Vortrag zum Thema „Milchstraße in der Physik. Astronomie: Milchstraße. Unser Galaxy-Student des Baku Computer College Aslanov Murad. Präsentation der Milchstraße für die Physik

Beschreibung der Präsentation anhand einzelner Folien:

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Einleitung Die Milchstraße, auch einfach Galaxie genannt (mit Großbuchstaben), ist ein riesiges Sternensystem, das unter anderem unsere Sonne, alle mit bloßem Auge sichtbaren Einzelsterne sowie eine große Anzahl verschmelzender Sterne enthält zusammengefügt und in Form einer Milchstraße beobachtet. Unsere Galaxie ist eine von vielen anderen Galaxien. Die Milchstraße ist eine Balkenspiralgalaxie vom Typ Hubble SBbc und bildet zusammen mit der Andromeda-Galaxie M31 und der Triangulum-Galaxie (M33) sowie mehreren kleineren Satellitengalaxien die Lokale Gruppe, die wiederum Teil des Virgo-Superhaufens ist.

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Die Milchstraße (Übersetzung des lateinischen Namens Via Lactea, vom griechischen Wort Galaxia (gala, galactos bedeutet „Milch“)) ist ein schwach leuchtender, diffuser weißlicher Streifen, der den Sternenhimmel fast entlang des Großen Kreises durchquert, dessen Nordpol ist liegt im Sternbild Coma Berenices; besteht aus einer großen Anzahl schwacher Sterne, die mit bloßem Auge nicht einzeln sichtbar sind, aber einzeln durch ein Teleskop oder auf Fotos mit ausreichender Auflösung sichtbar sind.

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Das sichtbare Bild der Milchstraße ist eine Folge der Perspektive, wenn ein Beobachter, der sich in der Nähe der Symmetrieebene dieses Sternhaufens befindet, einen riesigen, stark abgeflachten Sternhaufen in unserer Galaxie beobachtet. Die Milchstraße ist auch der traditionelle Name unserer Galaxie. Die Helligkeit der Milchstraße ist an verschiedenen Stellen ungleichmäßig. Der Streifen der Milchstraße mit einer Breite von etwa 5–30° sieht aus wie eine wolkige Struktur, was zum einen auf die Existenz von Sternwolken oder Kondensationen in der Galaxie und zum anderen auf die ungleichmäßige Verteilung der Lichtabsorption zurückzuführen ist Staubige Dunkelnebel, die Gebiete bilden, in denen es offensichtlich an Sternen mangelt, ihr Licht zu absorbieren. Auf der Nordhalbkugel durchquert die Milchstraße die Sternbilder Aquila, Schütze, Pfifferling, Schwan, Kepheus, Kassiopeia, Perseus, Auriga, Stier und Zwillinge. Auf dem Weg in die südliche Hemisphäre werden die Sternbilder Monoceros, Puppis, Velae, Kreuz des Südens, Kompass, Südliches Dreieck, Skorpion und Schütze erfasst. Besonders hell ist die Milchstraße im Sternbild Schütze, das das Zentrum unseres Sternensystems enthält und vermutlich ein supermassereiches Schwarzes Loch enthält. Das Sternbild Schütze erhebt sich in nördlichen Breiten nicht hoch über den Horizont. Daher ist die Milchstraße in diesem Bereich nicht so auffällig wie beispielsweise im Sternbild Schwan, das im Herbst abends sehr hoch über dem Horizont aufsteigt. Die Mittellinie innerhalb der Milchstraße ist der galaktische Äquator.

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Mythologie Es gibt viele Legenden über den Ursprung der Milchstraße. Besondere Aufmerksamkeit verdienen zwei ähnliche antike griechische Mythen, die die Etymologie des Wortes Galaxias (Γαλαξίας) und seinen Zusammenhang mit Milch (γάλα) offenbaren. Eine der Legenden erzählt von der Muttermilch, die von der Göttin Hera, die Herkules stillte, über den Himmel floss. Als Hera herausfand, dass das Baby, das sie stillte, nicht ihr eigenes Kind war, sondern der uneheliche Sohn von Zeus und einer irdischen Frau, stieß sie ihn weg und die verschüttete Milch wurde zur Milchstraße. Eine andere Legende besagt, dass es sich bei der verschütteten Milch um die Milch von Rhea, der Frau von Kronos, handelte und dass das Baby Zeus selbst war. Kronos verschlang seine Kinder, weil vorhergesagt wurde, dass er von seinem eigenen Sohn von der Spitze des Pantheons entthront werden würde. Rhea heckte einen Plan aus, um ihren sechsten Sohn, den neugeborenen Zeus, zu retten. Sie wickelte einen Stein in Babykleidung und steckte ihn Kronos zu. Kronos bat sie, ihren Sohn noch einmal zu füttern, bevor er ihn verschluckte. Die Milch, die aus Rheas Brust auf einen kahlen Felsen ergoss, wurde später als Milchstraße bekannt.

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Struktur der Galaxie Unsere Galaxie hat einen Durchmesser von etwa 30.000 Parsec und enthält etwa 100 Milliarden Sterne. Der Großteil der Sterne hat die Form einer flachen Scheibe. Die Masse der Galaxie wird auf 5,8 × 1011 Sonnenmassen oder 1,15 × 1042 kg geschätzt. Der Großteil der Masse der Galaxie ist nicht in Sternen und interstellarem Gas enthalten, sondern in einem nicht leuchtenden Halo aus dunkler Materie. Die Milchstraße hat eine konvexe Form – wie ein Teller oder ein Hut mit Krempe. Darüber hinaus biegt sich die Galaxie nicht nur, sondern vibriert auch wie ein Trommelfell.

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Satellitenwissenschaftler der University of California untersuchten die Verbreitung von Wasserstoff in verzerrungsgefährdeten Regionen und stellten fest, dass diese Verformungen eng mit der Position der Umlaufbahnen zweier Satellitengalaxien der Milchstraße – der Großen und Kleinen Magellanschen Wolke – zusammenhängen, die regelmäßig auftreten durchdringen die dunkle Materie, die es umgibt. Es gibt noch andere Galaxien in der Nähe der Milchstraße, deren Rolle (Satelliten oder von der Milchstraße absorbierte Körper) jedoch unklar ist.

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Große Magellansche Wolke Geschichte der Studie Bezeichnungen LMC, LMC Beobachtungsdaten Typ SBm Rektaszension 05h 23m 34s Deklination −69° 45′ 22″; Rotverschiebung 0,00093 Entfernung 168.000 Licht. Jahre Sichtbare Helligkeit 0,9 Sichtbare Abmessungen 10,75° × 9,17° Sternbild Doradus Physikalische Eigenschaften Radius 10.000 Lichtjahre Jahre Eigenschaften Der hellste Satellit der Milchstraße

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Die Große Magellansche Wolke (LMC) ist eine Zwerggalaxie vom Typ SBm, die sich in einer Entfernung von etwa 50 Kiloparsec von unserer Galaxie befindet. Es nimmt einen Bereich des Himmels auf der Südhalbkugel in den Sternbildern Doradus und Tafelberg ein und ist vom Territorium der Russischen Föderation aus nie sichtbar. Die LMC hat einen etwa 20-mal kleineren Durchmesser als die Milchstraße und enthält etwa 5 Milliarden Sterne (nur 1/20 der Anzahl in unserer Galaxie), während die Kleine Magellansche Wolke nur 1,5 Milliarden Sterne enthält. 1987 explodierte eine Supernova, SN 1987A, in der Großen Magellanschen Wolke. Dies ist die uns am nächsten gelegene Supernova seit SN 1604. Das LMC beherbergt eine bekannte Quelle aktiver Sternentstehung – den Tarantelnebel.

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Kleine Magellansche Wolke Geschichte der Erforschung Entdecker Ferdinand Magellan Datum der Entdeckung 1521 Bezeichnungen NGC 292, ESO 29-21, A 0051-73, IRAS00510-7306, IMO, SMC, PGC 3085 Beobachtungsdaten Typ SBm Rektaszension 00h 52m 38,0s Deklination −72 ° 48′ 00″ Entfernung 200.000 St. Jahre (61.000 Parsec) Sichtbare Größe 2,2 Fotografische Größe 2,8 Sichtbare Abmessungen 5° × 3° Oberflächenhelligkeit 14,1 Winkelposition 45° Sternbild Tukan Physikalische Eigenschaften Radius 7000 Licht. Jahre Absolute Helligkeit −16,2 Eigenschaften Satellit der Milchstraße

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Arme Die Galaxie gehört zur Klasse der Spiralgalaxien, was bedeutet, dass die Galaxie Spiralarme hat, die in der Ebene der Scheibe liegen. Die Scheibe ist in einen kugelförmigen Halo eingetaucht und um sie herum befindet sich eine kugelförmige Korona. Das Sonnensystem befindet sich in einer Entfernung von 8,5 Tausend Parsec vom galaktischen Zentrum, nahe der Ebene der Galaxie (der Versatz zum Nordpol der Galaxie beträgt nur 10 Parsec), am inneren Rand des Arms, der Orion-Arm genannt wird . Durch diese Anordnung ist es nicht möglich, die Form der Hülsen optisch zu erkennen.

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Der Scheibenkern ist in einen kugelförmigen Halo eingetaucht und um ihn herum befindet sich eine kugelförmige Korona. Im mittleren Teil der Galaxie gibt es eine Verdickung, die Bulge genannt wird und einen Durchmesser von etwa 8.000 Parsec hat. Im Zentrum der Galaxie gibt es eine kleine Region mit ungewöhnlichen Eigenschaften, in der sich offenbar ein supermassereiches Schwarzes Loch befindet. Das Zentrum des galaktischen Kerns wird auf das Sternbild Schütze projiziert (α = 265°, δ = −29°). Die Entfernung zum Zentrum der Galaxie beträgt 8,5 Kiloparsec (2,62 · 1022 cm oder 27.700 Lichtjahre).

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Das galaktische Zentrum ist eine relativ kleine Region im Zentrum unserer Galaxie, deren Radius etwa 1000 Parsec beträgt und deren Eigenschaften sich stark von den Eigenschaften ihrer anderen Teile unterscheiden. Bildlich gesprochen ist das galaktische Zentrum ein kosmisches „Labor“, in dem noch immer Sternentstehungsprozesse stattfinden und in dem sich der Kern befindet, der einst die Verdichtung unseres Sternsystems ermöglichte. Das galaktische Zentrum befindet sich in einer Entfernung von 10 kpc vom Sonnensystem in Richtung des Sternbildes Schütze. In der galaktischen Ebene ist eine große Menge interstellaren Staubs konzentriert, wodurch das vom galaktischen Zentrum kommende Licht um 30 Sterngrößen, also um das 1012-fache, abgeschwächt wird. Daher ist das Zentrum im optischen Bereich unsichtbar – mit bloßem Auge und mit Hilfe optischer Teleskope. Das galaktische Zentrum wird im Radiobereich sowie im Infrarot-, Röntgen- und Gammastrahlenbereich beobachtet. Ein 400 mal 900 Lichtjahre großes Bild, bestehend aus mehreren Fotos des Chandra-Teleskops, mit Hunderten von Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern in Millionen Grad erhitzten Gaswolken. Innerhalb des hellen Flecks in der Bildmitte befindet sich das supermassive Schwarze Loch des galaktischen Zentrums (Radioquelle Sagittarius A*). Die Farben im Bild entsprechen den Röntgenenergiebereichen: Rot (niedrig), Grün (mittel) und Blau (hoch).

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Zusammensetzung des galaktischen Zentrums Das größte Merkmal des galaktischen Zentrums ist der dort befindliche Sternhaufen (Sternbulge) in Form eines Rotationsellipsoids, dessen große Halbachse in der Ebene der Galaxie liegt und dessen kleine Halbachse in der Ebene der Galaxie liegt -Achse liegt auf seiner Achse. Das Verhältnis der Halbachsen beträgt etwa 0,4. Die Umlaufgeschwindigkeit von Sternen in einer Entfernung von etwa einem Kiloparsec beträgt etwa 270 km/s, und die Umlaufzeit beträgt etwa 24 Millionen Jahre. Daraus ergibt sich, dass die Masse des Zentralhaufens etwa 10 Milliarden Sonnenmassen beträgt. Die Konzentration von Haufensternen nimmt zum Zentrum hin stark zu. Die Sterndichte variiert ungefähr proportional zu R-1,8 (R ist der Abstand vom Zentrum). In einer Entfernung von etwa einem Kiloparsec sind es mehrere Sonnenmassen pro Kubikparsec, in der Mitte mehr als 300.000 Sonnenmassen pro Kubikparsec (zum Vergleich: In der Nähe der Sonne beträgt die Sterndichte etwa 0,07 Sonnenmassen pro Kubikparsec). Vom Cluster aus erstrecken sich spiralförmige Gasarme, die sich über eine Entfernung von 3.000 bis 4,5.000 Parsec erstrecken. Die Arme rotieren um das galaktische Zentrum und bewegen sich gleichzeitig mit einer Radialgeschwindigkeit von etwa 50 km/s zu den Seiten weg. Die kinetische Bewegungsenergie beträgt 1055 Erg. Im Inneren des Clusters wurde eine Gasscheibe mit einem Radius von etwa 700 Parsec und einer Masse von etwa hundert Millionen Sonnenmassen entdeckt. Im Inneren der Scheibe befindet sich der zentrale Bereich der Sternentstehung.

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Ein Bild aus einem Dutzend Fotos des Chandra-Teleskops, das ein Gebiet mit einem Durchmesser von 130 Lichtjahren abdeckt.

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Näher am Zentrum befindet sich ein rotierender und expandierender Ring aus molekularem Wasserstoff, dessen Masse etwa hunderttausend Sonnenmassen beträgt und dessen Radius etwa 150 Parsec beträgt. Die Rotationsgeschwindigkeit des Rings beträgt 50 km/s und seine Expansionsgeschwindigkeit beträgt 140 km/s. Die Rotationsebene ist um 10 Grad zur Ebene der Galaxie geneigt. Aller Wahrscheinlichkeit nach werden die radialen Bewegungen im galaktischen Zentrum durch eine Explosion erklärt, die sich dort vor etwa 12 Millionen Jahren ereignete. Die Gasverteilung im Ring ist ungleichmäßig und es bilden sich riesige Gas- und Staubwolken. Die größte Wolke ist der Sagittarius B2-Komplex, der sich in einer Entfernung von 120 pc vom Zentrum befindet. Der Durchmesser des Komplexes beträgt 30 Parsec und die Masse beträgt etwa 3 Millionen Sonnenmassen. Der Komplex ist die größte Sternentstehungsregion der Galaxis. Diese Wolken enthalten alle Arten von molekularen Verbindungen, die im Weltraum vorkommen. Noch näher am Zentrum liegt die zentrale Staubwolke mit einem Radius von etwa 15 Parsec. In dieser Wolke werden regelmäßig Strahlungsblitze beobachtet, deren Natur unbekannt ist, die jedoch auf aktive Prozesse hinweisen, die dort stattfinden. Fast in der Mitte befindet sich eine kompakte Quelle nicht-thermischer Strahlung Sagittarius A*, deren Radius 0,0001 Parsec beträgt und deren Helligkeitstemperatur etwa 10 Millionen Grad beträgt. Die Radioemission dieser Quelle scheint synchrotronischer Natur zu sein. Zeitweise werden schnelle Änderungen im Strahlungsfluss beobachtet. Nirgendwo sonst in der Galaxie wurden solche Strahlungsquellen gefunden, ähnliche Quellen existieren jedoch in den Kernen anderer Galaxien.

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Aus der Sicht von Modellen zur Entwicklung von Galaxien sind ihre Kerne die Zentren ihrer Kondensation und anfänglichen Sternentstehung. Die ältesten Sterne sollten dort sein. Offenbar befindet sich genau im Zentrum des galaktischen Kerns ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von etwa 3,7 Millionen Sonnenmassen, wie Untersuchungen der Umlaufbahnen benachbarter Sterne zeigen. Die Emission der Quelle Sagittarius A* wird durch die Akkretion von Gas auf einem Schwarzen Loch verursacht, der Radius der emittierenden Region (Akkretionsscheibe, Jets) beträgt nicht mehr als 45 AE. Das galaktische Zentrum der Milchstraße im Infrarot.

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Die Milchstraße als himmlisches Phänomen Die Milchstraße wird am Himmel als schwach leuchtender, diffuser, weißlicher Streifen beobachtet, der ungefähr entlang eines großen Kreises der Himmelssphäre verläuft. Auf der Nordhalbkugel durchquert die Milchstraße die Sternbilder Aquila, Schütze, Pfifferling, Schwan, Kepheus, Kassiopeia, Perseus, Auriga, Stier und Zwillinge; im Süden - Einhorn, Poop, Segel, Kreuz des Südens, Kompasse, Südliches Dreieck, Skorpion und Schütze. Das galaktische Zentrum befindet sich im Schützen.

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Geschichte der Entdeckung der Galaxie Die meisten Himmelskörper sind zu verschiedenen rotierenden Systemen zusammengefasst. So dreht sich der Mond um die Erde, die Satelliten der Riesenplaneten bilden eigene, körperreiche Systeme. Auf einer höheren Ebene kreisen die Erde und die übrigen Planeten um die Sonne. Die Frage ist, ist die Sonne auch Teil eines noch größeren Systems? Die erste systematische Untersuchung dieser Frage erfolgte im 18. Jahrhundert. Englischer Astronom William Herschel. Er zählte die Anzahl der Sterne in verschiedenen Bereichen des Himmels und entdeckte, dass es am Himmel einen großen Kreis gab, der später als galaktischer Äquator bezeichnet wurde, der den Himmel in zwei gleiche Teile teilt und auf dem die Anzahl der Sterne am größten ist. Außerdem gilt: Je näher der Teil des Himmels an diesem Kreis liegt, desto mehr Sterne gibt es. Schließlich wurde entdeckt, dass sich auf diesem Kreis die Milchstraße befand. Dank dessen vermutete Herschel, dass alle von uns beobachteten Sterne ein riesiges Sternensystem bilden, das zum galaktischen Äquator hin abgeflacht ist. Und doch blieb die Existenz der Galaxie fraglich, bis Objekte außerhalb der Grenzen unseres Sternensystems, insbesondere andere Galaxien, entdeckt wurden.

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William Herschel (Friedrich Wilhelm Herschel, engl. William Herschel; 15. November 1738, Hannover – 25. August 1822, Slough bei London) – englischer Astronom deutscher Herkunft. Eines von zehn Kindern des armen Musikers Isaac Herschel. Er trat als Oboist in ein Militärorchester ein und wurde 1755 als Teil eines Regiments von Hannover nach England geschickt. 1757 verließ er den Militärdienst, um Musik zu studieren. Er arbeitete als Organist und Musiklehrer in Halifax und zog dann in den Ferienort Bath, wo er die Leitung öffentlicher Konzerte übernahm. Das Interesse an Musiktheorie führte Herschel zur Mathematik, die Mathematik zur Optik und schließlich die Optik zur Astronomie. Im Jahr 1773 hatte er nicht die Mittel, um ein großes Teleskop zu kaufen, und begann, selbst Spiegel zu schleifen und Teleskope zu entwerfen. Anschließend stellte er selbst optische Instrumente her, sowohl für seine eigenen Beobachtungen als auch zum Verkauf. Herschels erste und wichtigste Entdeckung, die Entdeckung des Planeten Uranus, erfolgte am 13. März 1781. Herschel widmete diese Entdeckung König Georg III. und nannte sie ihm zu Ehren Georgium Sidus (der Name wurde nie verwendet); Georg III., selbst ein Liebhaber der Astronomie und Förderer der Hannoveraner, beförderte Herschel in den Rang eines königlichen Astronomen und stellte ihm die Mittel für den Bau einer separaten Sternwarte zur Verfügung.

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Dank einiger technischer Verbesserungen und einer Vergrößerung des Spiegeldurchmessers konnte Herschel 1789 das größte Teleskop seiner Zeit herstellen (Hauptbrennweite 12 Meter, Spiegeldurchmesser 49½ Zoll (126 cm)); Gleich im ersten Monat seiner Arbeit mit diesem Teleskop entdeckte Herschel die Saturnmonde Mimas und Enceladus. Darüber hinaus entdeckte Herschel auch die Satelliten Uranus, Titania und Oberon. In seinen Arbeiten über die Satelliten von Planeten verwendete Herschel zunächst den Begriff „Asteroiden“ (um diese Satelliten zu charakterisieren, da große Planeten bei der Beobachtung durch Herschels Teleskope wie Scheiben aussahen und ihre Satelliten wie Punkte, wie Sterne). 40-Fuß-Herschel-Teleskop

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Allerdings beziehen sich Herschels Hauptwerke auf die Sternastronomie. Die Untersuchung der Eigenbewegung von Sternen führte ihn zur Entdeckung der Translationsbewegung des Sonnensystems. Er berechnete auch die Koordinaten eines imaginären Punktes – der Spitze der Sonne, in deren Richtung diese Bewegung stattfindet. Aus Beobachtungen von Doppelsternen, die zur Bestimmung von Parallaxen durchgeführt wurden, zog Herschel eine innovative Schlussfolgerung über die Existenz von Sternsystemen (zuvor wurde angenommen, dass Doppelsterne nur zufällig so am Himmel angeordnet waren, dass sie sich zum Zeitpunkt ihrer Beobachtung in der Nähe befanden). Herschel beobachtete auch ausgiebig Nebel und Kometen und erstellte sorgfältige Beschreibungen und Kataloge (deren Systematisierung und Vorbereitung für die Veröffentlichung erfolgte durch Caroline Herschel). Es ist merkwürdig, dass Herschels wissenschaftliche Ansichten außerhalb der Astronomie selbst und der ihr am nächsten stehenden Bereiche der Physik sehr bizarr waren. Er glaubte zum Beispiel, dass alle Planeten bewohnt seien, dass sich unter der heißen Atmosphäre der Sonne eine dichte Wolkenschicht und darunter eine feste Oberfläche vom Planetentyp usw. befänden. Krater auf dem Mond, Mars und Mimas, sowie mehrere neue sind nach astronomischen Projekten von Herschel benannt.

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Entwicklung und Zukunft der Galaxie Die Entstehungsgeschichte der Galaxien ist noch nicht ganz geklärt. Ursprünglich verfügte die Milchstraße über viel mehr interstellare Materie (hauptsächlich in Form von Wasserstoff und Helium) als heute, die zur Bildung von Sternen verbraucht wurde und wird. Es gibt keinen Grund zu der Annahme, dass sich dieser Trend ändern wird, sodass damit zu rechnen ist, dass die natürliche Sternentstehung über Milliarden von Jahren weiter zurückgeht. Derzeit entstehen Sterne hauptsächlich in den Armen. Auch Kollisionen der Milchstraße mit anderen Galaxien sind möglich, u.a. Aus der Größe der Andromeda-Galaxie sind allerdings noch keine konkreten Vorhersagen möglich, da die Quergeschwindigkeit extragalaktischer Objekte nicht bekannt ist. Auf jeden Fall wird kein wissenschaftliches Modell der Entwicklung der Galaxie in der Lage sein, alle möglichen Konsequenzen der Entwicklung intelligenten Lebens zu beschreiben, und daher scheint das Schicksal der Galaxie nicht vorhersehbar zu sein.

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Andromeda-Galaxie Die Andromeda-Galaxie oder Andromeda-Nebel (M31, NGC 224) ist eine Spiralgalaxie vom Sb-Typ. Diese andere Überriesengalaxie, die der Milchstraße am nächsten liegt, befindet sich im Sternbild Andromeda und ist nach neuesten Daten 772 Kiloparsec (2,52 Millionen Lichtjahre) von uns entfernt. Die Ebene der Galaxie ist in einem Winkel von 15° zu uns geneigt, ihre scheinbare Größe beträgt 3,2°, ihre scheinbare Helligkeit beträgt +3,4m. Die Andromeda-Galaxie hat eine 1,5-mal größere Masse als die Milchstraße und ist die größte in der Lokalen Gruppe: Nach derzeit vorliegenden Daten umfasst die Andromeda-Galaxie (Nebel) etwa eine Billion Sterne. Es hat mehrere Zwergsatelliten: M32, M110, NGC 185, NGC 147 und möglicherweise andere. Seine Ausdehnung beträgt 260.000 Lichtjahre und ist damit 2,6-mal größer als die der Milchstraße. Am Nachthimmel ist die Andromedagalaxie mit bloßem Auge zu erkennen. Für einen Beobachter von der Erde aus entspricht die Fläche sieben Vollmonden.

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Kollision zwischen Milchstraße und Andromedagalaxie Die Kollision zwischen Milchstraße und Andromedagalaxie ist eine vorgeschlagene Kollision zwischen den beiden größten Galaxien der lokalen Gruppe, der Milchstraße und der Andromedagalaxie (M31), die in etwa fünf Milliarden Jahren stattfinden wird. Es wird häufig als Beispiel für diese Art von Phänomen in Kollisionssimulationen verwendet. Wie bei allen derartigen Kollisionen ist es aufgrund der geringen Materiekonzentration in den Galaxien und der extremen Entfernung der Objekte voneinander unwahrscheinlich, dass Objekte wie die in jeder Galaxie enthaltenen Sterne tatsächlich kollidieren. Beispielsweise ist der sonnennächste Stern (Proxima Centauri) fast dreißig Millionen Sonnendurchmesser von der Erde entfernt (wenn die Sonne die Größe einer 1-Zoll-Münze hätte, wäre die nächste Münze/der nächste Stern 765 Kilometer entfernt). Wenn die Theorie stimmt, werden die Sterne und das Gas der Andromeda-Galaxie in etwa drei Milliarden Jahren mit bloßem Auge sichtbar sein. Kommt es zu einer Kollision, verschmelzen die Galaxien höchstwahrscheinlich zu einer großen Galaxie.

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Ob es zu einer Kollision kommen wird, ist derzeit nicht sicher. Die Radialgeschwindigkeit der Andromeda-Galaxie relativ zur Milchstraße kann durch Untersuchung der Doppler-Verschiebung der Spektrallinien der Sterne der Galaxie gemessen werden, die Quergeschwindigkeit (oder „Eigenbewegung“) kann jedoch nicht direkt gemessen werden. So ist bekannt, dass sich die Andromeda-Galaxie mit einer Geschwindigkeit von etwa 120 km/s der Milchstraße nähert. Ob es jedoch zu einer Kollision kommt oder sich die Galaxien einfach trennen, lässt sich noch nicht sagen. Derzeit deuten die besten indirekten Messungen der Quergeschwindigkeit darauf hin, dass diese 100 km/s nicht überschreitet. Dies deutet darauf hin, dass zumindest die Halos aus dunkler Materie der beiden Galaxien kollidieren werden, selbst wenn die Scheiben selbst nicht kollidieren. Das Gaia-Weltraumteleskop, dessen Start durch die Europäische Weltraumorganisation im Jahr 2011 geplant ist, wird die Standorte von Sternen in der Andromeda-Galaxie mit ausreichender Präzision messen, um Transversalgeschwindigkeiten zu ermitteln. Frank Summers vom Space Telescope Science Institute erstellte eine Computervisualisierung des bevorstehenden Ereignisses, basierend auf Forschungen von Professor Chris Migos von der Case Western Reserve University und Lars Hernqvist von der Harvard University. Solche Kollisionen kommen relativ häufig vor – Andromeda beispielsweise kollidierte in der Vergangenheit mit mindestens einer Zwerggalaxie, ebenso wie unsere Galaxie. Es ist auch möglich, dass unser Sonnensystem bei der Kollision aus der neuen Galaxie herausgeschleudert wird. Ein solches Ereignis wird keine negativen Folgen für unser System haben (insbesondere nachdem sich die Sonne in 5-6 Milliarden Jahren in einen Roten Riesen verwandelt). Die Wahrscheinlichkeit eines Einschlags auf die Sonne oder Planeten ist gering. Für die neu entstandene Galaxie wurden verschiedene Namen vorgeschlagen, zum Beispiel Milkomeda.

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Literatur http://ru.wikipedia.org Yu. N. Efremov. Die Milchstrasse. Reihe „Science Today“. Physikalische Enzyklopädie, herausgegeben von A. M. Prokhorov, Artikel „Galactic Center“. /news.cosmoport.com/2006/11/21/3.htm

Die Struktur des Universums Die Struktur des Universums Die Milchstraße der Antike Die Milchstraße Die Galaxie enthält nach niedrigster Schätzung etwa 200 Milliarden Sterne. Der Großteil der Sterne liegt in Form einer flachen Scheibe. Im Januar 2009 wurde die Masse der Galaxie auf 3·10^12 Sonnenmassen oder 6·10^42 kg geschätzt.

Kern Im mittleren Teil der Galaxie gibt es eine Verdickung, die Bulge genannt wird und einen Durchmesser von etwa 8.000 Parsec hat. Im Zentrum der Galaxie scheint sich ein supermassereiches Schwarzes Loch (Sagittarius A*) zu befinden, um das sich vermutlich ein Schwarzes Loch mittlerer Masse dreht. Ihre gemeinsame Gravitationswirkung auf benachbarte Sterne führt dazu, dass sich diese auf ungewöhnlichen Flugbahnen bewegen.Supermassereiches Schwarzes Loch Schütze A* Das Zentrum des galaktischen Kerns liegt im Sternbild Schütze (α = 265°, δ = 29°). Die Entfernung von der Sonne zum Zentrum der Galaxie beträgt 8,5 Kiloparsec (2,62·10^17 km oder Lichtjahre).

Arme Die Galaxie gehört zur Klasse der Spiralgalaxien, was bedeutet, dass die Galaxie Spiralarme hat, die in der Ebene der Scheibe liegen. Die Scheibe ist in einen kugelförmigen Halo eingetaucht und um sie herum befindet sich eine kugelförmige Korona. Das Sonnensystem befindet sich in einer Entfernung von 8,5 Tausend Parsec vom galaktischen Zentrum, nahe der Ebene der Galaxie (der Versatz zum Nordpol der Galaxie beträgt nur 10 Parsec), am inneren Rand des Arms, der Orion-Arm genannt wird . Durch diese Anordnung ist es nicht möglich, die Form der Hülsen optisch zu erkennen. Neue Daten aus Beobachtungen von molekularem Gas (CO) legen nahe, dass unsere Galaxie zwei Arme hat, die an einem Balken im inneren Teil der Galaxie beginnen. Darüber hinaus gibt es im Innenteil noch ein paar weitere Ärmel. Diese Arme verwandeln sich dann in eine vierarmige Struktur, die in der neutralen Wasserstofflinie in den äußeren Teilen der Galaxie beobachtet wird. Die Galaxie gehört zur Klasse der Spiralgalaxien, was bedeutet, dass die Galaxie Spiralarme hat, die in der Ebene der Scheibe liegen. Die Scheibe ist in einen kugelförmigen Halo eingetaucht und um sie herum befindet sich eine kugelförmige Korona. Das Sonnensystem befindet sich in einer Entfernung von 8,5 Tausend Parsec vom galaktischen Zentrum, nahe der Ebene der Galaxie (der Versatz zum Nordpol der Galaxie beträgt nur 10 Parsec), am inneren Rand des Arms, der Orion-Arm genannt wird . Durch diese Anordnung ist es nicht möglich, die Form der Hülsen optisch zu erkennen. Neue Daten aus Beobachtungen von molekularem Gas (CO) legen nahe, dass unsere Galaxie zwei Arme hat, die an einem Balken im inneren Teil der Galaxie beginnen. Darüber hinaus gibt es im Innenteil noch ein paar weitere Ärmel. Diese Arme verwandeln sich dann in eine vierarmige Struktur, die in der neutralen Wasserstofflinie in den äußeren Teilen der Galaxie beobachtet wird. Orion-Arm im Sonnensystem. Orion-Arm im Sonnensystem

Halo Ein Galaxienhalo ist der unsichtbare Bestandteil einer kugelförmigen Galaxie, der sich über den sichtbaren Teil der Galaxie hinaus erstreckt. Es besteht hauptsächlich aus dünnem heißem Gas, Sternen und dunkler Materie. Letzteres macht den Großteil der Galaxie aus.Galaxie sphärische dunkle Materie Galaktischer HaloDer galaktische Halo hat eine Kugelform, erstreckt sich 510.000 Lichtjahre über die Galaxie hinaus und hat eine Temperatur von etwa 5·10^5 K.

Geschichte der Entdeckung der Galaxie Die meisten Himmelskörper sind zu verschiedenen rotierenden Systemen zusammengefasst. So dreht sich der Mond um die Erde, die Satelliten der Riesenplaneten bilden eigene, körperreiche Systeme. Auf einer höheren Ebene kreisen die Erde und die übrigen Planeten um die Sonne. Es stellte sich natürlich die Frage: Ist die Sonne auch Teil eines noch größeren Systems? Die meisten Himmelskörper sind zu verschiedenen rotierenden Systemen zusammengefasst. So dreht sich der Mond um die Erde, die Satelliten der Riesenplaneten bilden eigene, körperreiche Systeme. Auf einer höheren Ebene kreisen die Erde und die übrigen Planeten um die Sonne. Es stellte sich natürlich die Frage: Ist die Sonne auch Teil eines noch größeren Systems? MondErdeSatelliten von RiesenplanetenPlaneten MondErdeSatelliten von RiesenplanetenPlaneten Die erste systematische Untersuchung dieser Frage wurde im 18. Jahrhundert vom englischen Astronomen William Herschel durchgeführt. Er zählte die Anzahl der Sterne in verschiedenen Bereichen des Himmels und entdeckte, dass es am Himmel einen großen Kreis gab (später wurde er galaktischer Äquator genannt), der den Himmel in zwei gleiche Teile teilt und auf dem die Anzahl der Sterne am größten ist . Außerdem gilt: Je näher der Teil des Himmels an diesem Kreis liegt, desto mehr Sterne gibt es. Schließlich wurde entdeckt, dass sich auf diesem Kreis die Milchstraße befand. Dank dessen vermutete Herschel, dass alle von uns beobachteten Sterne ein riesiges Sternensystem bilden, das zum galaktischen Äquator hin abgeflacht ist. Die erste systematische Untersuchung dieser Frage wurde im 18. Jahrhundert vom englischen Astronomen William Herschel durchgeführt. Er zählte die Anzahl der Sterne in verschiedenen Bereichen des Himmels und entdeckte, dass es am Himmel einen großen Kreis gab (später wurde er galaktischer Äquator genannt), der den Himmel in zwei gleiche Teile teilt und auf dem die Anzahl der Sterne am größten ist . Außerdem gilt: Je näher der Teil des Himmels an diesem Kreis liegt, desto mehr Sterne gibt es. Schließlich wurde entdeckt, dass sich auf diesem Kreis die Milchstraße befand. Aufgrund dessen vermutete Herschel, dass alle von uns beobachteten Sterne ein riesiges Sternensystem bilden, das zum galaktischen Äquator hin abgeflacht ist. William Herschels galaktischer Äquator-Nebel in der Milchstraße aus dem 18. Jahrhundert könnte Galaxien wie die Milchstraße sein. Bereits 1920 sorgte die Frage nach der Existenz extragalaktischer Objekte für Debatten (zum Beispiel die berühmte Große Debatte zwischen Harlow Shapley und Heber Curtis; Ersterer verteidigte die Einzigartigkeit unserer Galaxie). Kants Hypothese wurde erst in den 1920er Jahren endgültig bewiesen, als Edwin Hubble die Entfernung zu einigen Spiralnebeln messen und zeigen konnte, dass sie aufgrund ihrer Entfernung kein Teil der Galaxie sein können. Zunächst ging man davon aus, dass alle Objekte im Universum Teile unserer Galaxie seien, obwohl Kant auch vermutete, dass einige Nebel Galaxien ähnlich der Milchstraße sein könnten. Bereits 1920 sorgte die Frage nach der Existenz extragalaktischer Objekte für Debatten (zum Beispiel die berühmte Große Debatte zwischen Harlow Shapley und Heber Curtis; Ersterer verteidigte die Einzigartigkeit unserer Galaxie). Kants Hypothese wurde erst in den 1920er Jahren endgültig bewiesen, als es Edwin Hubble gelang, die Entfernung zu einigen Spiralnebeln zu messen und zu zeigen, dass sie aufgrund ihrer Entfernung nicht Teil der Galaxie sein können. Kant 1920 Große Kontroverse Harlow Shapley von Geber Curtis Edwin Hubble Kant 1920 Große Kontroverse Harlow Shapley Geber Curtis Edwin Hubble

Frühe Versuche zur Klassifizierung Versuche, Galaxien zu klassifizieren, begannen gleichzeitig mit der Entdeckung der ersten Spiralnebel durch Lord Ross im Jahr Allerdings war damals die vorherrschende Theorie, dass alle Nebel zu unserer Galaxie gehörten. Dass eine Reihe von Nebeln nichtgalaktischer Natur sind, wurde erst 1924 von E. Hubble nachgewiesen. So wurden Galaxien 1924 von E. Hubble auf die gleiche Weise wie galaktische Nebel mit einem Spiralmuster in unserer Galaxie klassifiziert. Frühe fotografische Untersuchungen wurden von Spiralnebeln dominiert, was ihre Unterscheidung ermöglichte eine eigene Klasse. Im Jahr 1888 führte A. Roberts eine Tiefenuntersuchung des Himmels durch, bei der eine große Anzahl elliptischer, strukturloser und sehr langgestreckter fusiformer Nebel entdeckt wurde. Im Jahr 1918 identifizierte G. D. Curtis Balkenhelices mit ringförmiger Struktur als separate Gruppe von Φ-Gruppen. Darüber hinaus interpretierte er fusiforme Nebel als von der Kante sichtbare Spiralen 1888 A. Robertselliptische strukturlose fusiforme 1918 G. D. Curtis-Pullover

Harvard-Klassifizierung Alle Galaxien in der Harvard-Klassifikation wurden in 5 Klassen eingeteilt: Alle Galaxien in der Harvard-Klassifikation wurden in 5 Klassen eingeteilt: Galaxien der Klasse A, heller als 12 m, Galaxien der Klasse A, heller als 12 mm, Galaxien der Klasse B von 12 m bis 14 m, Galaxien der Klasse B ab 12 m bis 14 mm Galaxien der Klasse C von 14 m bis 16 m Galaxien der Klasse C von 14 m bis 16 mm Galaxien der Klasse D von 16 m bis 18 m Galaxien der Klasse D von 16 m bis 18 mm Galaxien der Klasse E von 18 m bis 20 m Galaxien der Klasse E von 18 m bis 20 mm

Elliptische Galaxien Elliptische Galaxien haben eine glatte elliptische Form (von stark abgeflacht bis fast kreisförmig) ohne besondere Merkmale mit einem gleichmäßigen Helligkeitsabfall vom Zentrum zur Peripherie. Sie werden mit dem Buchstaben E und einer Zahl bezeichnet, die einen Hinweis auf die Abplattung der Galaxie gibt. So wird eine runde Galaxie als E0 bezeichnet, und eine Galaxie, bei der eine der großen Halbachsen doppelt so groß ist wie die andere, wird als E5 bezeichnet. Elliptische Galaxien haben eine glatte elliptische Form (von stark abgeflacht bis fast kreisförmig) ohne besondere Merkmale mit einer gleichmäßigen Helligkeitsabnahme vom Zentrum zur Peripherie. Sie werden mit dem Buchstaben E und einer Zahl bezeichnet, die einen Hinweis auf die Abplattung der Galaxie gibt. So wird eine runde Galaxie als E0 bezeichnet, und eine Galaxie, bei der eine der großen Halbachsen doppelt so groß ist wie die andere, wird als E5 bezeichnet. Elliptische Galaxien Elliptische Galaxien M87

Spiralgalaxien Spiralgalaxien bestehen aus einer abgeflachten Scheibe aus Sternen und Gas, in deren Zentrum sich eine kugelförmige Kondensation namens Bulge und ein ausgedehnter kugelförmiger Halo befinden. In der Scheibenebene bilden sich helle Spiralarme, die hauptsächlich aus jungen Sternen, Gas und Staub bestehen. Hubble teilte alle bekannten Spiralgalaxien in normale Spiralgalaxien (gekennzeichnet mit dem Symbol S) und Balkenspiralen (SB) ein, die in der russischen Literatur oft als Balken- oder Kreuzgalaxien bezeichnet werden. Bei normalen Spiralen erstrecken sich die Spiralarme tangential von einem zentralen hellen Kern und erstrecken sich über eine Windung. Die Anzahl der Zweige kann unterschiedlich sein: 1, 2, 3,..., aber am häufigsten gibt es Galaxien mit nur zwei Zweigen. In gekreuzten Galaxien erstrecken sich Spiralarme im rechten Winkel von den Enden des Balkens. Unter ihnen gibt es auch Galaxien mit einer Anzahl von Zweigen ungleich zwei, aber zum größten Teil haben gekreuzte Galaxien zwei Spiralzweige. Die Symbole a, b oder c werden hinzugefügt, abhängig davon, ob die Spiralarme eng gewunden oder ausgefranst sind, oder vom Verhältnis der Kern- zur Ausbuchtungsgröße. So zeichnen sich Sa-Galaxien durch einen großen Bulge und eine eng verdrehte regelmäßige Struktur aus, während Sc-Galaxien durch einen kleinen Bulge und eine zerklüftete Spiralstruktur gekennzeichnet sind. Die Sb-Unterklasse umfasst Galaxien, die aus irgendeinem Grund nicht in eine der extremen Unterklassen Sa oder Sc eingeteilt werden können. Somit hat die Galaxie M81 einen großen Bulge und eine zerklüftete Spiralstruktur. Spiralgalaxien bestehen aus einer abgeflachten Scheibe aus Sternen und Gas, in deren Zentrum sich eine kugelförmige Kondensation namens Bulge und ein ausgedehnter kugelförmiger Halo befinden. In der Scheibenebene bilden sich helle Spiralarme, die hauptsächlich aus jungen Sternen, Gas und Staub bestehen. Hubble teilte alle bekannten Spiralgalaxien in normale Spiralgalaxien (gekennzeichnet mit dem Symbol S) und Balkenspiralen (SB) ein, die in der russischen Literatur oft als Balken- oder Kreuzgalaxien bezeichnet werden. Bei normalen Spiralen erstrecken sich die Spiralarme tangential von einem zentralen hellen Kern und erstrecken sich über eine Windung. Die Anzahl der Zweige kann unterschiedlich sein: 1, 2, 3,..., aber am häufigsten gibt es Galaxien mit nur zwei Zweigen. In gekreuzten Galaxien erstrecken sich Spiralarme im rechten Winkel von den Enden des Balkens. Unter ihnen gibt es auch Galaxien mit einer Anzahl von Zweigen ungleich zwei, aber zum größten Teil haben gekreuzte Galaxien zwei Spiralzweige. Die Symbole a, b oder c werden hinzugefügt, abhängig davon, ob die Spiralarme eng gewunden oder ausgefranst sind, oder vom Verhältnis der Kern- zur Ausbuchtungsgröße. So zeichnen sich Sa-Galaxien durch einen großen Bulge und eine eng verdrehte regelmäßige Struktur aus, während Sc-Galaxien durch einen kleinen Bulge und eine zerklüftete Spiralstruktur gekennzeichnet sind. Die Unterklasse Sb umfasst Galaxien, die aus irgendeinem Grund nicht in eine der extremen Unterklassen Sa oder Sc eingeteilt werden können. Somit hat die Galaxie M81 einen großen Bulge und eine zerklüftete Spiralstruktur. Spiralgalaxien wölben den Halobalken. Spiralgalaxien wölben den Halobalken

Unregelmäßige oder unregelmäßige Galaxien Unregelmäßige oder unregelmäßige Galaxien sind Galaxien, denen sowohl Rotationssymmetrie als auch ein signifikanter Kern fehlen. Ein typischer Vertreter irregulärer Galaxien sind die Magellanschen Wolken. Es gab sogar den Begriff „Magellannebel“. Unregelmäßige Galaxien kommen in verschiedenen Formen vor, sind typischerweise klein und enthalten eine Fülle von Gas, Staub und jungen Sternen. Sie werden mit I bezeichnet. Da die Form irregulärer Galaxien nicht genau definiert ist, werden irreguläre Galaxien oft als eigenartige Galaxien klassifiziert. Unregelmäßige oder irreguläre Galaxien sind Galaxien, denen sowohl Rotationssymmetrie als auch ein signifikanter Kern fehlen. Ein typischer Vertreter irregulärer Galaxien sind die Magellanschen Wolken. Es gab sogar den Begriff „Magellannebel“. Unregelmäßige Galaxien kommen in verschiedenen Formen vor, sind typischerweise klein und enthalten eine Fülle von Gas, Staub und jungen Sternen. Sie werden mit I bezeichnet. Da die Form irregulärer Galaxien nicht genau definiert ist, werden irreguläre Galaxien oft als eigenartige Galaxien klassifiziert. Unregelmäßige oder unregelmäßige Galaxien Magellansche Wolken eigenartige Galaxien Unregelmäßige oder unregelmäßige Galaxien Magellansche Wolken eigenartige Galaxien M82

Linsengalaxien Linsengalaxien sind Scheibengalaxien (wie Spiralgalaxien), die ihre interstellare Materie verbraucht oder verloren haben (wie Ellipsengalaxien). In Fällen, in denen die Galaxie dem Beobachter zugewandt ist, ist es oft schwierig, klar zwischen linsenförmigen und elliptischen Galaxien zu unterscheiden, da die Spiralarme der linsenförmigen Galaxie keine Merkmale aufweisen. Linsengalaxien sind Scheibengalaxien (wie Spiralgalaxien), die ihre interstellare Materie verbraucht oder verloren haben (wie Ellipsengalaxien). In Fällen, in denen die Galaxie dem Beobachter zugewandt ist, ist es oft schwierig, klar zwischen linsenförmigen und elliptischen Galaxien zu unterscheiden, da die Spiralarme der linsenförmigen Galaxie keine Merkmale aufweisen. Scheibengalaxien und interstellare Materie Scheibengalaxien und interstellare Materie NGC 5866

Ein Schwarzes Loch ist eine Region in der Raumzeit, deren Anziehungskraft so stark ist, dass selbst Objekte, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen (einschließlich Lichtquanten selbst), sie nicht verlassen können. Ein Schwarzes Loch ist eine Region in der Raumzeit, deren Anziehungskraft so stark ist, dass selbst Objekte, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen (einschließlich Lichtquanten selbst), sie nicht mit der Anziehungskraft von Lichtquanten verlassen können Licht-Raum-Zeit-Gravitationsanziehung mit Lichtgeschwindigkeit Lichtquanten Die Grenze dieser Region wird Ereignishorizont genannt, und ihre charakteristische Größe ist der Gravitationsradius. Im einfachsten Fall eines kugelsymmetrischen Schwarzen Lochs ist er gleich dem Schwarzschild-Radius. Die Frage nach der tatsächlichen Existenz von Schwarzen Löchern hängt eng mit der Richtigkeit der Gravitationstheorie zusammen, aus der sich ihre Existenz ergibt. In der modernen Physik ist die am besten experimentell bestätigte Standardtheorie der Schwerkraft die Allgemeine Relativitätstheorie (GTR), die die Möglichkeit der Bildung von Schwarzen Löchern zuverlässig vorhersagt (aber ihre Existenz ist auch im Rahmen anderer (nicht aller) möglich ) Modelle, siehe: Alternative Theorien der Schwerkraft). Daher werden Beobachtungsdaten zunächst im Kontext der Allgemeinen Relativitätstheorie analysiert und interpretiert, obwohl diese Theorie streng genommen nicht experimentell für Bedingungen bestätigt wird, die dem Raumzeitbereich in unmittelbarer Nähe von Schwarzen Löchern von Sternen entsprechen Massen (allerdings ist es unter Bedingungen, die supermassereichen Schwarzen Löchern entsprechen, gut bestätigt). Daher sollten Aussagen über direkte Beweise für die Existenz von Schwarzen Löchern, die auch in diesem Artikel unten enthalten sind, streng genommen im Sinne einer Bestätigung der Existenz astronomischer Objekte verstanden werden, die so dicht und massiv sind und über andere beobachtbare Objekte verfügen Eigenschaften, dass sie als allgemeine Relativitätstheorie von Schwarzen Löchern interpretiert werden können. Die Grenze dieses Gebiets wird Ereignishorizont genannt und seine charakteristische Größe wird Gravitationsradius genannt. Im einfachsten Fall eines kugelsymmetrischen Schwarzen Lochs ist er gleich dem Schwarzschild-Radius. Die Frage nach der tatsächlichen Existenz von Schwarzen Löchern hängt eng mit der Richtigkeit der Gravitationstheorie zusammen, aus der sich ihre Existenz ergibt. In der modernen Physik ist die am besten experimentell bestätigte Standardtheorie der Schwerkraft die Allgemeine Relativitätstheorie (GTR), die die Möglichkeit der Bildung von Schwarzen Löchern zuverlässig vorhersagt (aber ihre Existenz ist auch im Rahmen anderer (nicht aller) möglich ) Modelle, siehe unten). : Alternative Theorien der Schwerkraft). Daher werden Beobachtungsdaten zunächst im Kontext der Allgemeinen Relativitätstheorie analysiert und interpretiert, obwohl diese Theorie streng genommen nicht experimentell für Bedingungen bestätigt wird, die dem Raumzeitbereich in unmittelbarer Nähe von Schwarzen Löchern von Sternen entsprechen Massen (allerdings ist es unter Bedingungen, die supermassereichen Schwarzen Löchern entsprechen, gut bestätigt). Daher sollten Aussagen über direkte Beweise für die Existenz von Schwarzen Löchern, die auch in diesem Artikel unten enthalten sind, streng genommen im Sinne einer Bestätigung der Existenz astronomischer Objekte verstanden werden, die so dicht und massiv sind und über andere beobachtbare Objekte verfügen Eigenschaften, dass sie als Schwarze Löcher interpretiert werden können Allgemeine Relativitätstheorie.EreignishorizontSchwerkraftradiusSchwarzschild-Radiustheorie der SchwerkraftAllgemeine Relativitätstheorie Alternative SchwerkrafttheorienEreignishorizontSchwerkraftradiusSchwarzschildradiustheorie der Schwerkraftallgemeine Relativitätstheorie Alternative Schwerkrafttheorien

Ein Magnetar oder Magnetar ist ein Neutronenstern, der über ein außergewöhnlich starkes Magnetfeld (bis zu 1011 Tesla) verfügt. Die theoretische Existenz von Magnetaren wurde 1992 vorhergesagt, und der erste Beweis für ihre tatsächliche Existenz wurde 1998 erbracht, als ein starker Ausbruch von Gamma- und Röntgenstrahlung von der SGR-Quelle im Sternbild Aquila beobachtet wurde. Die Lebensdauer von Magnetaren ist kurz, sie beträgt etwa Jahre. Magnetare sind eine wenig erforschte Art von Neutronensternen, da nur wenige nahe genug an der Erde sind. Magnetare haben einen Durchmesser von etwa 20 km, die meisten haben jedoch Massen, die größer als die Masse der Sonne sind. Der Magnetar ist so komprimiert, dass eine Erbse seiner Materie mehr als 100 Millionen Tonnen wiegen würde. Die meisten bekannten Magnetare rotieren sehr schnell, mindestens mehrere Umdrehungen pro Sekunde um ihre Achse. Der Lebenszyklus eines Magnetars ist recht kurz. Ihre starken Magnetfelder verschwinden nach etwa Jahren, danach hören ihre Aktivität und die Emission von Röntgenstrahlen auf. Einer Annahme zufolge könnten sich in unserer Galaxie während ihrer gesamten Existenz bis zu 30 Millionen Magnetare gebildet haben. Magnetare entstehen aus massereichen Sternen mit einer Anfangsmasse von etwa 40 M. Ein Magnetar oder Magnetar ist ein Neutronenstern, der über ein außergewöhnlich starkes Magnetfeld (bis zu 1011 Tesla) verfügt. Die theoretische Existenz von Magnetaren wurde 1992 vorhergesagt, und der erste Beweis für ihre tatsächliche Existenz wurde 1998 erbracht, als ein starker Ausbruch von Gamma- und Röntgenstrahlung von der SGR-Quelle im Sternbild Aquila beobachtet wurde. Die Lebensdauer von Magnetaren ist kurz, sie beträgt etwa Jahre. Magnetare sind eine wenig erforschte Art von Neutronensternen, da nur wenige nahe genug an der Erde sind. Magnetare haben einen Durchmesser von etwa 20 km, die meisten haben jedoch Massen, die größer als die Masse der Sonne sind. Der Magnetar ist so komprimiert, dass eine Erbse seiner Materie mehr als 100 Millionen Tonnen wiegen würde. Die meisten bekannten Magnetare rotieren sehr schnell, mindestens mehrere Umdrehungen pro Sekunde um ihre Achse. Der Lebenszyklus eines Magnetars ist recht kurz. Ihre starken Magnetfelder verschwinden nach etwa Jahren, danach hören ihre Aktivität und die Emission von Röntgenstrahlen auf. Einer Annahme zufolge könnten sich in unserer Galaxie während ihrer gesamten Existenz bis zu 30 Millionen Magnetare gebildet haben. Magnetare werden aus massereichen Sternen mit einer Anfangsmasse von etwa 40 M gebildet Magnetare verursachen enorme Schwankungen in den Sternen. Außerdem führen die damit einhergehenden Magnetfeldschwankungen häufig zu gewaltigen Gammastrahlungsausbrüchen, die 1979, 1998 und 2004 auf der Erde aufgezeichnet wurden. Das Magnetfeld eines Neutronensterns ist eine Million Millionen Mal größer als das Magnetfeld der Erde. Die auf der Oberfläche des Magnetars entstehenden Erschütterungen verursachen enorme Schwankungen im Stern, und die damit einhergehenden Magnetfeldschwankungen führen oft zu gewaltigen Ausbrüchen Gammastrahlung, die 1979, 1998 und 2004 auf der Erde aufgezeichnet wurde. Das Magnetfeld eines Neutronensterns ist eine Million Millionen Mal größer als das Erdmagnetfeld.
Ein Pulsar ist eine kosmische Quelle von Radiostrahlung (Radiopulsar), optischer Strahlung (optischer Pulsar), Röntgenstrahlung (Röntgenpulsar) und/oder Gammastrahlung (Gammapulsar), die in Form periodischer Ausbrüche (Pulse) auf die Erde trifft. Nach dem vorherrschenden astrophysikalischen Modell sind Pulsare rotierende Neutronensterne mit einem zur Rotationsachse geneigten Magnetfeld, was zu einer Modulation der auf der Erde ankommenden Strahlung führt. Der erste Pulsar wurde im Juni 1967 von Jocelyn Bell, einer Doktorandin von E. Hewish, am Meridian Radio Telescope des Mallard Radio Astronomy Observatory der University of Cambridge bei einer Wellenlänge von 3,5 m (85,7 MHz) entdeckt. Für dieses herausragende Ergebnis erhielt Hewish 1974 den Nobelpreis. Die modernen Namen dieses Pulsars sind PSR B oder PSR J. Pulsar ist eine kosmische Quelle von Radio- (Radiopulsar), optischer (optischer Pulsar), Röntgenstrahlung (Röntgenpulsar) und/oder Gammastrahlung (Gammapulsar). in Form von periodischen Ausbrüchen (Impulsen) zur Erde. Nach dem vorherrschenden astrophysikalischen Modell sind Pulsare rotierende Neutronensterne mit einem zur Rotationsachse geneigten Magnetfeld, was zu einer Modulation der auf der Erde ankommenden Strahlung führt. Der erste Pulsar wurde im Juni 1967 von Jocelyn Bell, einer Doktorandin von E. Hewish, am Meridian Radio Telescope des Mallard Radio Astronomy Observatory der University of Cambridge bei einer Wellenlänge von 3,5 m (85,7 MHz) entdeckt. Für dieses herausragende Ergebnis erhielt Hewish 1974 den Nobelpreis. Die modernen Namen dieses Pulsars sind PSR B oder PSR J. Kosmischer Radio-Radio-Pulsar, optischer optischer Pulsar, Röntgen-Röntgen-Pulsar, Gamma-Gamma-Pulsar, periodische Pulse der Erde, astrophysikalische Neutronensterne, Magnetfelder, Rotationsmodulation. 1967 Jocelyn Bella, Doktorandin E. Huish-Radioteleskop Mallard Radio Astronomy Observatory Cambridge University Wellenlänge 1974 Nobelpreis PSR B Weltraum-Radio-Radio-Pulsar optischer optischer Pulsar Röntgen-Röntgen-Pulsar Gamma-Gamma-Pulsar Erde periodische Impulse astrophysikalische Neutronensterne Magnetfelder Rotationsmodulation 1967 Jocelyn Bella Doktorandin E . Hewish-Radioteleskop Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge Wellenlänge 1974 Nobelpreis PSR B Die Beobachtungsergebnisse wurden mehrere Monate lang geheim gehalten und der erste entdeckte Pulsar erhielt den Namen LGM-1 (kurz für Little Green Men). Mit diesem Namen ging die Annahme einher, dass diese streng periodischen Funkemissionsimpulse künstlichen Ursprungs sind. Eine Doppler-Frequenzverschiebung (typisch für eine Quelle, die einen Stern umkreist) wurde jedoch nicht festgestellt. Darüber hinaus fand Huishs Gruppe drei weitere Quellen ähnlicher Signale. Danach verschwand die Hypothese über Signale einer außerirdischen Zivilisation und im Februar 1968 erschien in der Zeitschrift Nature ein Bericht über die Entdeckung sich schnell verändernder außerirdischer Radioquellen unbekannter Natur mit einer äußerst stabilen Frequenz. Die Beobachtungsergebnisse wurden mehrere Monate lang geheim gehalten und der erste entdeckte Pulsar erhielt den Namen LGM-1 (kurz für Little Green Men). Mit diesem Namen ging die Annahme einher, dass diese streng periodischen Funkemissionsimpulse künstlichen Ursprungs sind. Eine Doppler-Frequenzverschiebung (typisch für eine Quelle, die einen Stern umkreist) wurde jedoch nicht festgestellt. Darüber hinaus fand Huishs Gruppe drei weitere Quellen ähnlicher Signale. Danach verschwand die Hypothese über Signale einer außerirdischen Zivilisation, und im Februar 1968 erschien in der Zeitschrift Nature eine Nachricht über die Entdeckung sich schnell verändernder außerirdischer Radioquellen unbekannter Natur mit einer äußerst stabilen Frequenz der Doppler-Verschiebung Natur kleine grüne Männchen Dopplerverschiebung 1968 Natur Die Botschaft erregte eine wissenschaftliche Sensation. Bis Ende 1968 hatten verschiedene Observatorien weltweit weitere 58 Objekte namens Pulsare entdeckt; die Zahl der ihnen gewidmeten Publikationen belief sich in den ersten Jahren nach der Entdeckung auf mehrere Hundert. Astrophysiker waren sich bald einig, dass ein Pulsar, genauer gesagt ein Radiopulsar, ein Neutronenstern sei. Er sendet eng gerichtete Radioemissionsströme aus, die durch die Rotation des Neutronensterns in regelmäßigen Abständen in das Sichtfeld eines externen Beobachters gelangen und so Pulsarimpulse bilden. Die Nachricht erregte wissenschaftliches Aufsehen. Bis Ende 1968 hatten verschiedene Observatorien weltweit weitere 58 Objekte namens Pulsare entdeckt; die Zahl der ihnen gewidmeten Publikationen belief sich in den ersten Jahren nach der Entdeckung auf mehrere Hundert. Astrophysiker waren sich bald einig, dass ein Pulsar, genauer gesagt ein Radiopulsar, ein Neutronenstern sei. Er sendet eng gerichtete Radioemissionsströme aus, die durch die Rotation des Neutronensterns in regelmäßigen Abständen in das Sichtfeld eines externen Beobachters gelangen und so Pulsarimpulse bilden. Die nächstgelegenen von ihnen befinden sich in einer Entfernung von etwa 0,12 kpc (etwa 390 Lichtjahre) von der Sonne. Im Jahr 2008 sind bereits etwa 1.790 Radiopulsare bekannt (laut ATNF-Katalog). Die nächstgelegenen von ihnen befinden sich in einer Entfernung von etwa 0,12 kpc (etwa 390 Lichtjahre) von der Sonne. Sie sind wie Radio- und Röntgenpulsare stark magnetisierte Neutronensterne. Im Gegensatz zu Radiopulsaren, die ihre eigene Rotationsenergie für Strahlung aufwenden, emittieren Röntgenpulsare aufgrund der Ansammlung von Materie eines benachbarten Sterns, der seinen Roche-Lappen füllt und sich unter dem Einfluss des Pulsars allmählich in einen Weißen Zwerg verwandelt. Dadurch wächst die Masse des Pulsars langsam, sein Trägheitsmoment und seine Rotationsfrequenz nehmen zu, während Radiopulsare im Gegenteil mit der Zeit langsamer werden. Ein gewöhnlicher Pulsar rotiert in einer Zeitspanne von einigen Sekunden bis zu einigen Zehntelsekunden, während sich ein Röntgenpulsar hunderte Male pro Sekunde dreht. Etwas später wurden Quellen periodischer Röntgenstrahlung entdeckt, sogenannte Röntgenpulsare. Sie sind wie Radio- und Röntgenpulsare stark magnetisierte Neutronensterne. Im Gegensatz zu Radiopulsaren, die ihre eigene Rotationsenergie für Strahlung aufwenden, emittieren Röntgenpulsare aufgrund der Ansammlung von Materie eines benachbarten Sterns, der seinen Roche-Lappen füllt und sich unter dem Einfluss des Pulsars allmählich in einen Weißen Zwerg verwandelt. Dadurch nimmt die Masse des Pulsars langsam zu, sein Trägheitsmoment und seine Rotationsfrequenz nehmen zu, während Radiopulsare im Gegenteil mit der Zeit langsamer werden. Ein gewöhnlicher Pulsar dreht sich in einer Zeitspanne von einigen Sekunden bis zu einigen Zehntelsekunden, während sich ein Röntgenpulsar hunderte Male pro Sekunde dreht. Röntgenpulsaren-Akkretion Rocham-Höhle Trägheitsmoment Rotationsfrequenz Röntgenpulsar-Akkretion Rocham-Höhle Trägheitsmoment Rotationsfrequenz

unglaublich schön und hell. In den Sternbildern Schütze, Skorpion und Scutum gibt es viele hell leuchtende Sternwolken. In dieser Richtung liegt das Zentrum unserer Galaxie. In diesem Teil der Milchstraße fallen dunkle Wolken aus kosmischem Staub – Dunkelnebel – besonders deutlich auf. Ohne diese dunklen, undurchsichtigen Nebel wäre die Milchstraße zum Zentrum der Galaxie hin tausendmal heller. Wenn man die Milchstraße betrachtet, kann man sich nicht leicht vorstellen, dass sie aus vielen Sternen besteht, die mit bloßem Auge nicht zu unterscheiden sind. Aber die Leute haben das schon vor langer Zeit herausgefunden. Eine dieser Vermutungen wird dem Wissenschaftler und Philosophen des antiken Griechenlands, Demokrit, zugeschrieben. Er lebte fast zweitausend Jahre früher als Galileo, der anhand von Teleskopbeobachtungen erstmals die stellare Natur der Milchstraße bewies. In seinem berühmten „Sternenboten“ aus dem Jahr 1609 schrieb Galileo: „Ich wandte mich der Beobachtung des Wesens oder der Substanz der Milchstraße zu, und mit Hilfe eines Teleskops stellte sich heraus, dass es möglich war, sie unserer Sicht so zugänglich zu machen.“ dass alle Streitigkeiten dank der Klarheit und Evidenz von selbst verstummten und ich von einer langwierigen Debatte befreit bin. Tatsächlich besteht die Milchstraße nichts weiter als eine unzählige Anzahl von Sternen, als ob sie in Haufen angeordnet wären, egal auf welchen Bereich das Teleskop gerichtet ist, eine große Anzahl von Sternen wird jetzt sichtbar, von denen viele ziemlich hell und gut sichtbar sind , aber die Zahl schwächerer Sterne kann überhaupt nicht gezählt werden.“ Welche Beziehung haben die Sterne der Milchstraße zum einzigen Stern im Sonnensystem, unserer Sonne? Die Antwort ist mittlerweile allgemein bekannt. Die Sonne ist einer der Sterne unserer Galaxie, der Milchstraße. Welchen Platz nimmt die Sonne in der Milchstraße ein? Schon aus der Tatsache, dass die Milchstraße unseren Himmel in einem großen Kreis umkreist, haben Wissenschaftler geschlossen, dass sich die Sonne in der Nähe der Hauptebene der Milchstraße befindet. Um eine genauere Vorstellung von der Position der Sonne in der Milchstraße zu bekommen und sich dann die Form unserer Galaxie im Weltraum vorzustellen, haben Astronomen (V. Herschel, V. Ya. Struve usw.) verwendete die Methode der Sternzählung. Der Punkt ist, dass in verschiedenen Teilen des Himmels die Anzahl der Sterne in einem aufeinanderfolgenden Intervall stellarer Helligkeiten gezählt wird. Wenn wir davon ausgehen, dass die Leuchtstärken der Sterne gleich sind, können wir anhand der beobachteten Helligkeit die Entfernungen zu den Sternen beurteilen. Unter der Annahme, dass die Sterne gleichmäßig im Raum verteilt sind, berücksichtigen wir die Anzahl der Sterne, die sich in kugelförmigen Volumina befinden zentriert auf die Sonne.

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Die Milchstrasse

Eines der bemerkenswertesten Objekte am Sternenhimmel ist die Milchstraße. Die alten Griechen nannten es Galaxien, was „Milchkreis“ bedeutet. Bereits die ersten Teleskopbeobachtungen von Galileo zeigten, dass die Milchstraße eine Ansammlung sehr entfernter und lichtschwacher Sterne ist.

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Südliche Milchstraße

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Zu Beginn des 20. Jahrhunderts wurde klar, dass fast die gesamte sichtbare Materie im Universum in riesigen Sterngasinseln mit einer charakteristischen Größe von mehreren Parsec bis zu mehreren zehn Kiloparsec konzentriert ist. Auch die Sonne und die sie umgebenden Sterne sind Teil einer Spiralgalaxie, die immer mit einem Großbuchstaben bezeichnet wird: Galaxie.

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Galaxis

Die Galaxie besteht aus einer Scheibe, einem Halo und einer Korona. Zentraler, kompaktester Bereich
Die Galaxie wird Kern genannt. Der zentrale, dichteste Teil des Heiligenscheins im Inneren
Mehrere tausend Lichtjahre vom Zentrum der Galaxie entfernt wird als Bulge bezeichnet.

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Die Galaxie sendet elektromagnetische Strahlung in allen Bereichen aus.

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Die Position der Sonne in unserer Galaxie ist für die Untersuchung dieses Systems als Ganzes eher ungünstig: Wir befinden uns in der Nähe der Ebene der Sternscheibe und es ist außerdem schwierig, die Struktur der Galaxie von der Erde aus zu bestimmen Wo sich die Sonne befindet, gibt es ziemlich viel interstellare Materie. Es absorbiert Licht und macht die Sternscheibe in einigen Richtungen, insbesondere in Richtung des galaktischen Kerns, für sichtbares Licht nahezu undurchsichtig. Daher spielen Studien anderer Galaxien eine große Rolle für das Verständnis der Natur unserer Galaxie. Die Masse der Galaxie wird auf 200 Milliarden (2∙1011) Sonnenmassen geschätzt, es sind jedoch nur zwei Milliarden Sterne (2∙109) beobachtbar.

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So sieht unsere Galaxie von der Seite aus

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So sieht unsere Galaxie flach auf dem Gesicht aus.

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Sternhaufen

In der Galaxie ist jeder dritte Stern ein Doppelstern, und es gibt Systeme mit drei oder mehr Sternen. Es sind auch komplexere Objekte bekannt – Sternhaufen. Offene Sternhaufen treten in der Nähe der galaktischen Ebene auf.

Offener Sternhaufen M50 im Sternbild Monoceros

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• Mittlerweile sind mehr als 1.200 offene Sternhaufen bekannt, von denen etwa 500 eingehend untersucht wurden.
• Die bekanntesten unter ihnen sind die Plejaden und Hyaden im Sternbild Stier.
• Die Gesamtzahl der offenen Sternhaufen in der Galaxie könnte einhunderttausend erreichen.