.000 ila 100.000 ışıkyılı arasında değişiyor gibi görünüyor. Son araştırmalar, muhtemelen gökadaların görünen sınırlarının çok ötesine uzanan büyük miktarda galaktik malzeme olduğunu bulmuştur. Bu malzeme, çoğu gözlemde tespit edilmesi zor olan ince, soğuk bir gaz gibi görünmektedir.

Mevcut gözlemsel verilere göre, sarmal gökadaların görünür kısımlarının kütlelerinin 1 milyar ila 1 trilyon Güneş (10 9 ila 10 12 arasında) arasında değiştiği tahmin edilmektedir. MGüneş). Çoğu spiralin toplam parlaklığı, Güneşimizin parlaklığının 100 milyon ila 100 milyar katı aralığındadır (10 8 ila 10 11). LGüneş). Galaksimiz ve M31, spiraller ilerledikçe nispeten büyük ve kütlelidir. Galaksilerin içinde ve çevresinde önemli miktarda karanlık madde de vardır, tıpkı Samanyolu'nda olduğu gibi, varlığını Galaksinin dış kısımlarındaki yıldızların yörüngelerinde ne kadar hızlı hareket ettiğinden çıkarabiliriz.


Hubble'ın Galaksi Sınıflandırması

Gökbilimciler, uzak "sarmal bulutsulara" olan mesafeyi hesaplamak için özel bir tür yıldız - cepheid değişkenleri - kullandıkları için, 20. yüzyılın başlarında, Samanyolu'nun evrendeki tek gökada olmadığını, ancak orada olduğunu fark ettiler. çeşitli şekillerdeki diğer galaksilerin ölçülemez miktarlarıdır.

Artık gökbilimcilerin onları sınıflandırmak ve gruplar halinde organize etmek için bir yola ihtiyaçları vardı. Bu sınıflandırma sisteminin arkasındaki adam Edwin Hubble. Hubble'ın sistemini adlandıran bazı insanlar Ayar Çatalı gerçek olana grafiksel benzerliğinden sonra.
1936'da sistem tamamen geliştirildi. Hubble'ın çalışması, yeni bir astronomi alt kümesinin temelini oluşturacaktı: kozmoloji - galaksileri ve evreni bütünüyle inceleyen bilim.

Hubble'ın "Akort Çatalı"

Hubble, farklı şekillere sahip üç ana gökada grubu buldu: eliptik galaksiler, merceksi galaksiler ve denilen başka bir grup sarmal galaksiler, spirallere benzerliklerinden sonra. Spiraller, çekirdeklerinin nasıl şekillendiğine bağlı olarak iki alt gruba ayrılır. Bazı sarmal gökadalar normal, yuvarlak bir çekirdeğe sahiptir, ancak ikinci türdeki sarmal gökadalar şekil olarak çubuklu bir çekirdeğe sahiptir. Bu galaksiler denir çubuklu sarmal galaksiler. Samanyolu'nun bunlardan biri olduğu düşünülüyor.
Ayrıca, galaksilerin geri kalanı dördüncü bir gruba çevrildi. Hubble onları aradı düzensizler.

eliptik galaksiler: Bu galaksiler şuradan etiketlenmiştir: E0 ila E7, ne kadar eliptik göründüklerine bağlı olarak. E0 tipi gökadalar en solda yer alırken, en eliptik olan E7, "sap" üzerinde sağdadır. Eliptikler, galaksi boyunca biraz tutarlı bir yoğunluğa sahiptir. Messier 87, eliptik bir gökada örneğidir.
Eliptik gökadalar, evrendeki en büyük gökada türüdür. Kütleleri genellikle daha küçük galaksilerin birleşmesi yoluyla elde edilmiştir. İçindeki yıldızlar sarmal bir galaksideki gibi bir düzlemde yörüngede dolanmazlar: yörüngeler rastgeledir. Eliptikler çoğunlukla eski yıldızları içerir ve galakside çok az toz vardır veya hiç toz yoktur.

merceksi galaksiler: Diyaframın "sapının" sağ ucunda S0 ve SB0 galaksiler. Şekilleri, bir yıldız diski ile çevrili bir çekirdeğe sahip olmaları anlamında sarmal gökadalara benzer. Diskteki gazın çoğunu tükettikleri için, çok az yıldız oluşumu meydana gelir. Gazın çoğu çekirdeğe yakın bir yerde bulunur, ancak galaksinin sarmal kolların fraksiyonları olabilir.

sarmal galaksiler: Merceksi gökadalar, bir yanda düzenli sarmal gökadalar olmak üzere diyagramı iki parçaya böler - Sa, Sb ve Sc sınıfları ve ayar çatalının diğer tarafındaki çubuklu galaksiler - SBa, SBb ve SBc sınıflar. Mektup a, b veya c sarmal kolların ne kadar sıkı sarıldığını VE galaktik çıkıntının ne kadar büyük olduğunu, c sınıfının en küçük çıkıntıya sahip olduğunu ve kolların en az kıvrıldığını gösterir. Bazen Hubble'ın sınıflandırma sistemi, bir ek ekleyerek genişletilir. d daha gevşek sarılmış spiral kollara ve daha küçük bir göbeğe sahip olan tip.
Samanyolu galaksisinin bir çubuklu, SBb galaksisi olduğu düşünülmektedir. İşte Samanyolu'nun çubuklu çekirdeğinin nelerden hoşlanabileceğine dair bir örnek.

Düzensiz galaksiler: Düzensiz gökadalar, adından da anlaşılacağı gibi, şekil olarak düzensizdir. Büyük olasılıkla, bu şekil, düzensiz galaksinin başka bir galaksinin yakınından geçtiği veya başka bir galaksiyle çarpışmanın eşiğinde olabileceği bir tür galaktik etkileşimin sonucudur. Güzel bir düzensiz gökada, Anten gökadasıdır.

Resim 1: Bu, Hubble'ın galaksi sınıflandırmasının bir örneğidir. Diyagramın şekli bir şekilde bir diyapazona benzer, bu nedenle bazen "diyapazon" olarak adlandırılır.

Bu resim istek üzerine, baskı (4000x3000 piksel, 300 dpi) ve kendi isteğinize göre özelleştirilebilmesi için PSD belgesi olarak mevcuttur.

Tüm içerik Telif hakkı , 2005- Aksi belirtilmedikçe Fahad Sulehria'ya aittir.
Ücretsiz resim kullanımı: Sıkça Sorulan Sorular.


Tully-Fisher ilişkisi

Tully-Fisher ilişkisi, sarmal gökadalara olan mesafeleri hesaplamak için kullanılan bir yöntemdir. Bize kenarda ya da en azından önemli bir açıyla uzanan galaksiler için yararlıdır. Bu, galaksi dönerken bir tarafının bize doğru hareket ederken diğer tarafının uzaklaştığı anlamına gelir. Bunu galaksiden gelen ışığın Doppler kaydırmalı spektrumunu tanıyarak tespit edebiliriz.

Galaksinin dönmesi, onu bir arada tutan yerçekimine karşı çalışır. Bir galaksi ne kadar büyükse, dağılmadan o kadar hızlı dönebilir. Bu gerçeği, bir galaksinin dönüşünü kütlesiyle ilişkilendirmek için kullanırız. Ayrıca, galaksi ne kadar büyük olursa, parlaklığı o kadar yüksek olur, çünkü parlayacak daha çok yıldızı vardır.

Bu şekilde, dönen bir galaksinin Doppler kaymalarını ölçmek, onun parlaklığını ölçmemizi sağlar. Parlaklığı bildiğimizde, mesafesini hesaplamak için onu görünen parlaklıkla karşılaştırırız. Tully-Fisher ilişkisi, kozmik mesafe merdivenimizi 200 milyon parsek'e kadar genişletiyor.


Sa ve Sab sarmal gökadalar için ne anlama geliyor? - Astronomi

9. sınıf fen bilimlerinde fen bilgisi öğretmeniyim. Aldığım sık sorulan bir soru, Samanyolu'nun hangi sarmal gökada sınıfı olduğudur. Sa, Sb veya Sc mi?

Samanyolu'nun sarmal bir gökada olduğu iyi kabul edilse de, hangi sarmal sınıfına ait olduğu konusunda hala bazı tartışmalar var. Ortasında sıkışıp kaldığımız ve astronomik nesnelere doğru mesafeyi elde etmek genellikle zor olduğu için, iyi bir 3 boyutlu resim elde etmek zor oldu. Keşke dışarıdan bir görüş alabilseydik.

Her neyse, bu, sorunuzun cevabının bilinmediği anlamına gelir. Samanyolu'nun barı olup olmadığından bile emin değiliz. Umarım bu 9. sınıf öğrencilerini tatmin eder!

Yazar hakkında

Karen Ustaları

Karen, 2000-2005 yılları arasında Cornell'de yüksek lisans öğrencisiydi. Harvard Üniversitesi'nde galaksi kırmızıya kayma araştırmalarında araştırmacı olarak çalışmaya devam etti ve şimdi memleketi İngiltere'de Portsmouth Üniversitesi'nde Fakültede. Son zamanlarda araştırmaları, galaksilerin oluşum ve evrimine dair ipuçları vermek için morfolojilerini kullanmaya odaklandı. Galaxy Zoo projesinin Proje Bilimcisidir.


Laboratuvar 11: Galaksiler

Kredi/İzin: Metin için, & David Jeffery'yi kopyalayın. Şekil vb. ile belirtildiği gibi şekiller vb. için / Sadece UNLV astronomi laboratuvarı dersi öğretim üyeleri ve öğrencilerinin okuması ve kullanması içindir.

Bu gözlemsiz bir laboratuvar çalışmasıdır.

    (Yalnızca RMI) : Yaparsanız DEĞİL bir yazıcıya sahip ol veya yap DEĞİL Kağıt israfı yapmak istiyorsanız, Rapor Formunu kendi kullanımınız için yeterli ayrıntıda elden yazdırmanız gerekecektir. : Yalnızca laboratuvar eğitmenlerine erişim. : Yalnızca laboratuvar eğitmenlerine erişim.
  1. Hazırlık Görevi: Görev 1: Ana Galaksi Türleri: Yalnızca laboratuvar eğitmenlerine erişim. : Yalnızca laboratuvar eğitmenlerine erişim. : Yalnızca laboratuvar eğitmenlerine erişim.

    Bu laboratuvar alıştırmasının kendisini okuyun: Lab 11: Galaksiler.

Görevlerden bazıları laboratuvar döneminden önce tamamlanabilir. Bazılarını laboratuvar döneminden önce yapmak yardımcı olacaktır.

Ancak, özellikle bazı bölümleri önceden yapmak istiyorsanız, isterseniz önceden bir kopya yazdırabilirsiniz. Bu durumda güncellemeleri telafi etmeniz gerekebilir.

Laboratuar Egzersizinin kendisi DEĞİL şimdiye kadar laboratuvarda basılmıştır. Bu, ormanları öldürmek olurdu ve Laboratuvar Tatbikatı aktif bir web belgesi olacak şekilde tasarlanmıştır.

Quiz hazırlığı ile ilgili genel açıklamalar, Quiz Hazırlama: Genel Talimatlar bölümünde verilmektedir.

DavidJ'in laboratuvar bölümleri için, sınav hazırlığı burada listelenen tüm öğeleri yapıyor ve varsa Hazırlık Sınavı ile kendi kendini test ediyor.

Ancak okumayı tamamlamak ve/veya tamamlamak için, en azından aşağıdaki anahtar kelimelerle bağlantılı makalelerin bir örneğinin girişini okumalısınız, böylece sınıf düzeyinde bazı anahtar kelimeleri vb. tanımlayabilir ve/veya anlayabilirsiniz.

Anahtar kelimelerin başka bir listesi DEĞİL bakmak gerekir --- ancak bunu yapmak yararlı olacaktır ---:

Bizim seviyemizde, büyük ölçüde ampirik bir sınıflandırmadır --- DEĞİL teoriye dayalı veya önyargılı.

Elbette ideal olarak sınıflandırmayı teorik olarak anlamak istenir.

Ve bu konuda çok ilerleme kaydedildi.

Ancak galaksi oluşumu ve evrim teorisi karmaşık bir iştir ve bu yüzden büyük ölçüde, ama DEĞİL tamamen, et onu.

Aşağıdaki şekil (yerel bağlantı / genel bağlantı: galaxy_vaucouleurs.html) de Vaucouleurs sistemini göstermektedir. VE Gerard de Vaucouleurs'un (1918-1995) galaksi morfolojik sınıflandırma sistemi için adlandırılan dVH diyapazon diyagramı (Hubble diyapazon diyagramının değiştirilmiş bir versiyonu için nonce adı). Bu sistem şu anki en popüler sistem gibi görünüyor ve bu laboratuvarda kullandığımız sistem.

De Vaucouleurs sistemi esas olarak eski sistem olan Hubble dizisinin bir uzantısıdır.

  1. Aşağıdaki şekli okuyun (yerel bağlantı / genel bağlantı: galaxy_vaucouleurs.html). Onu okudun mu?     E / H    
  2. Herhangi birinin hesabına göre de Vaucouleurs sistemindeki 2 ana gökada sınıfı nelerdir?     _________________ ve _________________    
  3. Herhangi birinin hesabına göre 2 ana sarmal gökada sınıfı nelerdir?     _________________ ve _________________    
  4. De Vaucouleurs sisteminden 6 ana gökada türünü adlandırın.

    Aşağıdaki şekilde daha büyük gökadanın türünü sınıflandırın (yerel bağlantı / genel bağlantı: galaxy_whirlpool.html) OLMADAN başlığa bakmak --- gerekirse altyazıyı kapatın. Yukarıdaki şekilde dVH diyapazon şemasını kullanın (yerel bağlantı / genel bağlantı: galaxy_vaucouleurs.html). Cevabını açıkla.

Aşağıdaki şekil (yerel bağlantı / genel bağlantı: seyfert_sextet.html) etkileşen gökadalara bir örnek verir ve etkileşen gökadaları gösteren özellikleri tartışır.

  1. Dyer Gözlemevi'nin kurucu direktörüydü.     E / H    
  2. Seyfert'in Altılısını keşfetti.     E / H    
  3. Seyfert galaksilerini keşfetti.     E / H    
  4. Ay'daki Krater Seyfert'in adını almıştır.     E / H    
  5. 1950'lerde Nashville'de televizyon havacısı olarak çalıştı.     E / H    

    Aşağıdaki 2 şekli okuyun (yerel bağlantı / genel bağlantı: iau_virgo.html yerel bağlantı / galaxy_cluster_virgo.html). Onları okudun mu?     E / H    

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) tarafından çekilen görüntülerden Başak Kümesi gökadalarını sınıflandıracağız. SDSS görüntüleri homojen bir veri setidir.

Görüntüler --- gerçekten inandığınıza göre --- SDSS ugriz filtreleri kullanılarak oluşturuldu. Bu filtrelerin geçiş bantları (AKA aktarım işlevleri, AKA yanıt eğrileri) aşağıdaki şekilde gösterilmektedir (yerel bağlantı / genel bağlantı: photometry_sdss.html).

  1. Aşağıdaki şekli okuyun (yerel bağlantı / genel bağlantı: photometry_sdss.html). Onu okudun mu?     E / H    
  2. 0,55 &m'de ışık hangi geçiş bantlarına katkıda bulunur?     __________________________________    
  3. Uzaydaki hava kütlesi nedir?     ________________    

Eğitmeninizin MAYIS 70'den az sınıflandırmak için size doğrudan.

Sınıflandırmada tırmanmak için bir öğrenme eğrisi var. İlerledikçe hızlanırsın.

    Galaksiyi tıklamanız gerekecekGÖRÜNTÜ BAĞLANTILARI Tabloda: Aşağıdaki Bazı Başak Kümesi Gökadaları.

GÖRÜNTÜ BAĞLANTILARI:

Gösterilen galaksiler sizin sınıflandıracağınız galaksilerdir. Prosedür aşağıdaki alt görevlerde tartışılmaktadır.

Görüntüler, SDSS ugriz filtreleri kullanılarak yapılan gözlemlerden oluşturulan Sloan Dijital Gökyüzü Anketi (SDSS) görüntüleridir.

Sizinki gerçekten yaklaşık olarak gerçek renk olduklarını düşünüyor, ancak kimse size asla söylemeyeceğinden astrofotografi ile bunu söylemek her zaman zordur.

Görüntüler üzerinde içeri ve dışarı kaydırabilir ve SDSS dışındaki anketlerden görüntülere geçebilirsiniz. Bunu gerektiği gibi yapın.

    Internet Explorer'ın görüntülerin üzerine büyük bir gri çubuk koyduğunu (veya koyduğunu) unutmayın --- bu bir özelliktir --- kabul edin. Firefox yapar DEĞİL bu özelliğe sahiptir ve bu nedenle bu görev için tercih edilir.

Bu, 1. dereceden bir sınıflandırma yapmanıza izin vermelidir.

1. dereceden sınıflandırma.

Ama 1. dereceden bir sınıflandırma DEĞİL genellikle yeterince doğru.

2. derece sınıflandırma.

    Git AST105 Labs (masaüstünde) / Lab 11 Galaksiler / GalClass.

İçinde GalSınıfı, 4 klasör var: E_S0 sınıfı, sa sınıfı, SB sınıfı, ve Scd_Irr sınıfı belirtilen Hubble dizisi gökada türlerinin şablon gökadalarının görüntülerini içerir.

Şablon gökadaların Başak Kümesi görüntülerini karşılaştırarak, nihai bir sınıflandırmaya karar verin ve bunu aşağıdaki Tablo: Bazı Başak Kümesi Gökadaları'na girin.

Şablon galaksilerin görüntülerinin, değişen kalitede homojen olmayan bir veri seti oluşturduğuna dikkat edin. Onlarla yapabileceğinizin en iyisini yapın.

Sınıflandırmanızı gruplarınızda tartışmalısınız, tartışmalısınız, tartışmalısınız. Eğlenceli --- güven bana.

Doğru/Yanlış (R/W) SONRA

Ne yazık ki, Sinbad DEĞİL her zaman bir de Vaucouleurs sistem sınıflandırması verin. Dolayısıyla muhtemelen NED, doğru de Vaucouleurs sistem sınıflandırması için en iyi kaynaktır.

Bir gökadayı ara sarmal gökada olarak sınıflandırdıysanız, herhangi bir sarmal gökadaysa onu doğru sayın.

Örneğin, bir galaksi bir SAB(r)bc ise ve buna SBa diyorsanız, o zaman haklısınız---eğer ona E0 diyorsanız yanılıyorsunuz.

Endişelenme. Puanınız ne olursa olsun aynı puanı alırsınız. Eğitmeniniz aksini söylemedikçe.

Ama %50'nin altındaysanız, gerçekten mahvettiniz.

    Yukarıdaki şekli okuyun (yerel bağlantı / genel bağlantı: galaxy_mice.html). Onu okudun mu?     E / H    

Aşağıdaki galaksi çiftleri etkileşimli galaksiler midir? Nedenini veya nedenini açıklayın DEĞİL Yukarıdaki şekildeki tartışmadan yararlanarak (yerel bağlantı / genel bağlantı: galaxy_mice.html) İkisini de görmek için çiftin herhangi bir görüntüsünü uzaklaştırın.

Yıldızlar, yıldızlararası ortam (ISM), diğer baryonik karanlık madde (sıradan madde artı kara deliklerin yapıldığı düşünülen her neyse) ve karanlık madde (bazı egzotik parçacıklar) bir galaksinin kütle merkezi etrafında hareket halindedir.

Onlar olsaydı DEĞİL, hepsi kolektif öz-çekimin altına düşecek ve yerçekimi potansiyel enerjileri başka bir enerji biçimine dönüşecekti.

Böylece galaksiler, hareketleri veya daha soyut olarak, kinetik enerjileri tarafından tutulur.

Mesele bir tür yörünge---ama DEĞİL kapalı yörüngeler. Bunun için çok fazla astronomik pertürbasyon (özellikle yerçekimi pertürbasyonları) var.

Galaksi dönüşüyle ​​ilgili tam bir tartışma, kapsamımızın dışındadır.

Ancak birkaç noktayı araştırabiliriz.

Eliptiklerde ve spirallerde döndürme arasında temel bir ayrım olduğunu not ediyoruz.

Eliptiklerde tüm madde yörüngededir, ancak yörüngeler çoğunlukla rastgele yönlere sahiptir.

Sonuç, net açısal momentumun neredeyse sıfır olmasıdır.

    Açısal momentum, dönme yönünün bir ölçüsünü içeren bir dönme ölçüsüdür. Aslında, açısal momentum, dönme düzlemine dik, gevşek bir şekilde, yönü olan bir vektördür. Açısal momentum bir vektör olduğundan, bir vektör gibi ekler. Yönleri zıt olan eşit büyüklükteki açısal momentum vektörleri sıfıra eklenir. Dönme kinetik enerjileri DEĞİL sıfıra ekleyin.

Sıfır net açısal momentuma genellikle sıfır net dönüş veya bunun gibi belirsiz, ancak belirsiz bir şekilde anlaşılan bir şey denir.

Eliptiklerin, spirallerin ve diğer disk galaksilerin (yani galaktik disk gibi bir şeye sahip galaksilerin) aksine, en azından galaktik diskleri için sıfır olmayan net açısal momentuma sahiptir.

Galaksi dönüş eğrileri, galaksi merkezlerinden yarıçapın bir fonksiyonu olarak yörünge hızı grafikleridir.

Genellikle yalnızca disk galaksiler için sunulurlar.

    Aşağıdaki 3 rakamı okuyun Onları okudunuz mu?     E / H    


Sa ve Sab sarmal gökadalar için ne anlama geliyor? - Astronomi

Hubble diyapazon, Hubble'ın (1926) yalnızca kelimelerle ifade ettiği bilgilerin görsel bir temsilini sağladığı için kullanışlıdır. Çatal, sürekliliğin bir imasını içerir. Örneğin, bir "Sa" veya "Sb" sarmalı arasında ya da normal bir "S" sarmalı ile bir çubuklu "SB" sarmalı arasında özellikler bakımından ara galaksiler olabileceğini ekarte etmez. Eliptik gökada dizisi boyunca süreklilik, her zaman yuvarlak eliptiklerden (E0) en düz eliptiklere (E7) kadar yumuşak bir varyasyon olarak ima edildi. Sandage (1961), Hubble sistemini daha üç boyutlu hale getiren modifikasyonları açıklar: (r) (iç halka) ve (s) (saf spiral) alt tiplerinin tanıtılması. Bu özellik ile bile süreklilik, birleşik alt tip (rs) kullanılarak mümkün olmuştur. Böylece, 1961'de Hubble sınıflandırma sistemi, 1926 veya 1936'dakinden çok daha karmaşık hale gelmişti. Bunun bir nedeni S0 sınıfının eklenmesiydi, ancak (r) ve (s) alt türleri başkaydı.

Hubble-Sandage sınıflandırmasında, Hubble dizisinin sol tarafındaki gökadaları "erken tip" gökadalar ve sağ taraftakileri "geç tipli" gökadalar olarak belirtmek yaygınlaştı. Aynı şekilde, Sa ve SBa spiralleri "erken tip spiraller" olurken, Sc ve SBc spiralleri "geç tip spiraller" haline geldi. Sb ve SBb tipleri "ara tip spiraller" olarak bilinir hale geldi. Bu terminolojilerin nedeni kolaylıktı ve genellikle yıldızlar için kullanılan terminolojiyi ödünç aldı. O ve B tayf sınıfının genç, büyük kütleli yıldızları "erken tür yıldızlar" olarak bilinirken, daha soğuk tayf türlerinden daha yaşlı yıldızlar "geç tür yıldızlar" olarak biliniyordu. Hubble, galaksiler için bu zamansal tanımlamaları kullanmasının hiçbir evrimsel anlamı olmadığını belirtti. Buradaki bir ironi, erken türdeki gökadaların geç tür yıldızların egemenliğinde olduğu, geç türdeki gökadaların ise genellikle önemli sayıda erken türdeki yıldızlara sahip olduğu sonunda netleşti.

De Vaucouleurs (1959), gökada morfolojisinin sürekliliği fikrini, gökada morfolojisi olarak adlandırdığı şeyi geliştirerek bir adım daha ileri götürdü. sınıflandırma hacmi (Figür 3). Hubble-Sandage (1961) sınıflandırmasının bu revizyonunda, galaksi morfolojisi, uzun eksenli ve değişen büyüklükte dairesel kesitli üç boyutlu bir hacimde sürekli bir form dizisini temsil eder. Hacmin uzun ekseni, sahne, veya yazın ve orijinal Hubble diyapazonunun uzun eksenini temsil eder. Kısa eksenler, sırasıyla görünür çubuk kuvvetine ve bir iç halkanın varlığına veya yokluğuna atıfta bulunan aile ve çeşittir. Hubble'ın orijinal aşamaları E, Sa, Sb ve Sc'ye ek olarak, sınıflandırma hacmi yeni aşamaları içerir: geç eliptikler: E + , "çok geç" spiraller: Sd, "Magellanic spiraller": Sm ve "Magellanic düzensizler": Im . S0 sınıfı, dizi boyunca, E'ler ve spiraller arasında aynı konumda bulunur, ancak üç aşamaya bölünmüştür. Bireysel aşamaları tanımlayan özellikler, bölüm 5.2'de daha ayrıntılı olarak açıklanmaktadır.

Aşama, sınıflandırma hacminin en temel boyutu olarak kabul edilir, çünkü entegre renk indeksleri, ortalama yüzey parlaklıkları ve nötr hidrojen içeriği gibi ölçülen fiziksel parametreler, dizi boyunca konumla iyi bir şekilde ilişkilidir (örneğin, Buta ve diğerleri, 1994). Erken tip galaksiler, geç tip galaksilere göre daha kırmızı renklere, daha yüksek ortalama yüzey parlaklıklarına ve daha düşük nötr hidrojen içeriğine sahip olma eğilimindedir. Sınıflandırma hacminin aile ve çeşitlilik eksenleri, belirli bir aşamada morfolojideki önemli farklılıkları gösterir. 1962 dolaylarında McDonald Gözlemevinde bulutlu bir gecede bizzat de Vaucouleurs tarafından çizilen, Sb aşamasına yakın ailelerin ve çeşitlerin ünlü bir taslağı Sandage (1975) ve dVA'nın Şekil 1.13'ünde gösterilmektedir. S0/a ve Sa gibi aşamalarda galaksi morfolojisinin çeşitliliği en fazla olduğu için sınıflandırma hacmi uçlara göre orta kısımda daha geniştir. Çubuklar ve halkalar genellikle bu aşamalarda en belirgin ve en çok tanınanlardır. Bu tür özellikler E gökadalarının özelliği değildir, bu nedenle hacmin bu uçta dar olması gerekir. S0 dizisi boyunca, çubuklar ve halkalar en erken S0'lar (S0 - ) arasında çok az gelişmiştir ve son S0'lar (S0 + ) arasında iyi gelişmiştir, böylece hacim genişlemeye başlar. Çok geç tipteki gökadalar olan Sd, Sdm, Sm ve Im arasında çubuklar aslında çok sıktır, ancak kapalı halkalar (r) değildir. Böylece hacim o uçta da daralır.

Morfolojiyi göstermek amacıyla, mümkün olduğunda arksaniye kare başına büyüklük birimlerine dönüştürülen mavi ışıklı dijital görüntüler kullanılır. Bu yaklaşım dVA'da açıklanmıştır ve genellikle yayınlanmış fotoelektrik çok açıklıklı fotometriye dayalı olarak görüntülerin kalibrasyonunu gerektirir. Ek olarak, kullanılan bazı çizimler (özellikle 15. bölümde) Sloan Digital Sky Survey'den veya diğer kaynaklardan alınmıştır. Bunlar aynı birimlerde değildir, ancak yine de morfolojinin mükemmel örneklerini sağlarlar. SDSS renkli görüntüler, esas olarak SDSS görüntülerinin bazen ayrıntıyı kaybettiği merkezi bölgelerde dVA görüntülerinden farklıdır.

dVA'dan farklı olarak, bu makalenin kapsamı geleneksel UBVR dalga bantları. Bu bantların dışındaki galaksiler için, çoğunlukla orta ve uzak ultraviyole ve orta IR dalga boylarında, bu dalga boylarında benzeri görülmemiş derinliklerde görüntüleme yapabilen uzay tabanlı gözlemevlerinden önemli morfolojik bilgiler ancak son 20 yılda elde edilmiştir. henüz keşfedilmeye başlanan yeni bir galaksi morfolojisi görüşü. Morfolojideki birçok konunun yararlı bir incelemesi van den Bergh (1998) tarafından sağlanmıştır. *****


Sa ve Sab sarmal gökadalar için ne anlama geliyor? - Astronomi

Tully-Fisher relation is a correlation for spiral galaxies between their luminosity and how fast they are rotating. The idea is that the bigger the galaxy is, faster it is rotating. That means that if you know the rotation velocity of the spiral galaxy, you can tell by using this Tully-Fisher relation its intrinsic brightness (that is, how bright that galaxy really is). By comparing the intrinsic brightness with the apparent magnitude (what you actually observe -- because the further the galaxy, the dimmer it "appears"), you can calculate its distance. For a cluster of galaxies where you can observe tens of galaxies, you can measure the distance to each galaxy via Tully-Fisher relation. Then take the average to calculate the distance to that cluster. (Because these clusters are so far away, you can assume that the actual size of the cluster itself can be ignored with respect to its distance from us). The figure below shows some examples of Tully-Fisher relations. The further the cluster of galaxies is located, more the Tully-Fisher relation is shifted downward on this diagram.

Here, Tully-Fisher relations of two clusters at different distances are shown. The one shown in the lower part represent a cluster called Abell 1367 which is much farther than the Fornax cluster which is shown in the upper part of the diagram. relative difference between the distances of two clusters is estimated by measuring Delta D as indicated.


What does Sa and Sab mean for spiral galaxies? - Astronomi

Messier M33 - Triangulum- Pinwheel Galaxy
M33, also known as the Triangulum- Pinwheel Galaxy, is located in the constellation Triangulum, and is best viewed during Winter.
Name:
Triangulum- Pinwheel Galaxy .

Digging Deep in M33
Bunun gibi makalelerin gelen kutunuza gönderilmesini sağlayın
Constant Contact Use.

"We think it's very likely that the hydrogen gas we see between M31 and M33 is the remnant of a tidal tail that originated during a close encounter, probably billions of years ago," said lead author Dr Spencer Wolfe of West Virginia University.

's broad spiral arms are particularly rich in star forming HII regions, perhaps more evident than any galaxy yet imaged.

= NGC598 ( 1h 33.9m +30 39 , 5.7 mag. )

Pinwheel Galaxy was discovered by Messier on Aug. 25, 1764.

is the smaller galaxy that can be seen to the lower right of M31, but it is slightly further away, and at a distance of about 3 million light years, is said to the furthest object in the Universe that can be seen without optical aid.

is a bright galaxy, I have seen it event through my 50 mm finder scope. Some observers manage to see it with the naked eye, from dark locations. Using 36x it fits entirely in the visual field. I've didn't managed to see any details.

, the Triangulum Galaxy
The Triangulum Transmission is a high-energy coherent optical transmission emanating from the Triangulum galaxy some 2.3 million ly from the Milky Way. First detected by the Argus Array in 5845.

is representative of flocculent spirals. It's arms are patchy and not easy to trace.
Credit: David Malin/IAC/RGO .

- The Triangulum Galaxy (see left).

- "Triangulum Galaxy" or "Pinwheel Galaxy" a spiral galaxy in the constellation Triangulum.
M34 - an open cluster in the constellation Perseus.
M35 - an open cluster in the constellation Gemini.

is a Hubble type Sc galaxy it is smaller and fainter than the other two spirals, being only about as bright visually as a few billion suns. It contains many blue luminous stars in its complex, thick spiral arms, and has several spectacular glowing gas clouds (giant HII regions).
Elliptical Galaxies .

in a drawing from 1850 (left) and in the UV (from Landsman et al. 1992), from Fig. 18 of Javadi et al. 2011 (arXiv:1103.0755).
The Whirlpool galaxy (AKA the Question Mark Galaxy, M51, NGC 5194):
A face-on interacting spiral galaxy at about 8 Mpc. Its interacting companion is NGC 5195. See NED.

, "you can see the Universe in a nutshell." .

The Triangulum Galaxy (also Pinwheel) spiral galaxy in Triangulum
4. M31 The Andromeda Galaxy spiral galaxy in Andromeda
5. M32 Satellite galaxy of M31 elliptical galaxy in Andromeda .

). It is large, beautiful, and bright with a brighter core. Face on. JB MS.
613
01:32.0 .

X-7, was discovered in 2007 and has about 15.7 times the mass of the Sun. It orbits a companion star and eclipses it every 3.45 days. The total mass of the binary system is about 85.7 times that of the Sun.

, which is used as a test for naked eye seeing under dark skies[28][29]
5.73
Minimum brightness of Mercury .

, NGC 598) See pinwheel galaxy
Triesnecker Lunar crater (4 N 4 E), 23 km (14 mi) in diameter. It is a complex crater, having side-wall terracing and central peaks. Triesnecker is a relatively recent crater, with a bright ray system best seen at high Sun illumination.

, a galaxy in our Local Group sometimes popularly termed the Pinwheel Galaxy, visible with binoculars.
A lesser triangle .

, which has integrated magnitude of V = 5.7. But its light is spread out over a much larger area, so it doesn't stick out from the background.
Notice the diffuse nature of the light from this galaxy -- even the nucleus lacks any great concentration.
Image courtesy of Giovanni Benintende .

(2016) describing a survey in M31 and

, it follows that the amount of work necessary to safely detect and classify massive stars is significant. However, the exercise to create a census of massive stars is a prerequisite to understand stellar evolution at the high mass end.

In 1924 Edwin Hubble detected Cepheids in the Andromeda nebula, M31 and the Triangulum nebula

. Using these he determined that their distances were 900,000 and 850,000 light years respectively. He thus established conclusively that these "spiral nebulae" were in fact other galaxies and not part of our Milky Way.

Three of them (the Milky Way, Andromeda, and

) are spirals the remainder are dwarf irregular and ellipticals. Together, these galaxies form the Local Group"a new level of structure in the universe above the scale of our Galaxy. As indicated in Figure 24.13, the Local Group's diameter is roughly 1 Mpc.

Located in the constellation Triangulum,

is a member of our local group of galaxies. It is a spiral galaxy with a diameter of 60,000 light-years, which makes it much smaller than its neighbor, M31. It is also a little farther away, at about 2,300,000 light-years from Earth.

This contains around 70 galaxies with the big ones being our own Milky Way, the Andromeda Galaxy (M31), and the Triangulum Galaxy (

). There are many smaller galaxies including the Large and Small Magellanic Clouds, the little ellipticals that hang around Andromeda and a bunch of others.

, looks like a dancing octopus in this view from a telescope at Kitt Peak National Observatory. The galaxy is about half as wide as our Milky Way galaxy, but contains only about one-tenth as many stars. New stars are being born along the spiral arms, in the pinkish clouds of hydrogen gas.

05 Aug 2006 - Ohio State astronomers have measured a new precise distance to the nearby galaxy

based on a spectroscopic eclipsing binary. Their value is 15% larger than the old Cepheid based distance.

It lies in the northwestern corner (0:39:21.8+21:15:1.7, ICRS 2000.0) of Constellation Pisces -- northeast of Algenib (Gamma Pegasi), southeast of Alpheratz (Alpha Andromedae), southwest of Delta Andromedae and Mirach (Beta Andromedae), west of the Triangulum Galaxy (

The latest SDSS-III image shows details covering a range of scales, from a small part of the sky centred on the galaxy

(top left), to the spiral arms of this galaxy (top middle), and the object NGC 604, which is one of the largest HII regions in that galaxy (top right).

Some spiral galaxies, like

, are measurably smaller than others, like M31, which is approximately four times larger. However, in general, the differences are small. Within the class of elliptical galaxies, however, there is a much larger range of sizes.

This image from the Very Large Baseline Array (VLBA) shows what the galaxy

would look like if you could see in radio waves. This image maps atomic hydrogen gas in the galaxy. The different colors map velocities in the gas: red shows gas moving away from us, blue is moving towards us. Image via NRAO/AUI.

Star-forming region in the nebula NGC 604 (in the galaxy

).
In each of these examples there is strong evidence that stars are being born in the region shown in the image presumably, at least in some of the cases, attendant solar systems are being formed also.

Later, in 1764, Charles Messier included the Triangulum galaxy as designation

in his Messier catalog.
William Herschel, who is most well-known as the astronomer that discovered Uranus, made note of his observations of the Triangulum galaxy in the late 1700s.

This is a visible image of the Triangulum galaxy

Related images (other sources -- see also under 'Related Images' on the pages below)
INT 5. The inner parts of

(NGC 598), the Pinwheel galaxy .

- disk-shaped, with a spherical nucleus of old stars from opposite sides of which arms, containing younger stars, spiral outwards around the nucleus in a barred spiral the arms originate at the ends of a bar-shaped nucleus examples of spiral galaxies include the Andromeda Galaxy (M31), and the Triangulum Galaxy (

It is the most massive of the galaxies in the LOCAL CLUSTER which contains the Milky Way, the Triangulum galaxy (

) and 44 other smaller galaxies. It has a double nucleus with at least one supermassive BLACK HOLE hidden at its core.

The galaxies which are gravitationally bound to the Milky Way galaxy, including Fornax, the large magellanic cloud, M31 (Andromeda Galaxy), M32,

, M101, Small Magellanic Cloud, and 9 dwarf spheroidal galaxies.
Galactic Groups .

The Local Group also includes Fornax, the Large and Small Magellanic Clouds, M32,

, M101, and 9 dwarf spheroidal galaxies. The center of the Local Group is roughly between the Milky Way and the Andromeda Galaxy, M31.

space so that they are seen from near one of their poles are called "face-on" the contrary orientation is called "edge-on." Face-on galaxies look round and often show structures in their disks prominently, e.g. as "Grand Design" spirals. Examples for at least almost face-on galaxies from Messier's catalogue are

It turns out that the Milky Way Galaxy is a member of a small group of galaxies called, not too imaginatively, the Local Group. It is spread over about 3 million light-years and contains 60 or so members. There are three large spiral galaxies (our own, the Andromeda galaxy, and

), two intermediate ellipticals, .

One of the more prominent galaxies in the local group is the Andromeda Galaxy (M31), which is a massive spiral galaxy 730 kpc from Earth. The other spiral galaxy in the Local Group is the Triangulum Galaxy (

bulges and very tightly wound spiral arms and the ``d'' group spirals have almost no bulge and very loose arms. The Milky Way is between the ``b'' and ``c'' groups with a bar, so it is an SBbc-type spiral galaxy. Most spirals are luminous. Some other examples of spiral galaxies are M31 (the Andromeda Galaxy) and

" This consists of about 30 galaxies all within about a megaparsec of each other. There are three massive members consisting of the milky way, M31 (Andromeda) and

, an Sc type. The rest are dwarf ellipticals and irregulars (like the LMC). (See Figure 27-3 for a diagram of the Local Group.) .

Galaxies with conspicuous bulges and tightly wound spiral arms are called "Sa" (Sombrero galaxy) or "SBa" (NGC 3185). Galaxies with prominent bulges and pronounced spiral arms are classified as "Sb" (M31, M81) or "SBb" (M95, NGC 4725). Other spirals with loose spiral arms and a small bulge are classified as "Sc" (


Videoyu izle: มาดความลบของทางชางเผอก ทหลายคนยงไมร นาเหลอเชอมาก (Eylül 2022).