Bu, seçilmiş məqalədir. Daha çox məlumat üçün klikləyin.

Qalaktika

Vikipediya, azad ensiklopediya
Naviqasiyaya keç Axtarışa keç
NGC 4414 Veronikanın Saçları bürcündəki tipik spiral qalaktikadır. Onun diametrinin uzunluğu 55.000 işıq ilidir və Yerdən 60 milyon işıq ili uzaqlıqdadır.

Qalaktika və ya Kəhkəşan — vahid cazibə mərkəzi ətrafında dövr edən nəhəng ulduzlar, ulduz qalıqları, ulduzlararası qaz, toz və qaranlıq materiya sisteminə verilən addır.[1][2] Qalaktika sözü yunanca "galaxias" (γαλαξίας) sözündən gəlir və mənası "südlü" deməkdir. Qalaktikalar ölçülərinə görə tərkibinə 100 milyon (108) ulduz daxil olan cırtdan qalaktikalardan başlayıb, tərkibinə 100 trilyon (1014) ulduz[3] daxil olan nəhəng qalaktikalara qədər dəyişir. Hər bir ulduz tərkibinə daxil olduğu qalaktikanın kütlə mərkəzi ətrafında dövr edir.

Qalaktikalar vizual morfologiyasına görə elliptik,[4] spiral və ya qeyri-müntəzəm[5] olaraq təsnif edilir. Bir çox qalaktikanın mərkəzində ifrat kütləli qara dəliklərin olduğu düşünülür. Süd yolu qalaktikasının mərkəzindəki Sagittarius A* olaraq bilinən qara dəliyin kütləsi Günəşin kütləsindən 4 milyon dəfə çoxdur.[6] 2016-cı ilin mart ayına olan məlumata görə, GN-z11 Yerdən 32 milyard işıq ili məsafədə olan ən qədim və ən uzaqdan müşahidə olunan qalaktikadır. Bu qalaktika böyük partlayışdan 400 milyon il sonra yaranmış kimi müşahidə edilmişdi.

2016-cı ildə yayımlanan bir araşdırmaya görə, müşahidə edilən kaintada qalaktikaların sayı əvvəlki təxmin edilən miqdarda (200 milyard — 2×1011)[7] deyil, təxmini olaraq 2 trilyon (2×1012) və ya daha çoxdur.[8][9] Ümumilikdə, müşahidə edilən kainatda 1×1024-ə qədər ulduz olduğu təxmin edilir[10][11] (bu miqdar Yer planetindəki bütün qum dənələrindən daha çoxdur).[12] Qalaktikaların əksəriyyətinin diametri 1000 parsekdən 100.000 parsekə qədərdir (təxminən 3000 ilə 300.000 işıq ili) və bir-birilərindən milyonlarla parsek (və ya meqa parasek) məsafə qədər uzaqdırlar. Müqayisə üçün, Süd Yolunun diametri azı 30.000 parsek (100.000 işıq ili) təşkil edir və ona ən yaxın qonşu qalaktika olan Andromeda qalaktikasından 780.000 parsek (2,5 milyon işıq ili) uzaqlıqdadır.

Qalaktikalar arasındakı boşluq orta sıxlığı hər kubmetrə bir atom düşən miqdardan az olan seyrək qazla (interqalaktik mühit) doludur. Qalaktikaların əksəriyyəti cazibə qüvvəsi ilə qrup, topa və super topa şəklində bir yerdə yığılmış olurlar. Süd yolu və Andromeda qalaktikası Lokal Qrupun tərkibinə daxildir. Lokal Qrup isə Virqo super topasının tərkib hissəsidir. Böyük miqyasda bu birliklər ümumən böyük boşluqlarla əhatə olunmuş təbəqə və filamentlərin tərkibinə daxildir.[13] Həm Lokal qrup və həm də Virqo super topası Laniakea adlı daha böyük kosmik struktura daxildir.[14]

Etimologiya

[redaktə | mənbəni redaktə et]

"Qalaktika" sözü yunanca "galaxias" (γαλαξίας) sözündən gəlir və mənası "südlü" deməkdir. Bu cür adlandırma Süd yolu qalaktikasının səmada görünüşü ilə əlaqəlidir. Yunan mifologiyasında bəhs edilir ki, Zevs ölümlü bir qadından doğulan körpə uşağını, Heraklı, Heranın sinəsinin üzərinə qoyur ki, körpə onun ilahi südünü içsin və beləliklə, ölməz olsun. Hera ana südü verərkən oyanır və sonra naməlum bir körpəni əmizdirdiyini anlayır:o, körpəni özündən itələyir, südünün bir hissəsi səmaya sıçrayır və "Südlü Yol" adlandırılan xəfif işıq zolağı yaranır.[15][16]

Astronomiya ədəbiyyatında böyük hərflərlə yazılmış "Galaxy" kəlməsi bizim qalaktika olan Süd Yolu qalaktikasını ifadə edir və onu kainatdakı digər qalaktikalardan fərqləndirmək üçün istifadə olunur. İngiliscə termin olan "Milky Way" Çoserin qısa bir hekayəsi ilə əlaqəlidir:

" "See yonder, lo, the Galaxyë
 Which men clepeth the Milky Wey,
 For hit is whyt."
Cefri Çoser
"The House of Fame"[17] 		"

Qalaktikalar ilk olaraq teleskopla kəşf edildi və spiral nebulae olaraq bilinirdi. 18–19-cu əsrlərin əksər astronomları onları görünməyən ulduz topaları və ya anaqalaktik dumanlıqlar hesab edirdilər və Süd Yolunun tərkib hissəsi olduğunu düşünürdülər, lakin əsl tərkibi və təbiəti sirr olaraq qalırdı. Andromeda qalaktikası kimi bir neçə yaxınlıqdakı parlaq qalaktikaların böyük teleskoplarından istifadə etməklə həyata keçirilən müşahidələri onların ulduzların nəhəng topaları olduğunu, ancaq ulduzların aydın görünən həssaslığına və şəffaf populyasiyasına əsaslanaraq, bu obyektlərin həqiqi məsafələri onların Süd Yolundan kənarda yerləşdiyini göstərirdi. Bu səbəblə onları "ada kainatlar" (island universes) adlandırdılar, lakin "kainat" kəlməsi mövcud olan bütün varlığı ifadə etdiyinə görə bu termin tez bir zamanda istifadədən çıxdı. Bunun əvəzinə, həmin obyektləri sadəcə "qalaktikalar" adlandırdılar.[18]

Nomenklatura

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Habbl Dərin Mənzərəsi (2014-cü il, iyun).

On minlərlə qalaktikalar kataloqlaşdırıldı, ancaq onlardan yalnız bir neçəsinin xüsusi adları var: Andromeda qalaktikası, Magellan buludları, Brulğan qalaktikası, Sombrero qalaktikası və.s. Astronomlar bir neçə xüsusi kataloq üzərində işləyirlər: Messier kataloqu, NGC (Yeni ümumi kataloq— New General Catalogue), IC (İndeks kataloqu — Index Catalogue), CGCG (Qalaktikalar və Qalaktikalar topası kataloqu — Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies), MCG (Qalaktikaların morfoloji kataloqu — Morphological Catalogue of Galaxies) və UGC (Uppsala Baş Kataloqu — Uppsala General Catalogue of Galaxies). Bütün yaxşı bilinən qalaktikalar bir və ya daha çox kataloqda görünür, lakin fərqli adlar altında. Məsələn, Messier 109 Messier kataloqunda nömrəsi 109 olan spiral qalaktikadır. Həmçinin digər kodlara da sahibdir: NCG3992, UGC6937, CGCG 269–023, MCG + 09–20-044 və PGC 37617.

Müşahidə tarixi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Bir çox qalaktikalardan biri olan bir qalaktikada yaşadığımızın fərqinə varmağımız, Süd Yolu və digər dumanlıqlar barədə edilən əsas kəşflərlə paralellik təşkil edir.

Süd Yolu

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Süd Yolu

Yunan filosofu Demokrit (b.e.ə. 450–370) Süd Yolu olaraq bilinən gecə səmasındaki parlaq zolağın uzaq ulduzlardan ibarət olması fikrini irəli sürmüşdü.[19] Ancaq Aristotel hesab edirdi ki, Süd Yolu "böyük, çox sayda və bir-birinə yaxın olan bəzi ulduzların odlu ekshalasiyasının alovlanmasından" qaynaqlanır və "alovlanma atmosferin yuxarı hissəsində, səma hərəkətləri ilə davamlı olan dünya bölgəsində baş verir."[20] Neoplatonist filosof olan Kiçik Olimpiodor (e.ə. 495–570) bu görüşə tənqidlə yanaşırdı. O, iddia edirdi ki, Süd Yolu sublunar idisə, (Yer və Ay arasında yerləşirdisə) Yerdən fərqli bölgə və vaxtlarda fərqli görünməli və onun parallaksı olmalı idi, ancaq faktiki olaraq yoxdur. Onun görüşünə əsasən, Süd Yolu ilahi bir şey idi.[21]

Süd Yolunun Atakama Böyük Milimetr Massivindən görünüşü.[22]

Muhəni Mohamedə görə, ərəb astronomu İbn əl-Haytəm (965–1037) Süd Yolunun parallaksını müşahidə və ölçmək üçün ilk cəhdi etdi[23] və belə bir nəticəyə gəldi: "Süd Yolunun parallaksı olmadığına görə Yerdən çox uzaqdır və atmosferə aid deyil."[24] Fars astronomu əl-Biruni (973–1048) Süd Yolu qalaktikasının "dumanlı ulduzların təbiətinin saysız-hesabsız fraqmentləri toplusu" olduğu fikrini irəli sürürdü.[25] Əndəlüs astronomu İbn Bəccə Süd Yolunun demək olar ki, bir-birinə toxunan çoxlu ulduzdan meydana gəldiyini və sublunar materialın səbəb olduğu sınma effektinə görə davamlı bir görüntü şəklində göründüyünü irəli sürürdü.[20][26] Müşahidələrini sübut etmək üçün dəlil olaraq Yupiter və Marsın gecə səmasında birləşməsinə istinad edirdi.[20] Bu hadisə obyektlər bir-birinə yaxın olduqda baş verir. Suriya əsilli İbn Qayyim Süd Yolunun "sabit ulduzlar sferasında bir yerə yığılmış saysız-hesabsız kiçik ulduzlar" olduğunu hesab edirdi.[27]

Süd Yolunun çoxlu sayda ulduzlardan ibarət olmasını 1610-cu ildə Qalileo Qaliley faktiki olaraq sübut etdi, o, teleskopdan istifadə edərək müşahidələri ilə Süd Yolunun çoxlu sayda xəfif ulduzlardan təşkil olunduğunu aşkarladı.[28][29] 1750-ci ildə İngilis astronom Tomas Rayt özünün "Kainatın yeni Hipotezləri və ya Orginal Nəzəriyyə" əsərində fərziyyə irəli sürürdü ki, qalaktika böyük miqyaslarda Günəş sisteminin oxşarı olan və cazibə qüvvəsi tərəfindən bir yerdə tutulan çoxlu sayda ulduzların fırlanan cismi ola bilər. Yaranan ulduzlar diski bizim perspektivimizdən, diskin içindən, səmada zolaq kimi görünür.[30][31] İmmanuel Kant 1755-ci ildə traktatında Raytın Süd Yolunun strukturu barədə olan ideyalarını yenidən işlədi.[32]

1785-ci ildə Vilyam Herşel tərəfindən ulduzları saymaqla hazırladığı Süd Yolunun şəkli; Günəş sistemi mərkəzə yaxın idi.

Süd Yolunun formasının və Günəşin mövqeyinin təsvirinin müəyyən edilməsindəki ilk cəhd ilk dəfə Vilyam Herşel tərəfindən 1785-ci ildə həyata keçirildi. O, səmanın müxtəlif bölgələrindəki ulduzların miqdarını böyük dəqiqliklə sayaraq Günəş sisteminin mərkəzə yaxın olduğu qalaktikanın formasının diaqramını hazırladı.[33][34] Kapteyn daha dəqiq yanaşma sərgiləyərək 1920-ci ildə Günəşin mərkəzə yaxın olduğu balaca ellipsoid qalaktikanın şəklini əldə etdi (diametri — 15 kiloparsek). Harlou Şapli kürəvi ulduz topalarının kataloqlaşdırılmasına əsaslanaraq fərqli bir üsul istifadə etdi. O, tamami ilə radikal dərəcədə fərqli şəkil əldə etdi: diametri təxminən 70 kiloparsek olan düz disk və Günəş mərkəzdən uzaq idi.[31] Hər iki analiz də qalaktika müstəvisində mövcud olan ulduzlararası toz tərəfindən işığın udulmasını nəzərə almamışdı, ancaq Robert Trampler bu effekti 1930-cu ildə açıq ulduz topalarını öyrənərək ölçdükdən sonra bizim qalaktikanın, Süd Yolunun, müasir şəkli əldə olundu.[35]

Başqa dumanlıqlardan fərqi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Süd Yolunun xaricində Andromeda qalaktikası, Böyük Magellan Dumanlığı, Kiçik Magellan Dumanlığı və Triangulum qalaktikası da daxil olmaqla bir neçə qalaktika qaranlıq gecədə çılpaq gözlə görünür. Andromeda qalaktikasının ən erkən qeydə alınmış identifikasiyasını 10-cu əsrdə Fars astronomu əl-Sufi etmişdi. Sufi onu "kiçik bulud" olaraq təsvir etmişdi.[36] Tədqiqatlarını Hərəkətsiz Ulduzlar Kitabında yayımlayan əl-Süfi Böyük Magellan Dumanlığından da bəhs etmişdi, hansı ki, Yəməndən görünüb, yaşadığı şəhər olan İsfahandan görünmədiyinə görə onu "cənub ərəblərin əl-Bəkri" olaraq adlandırırdı.[37] Böyük Magellan Dumanlığını avropalılar 16-cı əsrdə Magellanın səyahətinə qədər görə bilməmişdilər.[37][38] Andromeda qalaktikası sonralar müstəqil olaraq Simon Marius tərəfindən 1612-ci ildə qeydə alındı.[36] 1734-cü ildə Emmanuel Svedenborq Principia adlı traktatında yazırdı: bizim qalaktikadan başqa qalaktikalar ola bilər, hansı ki, onlar qalaktika topalarının daxilindədirlər və kainatın kiçik bir hissəsidirlər. Bu görüşlər "kosmos barədə olan müasir görüşlərə diqqətəlayiq dərəcədə yaxındır."[39] 1745-ci ildə Pyer Lui Mopertyui "dumanlıq bənzəri obyektlərin ulduzlarının istehsal etdikləri parıltıdan daha güclü parıltı yaymaları, parlaq ləkələrin daha çox kütləli olduqları və fırlanma səbəbindən düzləşməsi də daxil olmaqla unikal xüsusiyyətlərə sahib ulduz toplusu olduqları" fərziyyəsini irəli sürdü.[40] 1750-ci ildə Tomas Rayt özünün "Kainatın yeni Hipotezləri və ya Orginal Nəzəriyyə" əsərində "Süd Yolu ulduzların düzləşdirilmiş diskidir və ola bilər ki, gecə səmada görünən bəzi dumanlıqlar başqa Süd Yollarıdır" fərziyyəsini irəli sürdü.[31][41]

1899-cu ildə İsaak Robertsin tərəfindən çəkilmiş "Böyük Andromeda Dumanlığı"nın fotoşəkili; daha sonra Andromeda qalaktikası olaraq adlandırıldı.

18-ci əsrin sonlarına yaxın Çarlz Messier bulanıq görünüşə sahib 109 ən parlaq göy cisimindən ibarət bir kataloq tərtib etdi. Ondan sonra daha böyük kataloqu, hansı ki, 5000 ədəd dumanlıqdan ibarət idi, Vilyam Herşel tərtib etdi.[31] 1845-ci ildə Lord Roze elliptik və spiral dumanlıqları ayırd etməyə imkan yaradan yeni bir teleskop qurraşdırdı. O, həmçinin bu dumanlıqlarda fərdi nöqtəvi bölgələri müəyyən etməyi bacardı, beləliklə, o, Kantın fərziyyəsini gücləndirdi.[42]

1912-ci ildə Vesto Slayfer tərkibini müəyyənləşdirmək üçün ən parlaq spiral dumanlıqların spektroqrafik tədqiqatlarını həyata keçirdi. Slayfer spiral dumanlıqların yüksək Doppler yerdəyişməsinə sahib olduqlarını kəşf etdi, bu da onu göstərirdi ki, dumanlıqlar Süd Yolunun cazibə qüvvəsindən qaçmaq üçün lazım olduğundan daha sürətli hərəkət edirdilər. O, dumanlıqların əksəriyyətinin bizdən uzaqlaşdığını aşkar etdi.[43][44]

1917-ci ildə Herber Kartis Böyük Andromeda Dumanlığında S Andromedae ifrat yeni ulduzu kəşf etdi. Fotoqrafik qeydlərdə axtarış edərək daha 11 yeni nova aşkarladı. Bu novalar bizim qalaktikada baş verənlərdən orta hesabla 10 görünən ulduz ölçüsü qədər daha xəfif idi. Nəticədə, o, məsafənin 150.000 parsek olduğunu təxmin etdi. O, spiral dumanlıqların əslində müstəqil qalaktikalar olduğunu irəli sürən "ada kainatlar" fərziyyəsinin tərəfdarı oldu.[45]

1920-ci ildə Harlou Şepli və Herber Kartis arasında Süd Yolunun, spiral dumanlıqların təbiəti və kainatın ölçüləri ilə bağlı debat baş tutmuşdu. Böyük Andromeda Dumanlığının xarici qalaktika olması iddiasını dəstəkləmək üçün Kartis qaranlıq zolaqların görünüşünün Süd Yolundaki toz buludlarına bənzədiyini və həmçinin əhəmiyyətli Doppler yerdəyişməsini qeyd etdi.[46]

1922-ci ildə estoniyalı astronom Ernst Öpik Andromeda Dumanlığının həqiqətən uzaq qalaktik obyekt olması nəzəriyyəsini dəstəkləyən məsafə təyini verdi.[47]

Edvin Habbl Vilson dağındaki 100 inçlik (250 sm) teleskopdan istifadə edərək bəzi spiral dumanlıqların xarici hissələrini individual ulduzların toplusu şəklində görə bildi, həmçinin bir neçə dəyişkən Çefeid aşkarladı və beləliklə, bu, ona dumanlıqlara qədər olan məsafənin müəyyən edilməsinə imkan yaratdı: onlar Süd Yolunun bir hissəsi ola bilməyəcək qədər çox uzaqda idilər.[48] 1936-cı ildə Habbl bu günə qədər istifadə olunan qalaktikaların morfoloji təsnifatını hazırladı.[49]

Müasir tədqiqat

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Sol: Qaranlıq maddə olamdan qalaktikanın fırlanmasının simuliyasiyası. Sağ: Qalaktikanın qaranlıq maddənin təsiri altında fırlanmasının simuliyasiyası

1944-cü ildə Hendrik van de Hulst 21 sm dalğa uzunluğunda olan mikrodalğalı radiasiyanın ulduzlararası atomik hidrogen qazından təsbit ediləcəyini proqnozlaşdırdı:[50] bu radiasiya 1951-ci ildə müşahidə edildi. Bu radiasiya toz absorbasiyasından təsirlənmir və onun Doppler yerdəyişməsindən istifadə etməklə qalaktikamızdakı qazın trayektoriyasını müəyyən etmək mümkündür. Bu müşahidələr qalaktikamızın mərkəzində fırlanan budaq satrukturu hipotezinin yaranmasına səbəb oldu.[51] Təkmilləşdirilmiş radio teleskopları ilə hidrogen qazının izlərinin digər qalaktikalarda da təyin edilməsi mümükündür. 1970-ci ildə Vera Rubin müşahidə olunan qalaktik fırlanma sürəti ilə görünən ulduzların və qazın kütləsi ilə proqnozlaşdırılan sürət arasında uyğunsuzluq aşkar etdi. Qalaktika fırlanma problemi çoxlu miqdarda görünməz qaranlıq maddənin mövcudluğu ilə izah edilir.[52][53]

1990-cı illərin əvvəllərində Habbl Kosmik Teleskopu təkmilləşdirilmiş müşahidələrə başladı. Habbl teleskopu vasitəsilə əldə edilən göstəricilərə əsaslanaraq ortaya çıxdı ki, qalaktikamızdaki itkin qaranlıq maddə sadəcə xəfif və kiçik ulduzlardan ibarət ola bilməz.[54] "Habbl Dərin Mənzərə"si müşahidə olunan kainatda təqribən 125 milyard (1,25×1011) qalaktikanın olduğunu sübut etdi.[55] İnsanlar tərəfindən görünməyən spektrləri aşkarlamaq üçün təkmilləşdirilmiş texnologiya (radio teleskopları, infraqırmızı kameralar və rentgen teleskopları) Habbl teleskopu tərəfindən aşkar edilməyən digər qalaktikaların aşkarlanmasına imkan yaratdı. Xüsusilə, Qaçınma zonasında aparılan qalaktik müşahidələr bir sıra yeni qalaktikaları aşkar etdi.[56] 2016-cı ildə Habbl Kosmik Teleskopu tərəfindən 20 il ərzində toplanan görüntülərin 3D modelləşdirilməsindən istifadə edərək Nottinqem Universitetinin professoru Kristofer Konselisin rəhbərliyini etdiyi, "The Astrophysical Journal"da dərc edilmiş bir tədqiqat görə, müşahidə olunan kainatda iki trilyondan (2×1012) çox qalaktika var.[8][9][57][58]

Tipləri və morfologiyası

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Qalaktikaların morfoloji təsnifatı
Habbl təsnifat sxeminə görə qalaktika tipləri: E eliptik qalaktika tipini, S spiral qalaktika tipini və SB isə budaqlı-spiral qalaktika tipini göstərir.

Qalaktikalar üç əsas tipə bölünür: elliptik, spiral və qeyri-müntəzəm. Qalaktika tiplərinin görünüşünə əsaslanaraq bir az daha geniş təsviri Habbl ardıcıllığı ilə verilir. Habbl ardıcıllığı tamamilə vizual morfoloji tipə (forma) əsaslandığından, ulduzyaradan qalaktikalarda ulduzun formalaşma sürəti və fəal nüvəli qalaktikaların nüvəsindəki fəallıq kimi qalaktikaların müəyyən vacib xüsusiyyətlərini nəzərdən qaçıra bilər.[5]

Elliptiklər

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Elliptik qalaktika

Habbl təsnifat sistemi elliptik qalaktikaları E0-dən başlayaraq sferik, E7-ə qədər yüksək uzanan elliptikliyə görə qiymətləndirir. Bu qalaktikalar ellipsoid profilə malikdir, bu da onlara baxış bucağından asılı olmayaraq elliptik görünüş verir. Görünüşləri az struktur göstərir və nisbətən az ulduzlararası maddəyə sahibdirlər. Nəticə etibarı ilə, bu qalaktikalar açıq ulduz topalarının az hissəsinə sahibdir və yeni ulduz formalaşmasının azaldılmış dərəcəsi ilə xarakterizə olunur. Bunun əvəzinə, bu qalaktikalarda ümumi cazibə mərkəzi ətrafında təsadüfi istiqamətlərdə fırlanan daha yaşlı, daha çox inkişaf etmiş ulduzlar üstünlük təşkil edir. Bu ulduzların tərkibində az miqdarda ağır element olur, çünki ulduz formalaşması ilkin partlayışdan sonra dayanır. Bu mənada onlar daha kiçik kürəvi ulduz topaları ilə müəyyən oxşarlığa malikdirlər.[59]

Ən böyük qalaktikalar nəhəng elliptiklərdir. Müasir görüşlərə əsasən, bir çox elliptik qalaktika qalaktikaların birləşmə və toqquşmasına səbəbiyyət verən qalaktikaların qarşılıqlı təsiri nəticəsində formalaşır. Onlar çox böyük ölçüdə böyüyə bilirlər (məsələn, spiral qalaktikalarla müqayisədə). Nəhəng elliptik qalaktikalar çox vaxt böyük qalaktika topalarının nüvəsinin yaxınlığında olur.[60]

Qabıq qalaktika

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Elliptik qabıq qalaktikası, NGC 3923 (Habbl fotoşəkili).

Qabıq qalaktikası qalaktikanın haləsində ulduzların konsentrik qabıqlarda yerləşdiyi elliptik qalaktika tipidir. Elliptik qalaktikaların təxminən onda bir hissəsi spiral qalaktikalarda əvvəllər müşahidə olunmayan qabığa bənzər quruluşa malikdir. Qabığa bənzər quruluşların daha böyük qalaktikanın daha kiçik yoldaş qalaktikanı udduğu zaman inkişaf etdiyi düşünülür. İki qalaktika mərkəzi bir-birinə yaxınlaşdıqca mərkəzlər bir mərkəz nöqtəsi ətrafında rəqs etməyə başlayır. Rəqs ulduzların qabıqlarını formalaşdıran cazibə dalğalanmaları yaradır (su üzərindəki dalğalanmalar kimi). Məsələn, NGC 3923 qalaktikasında iyirmidən çox qabıq var.[61]

Spirallar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalələr: Spiral qalaktika və Budaqlı spiral qalaktika
Fırlancaq qalaktikası, NGC 5457.

Spiral qalaktikalar spiral fırlancağa bənzəyir. Baxmayaraq ki, bu cür qalaktikalarda yerləşən ulduzlar və digər görünən materiya, əsasən, müstəvidə yerləşir, spiral qalaktikalardakı kütlənin əksəriyyəti görünən komponentdən kənara çıxan qaranlıq maddənin təxminən sferik halosunda olur.[62]

Spiral qalaktikalar yaşlı ulduzların mərkəzi qabarıqlığı ilə birlikdə ulduzların fırlanan diskindən və ulduzlararası mühitdən ibarətdir. Qabarıqlıqdan kənara uzanan qollar nisbətən parlaqdır. Habbl təsnifat sxemində spiral qalaktikalar S tipində verilmişdir, hansı ki, bu hərfin ardından spiral qolların sıxlıq dərəcəsini və mərkəzi qabarıqlığın ölçüsünü göstərən hərflər (a, b və ya c) gəlir. Sa qalaktikası dar spirallara, sıx sarılmış qollara və nisbətən böyük nüvəli bölgəyə sahibdir. Sc qalaktikaları kiçik nüvə bölgəsinə və açıq çoxsaylı spiral qollara malikdir.[63] Yaxşı təyin olunmamış qalaktikalara bəzən "flokulent spiral qalaktika" deyilir; bunun əksinə olaraq, "böyük dizayn spiral qalaktika" görkəmli və yaxşı təyin olunmuş spiral qollara sahibdir.[64] Bəzi spiral qalaktikalar qalın və iri qabarıqlığa sahibdir, bəziləri isə düz diskə, incə və yoğun qabarıqlığa sahibdir, hansı ki, bu cür qalaktikalar daha sürətli fırlanır.[65]

Budaqlı spiral qalaktikanın bir nümunəsi olan NGC 1300.

Spiral qalaktikalarda spiral qollar təxminən loqaritmik spiral şəklinə malikdir. Ulduzlar kimi spiral qollar da mərkəz ətrafında fırlanır, ancaq sabit bucaq sürəti ilə. Spiral qolların yüksək sıxlıqlı maddənin sahələri və ya "sıxlıq dalğaları" olduğu düşünülür.[66] Ulduzlar qollardan keçərək hərəkət etdiyindən, hər ulduz sisteminin sürəti yüksək sıxlıq bölgəsinin cazibə qüvvəsinin təsiri altında dəyişir (Ulduzlar qolun digər tərəfinə keçdikdən sonra sürət normala qayıdır). Bu effekt hərəkət edən maşınlarla dolu magistral yolda hərəkətin yavaşlama "dalğasına" bənzəyir. Bu qollar görünür, çünki yüksək sıxlıq ulduz formalaşması proseslərini asanlaşdırır və buna görə də bu bölgələrdə çoxlu sayda parlaq və gənc ulduzlar var.[67]

Hoaq Obyekti — halqa qalaktikası.

Budaqlı spiral qalaktika

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Süd Yolu qalaktikamız da daxil olmaqla spiral qalaktikaların əksəriyyəti xətti, budaq formalı ulduz qrupuna sahibdir, hansı ki, nüvənin hər iki tərəfindən xaricə doğru uzanır, sonra isə spiral qol strukturuna birləşir.[68] Habbl təsnifat sxemində bunlar SB ilə təyin olunur, sonra spiral qolların formasını göstərən bu ifadəyə bitişik hərflər (a, b və ya c) gəlir. Budaqların nüvədən xaricə doğru sıx dalğa şüalanması və ya digər qalaktika ilə cazibə qarşılıqlı təsiri nəticəsində meydana gələn müvəqqəti quruluş olduğu düşünülür.[69] Ehtimal ki, qollar boyunca nüvəyə axan qazın nəticəsində bir çox budaqlı qalaktika aktivdir.[70]

Süd Yolu qalaktikası böyük disk formasında olan budaqlı spiral qalaktikadır.[71] Onun diametri 30 kiloparsek, qalınlığı isə 1 kiloparsekdir. Tərkibində təxminən 200 milyard (2×1011) ulduz var[72] və kütləsi 600 milyard Günəş kütləsinə bərabərdir.[73]

İfrat parlaq spiral qalaktika

[redaktə | mənbəni redaktə et]

İfrat parlaq spiral qalaktikaların diametrləri 437.000 işıq ilindən çoxdur (müqayisə üçün, Süd Yolunun diametri 100.000 işıq ilidir) və kütlələri 340 milyard günəş kütləsinə bərabərdir. Bu qalaktikalar xeyli miqdarda ultrabənövşəyi və orta miqdarda infraqırmızı işıq istehsal edir. Bu qalaktikaların ulduz formalaşdırma dərəcəsinin çox olduğu düşünülür, təxmini olaraq Süd Yolunun ulduz formalaşdırma dərəcəsindən 30 dəfə çoxdur.[74][75]

Digər morfologiyalar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
  • Pekulyar qalaktikalar digər qalaktikalar ilə qravitasiya qarşılıqlı təsirin nəticəsində qeyri-adi xüsusiyyətlər inkişaf etdirən qalaktik formasiyalardır.
    • Halqavari qalaktika ulduzlardan ibarət halqa bənzəri struktura və çılpaq nüvəni əhatə edən ulduzlararası mühitə sahibdir. Halqavari qalaktikanın nisbətən daha kiçik bir qalaktikanın spiral qalaktikanın nüvəsindən keçdiyi vaxt formalaşdığı düşünülür.[76] Ehtimal ki, belə bir hadisə Andromeda qalaktikasına təsir göstərib, çünki infraqırmızı diapazonda multi-halqavari struktura sahibdir.[77]
  • Linzavari qalaktika həm elliptik, həm də spiral qalaktikaların xüsusiyyətlərinə sahib ara formadır. Habbl təsnifatında bu qalaktikaların tipi S0 olaraq göstərilir[78] (Budaqlı linzavari qalaktikalar isə SB0 tipində göstərilir).
  • Qeyri-müntəzəm qalaktikalar asanlıqla elliptik və ya spiral olaraq təsnifləşdirmələri qeyri-mümkün olan qalaktikalardır.
    • Irr-I qalaktikaları müəyyən bir quruluşa sahibdir, lakin Habbl təsnifat sxemi ilə tamamilə uyğunluq göstərmir.
    • Irr-II qalaktikaları Habbl təsnifatına bənzəyən har hansı struktura sahib deyil və ola bilsin, dağılmışdır.[79] Qeyri-müntəzəm qalaktikaların yaxınlıqdakı nümunələrinə Magellan buludları aiddir.
  • Ultra diffuziv qalaktika xeyli dərəcədə aşağı sıxlıqlı qalaktikadır. Bu qalaktikalar Süd Yolu ilə eyni ölçüdə ola bilər, ancaq görünən ulduz sayı Süd Yolunun görünən ulduz sayının yüzdə birinə bərabərdir. Parlaqlığın olmaması ulduz formalaşdıran qazın olmamasından qaynaqlanır, bu da yaşlı ulduz populasiyalarına səbəbiyyət verir.

Cırtdan qalaktikalar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük elliptik və spiral qalaktikaların üstünlük təşkil etməsinə baxmayaraq, əksər qalaktikalar cırtdan qalaktikalardır. Bu qalaktikalar digər qalaktik formasiyalarla müqayisədə nisbətən kiçikdir, Süd Yolunun yüzdə bir hissəsinə bərabərdir və tərkiblərində bir neçə milyard ulduz vardır. Son vaxtlarda cəmi 100 parsek diametr genişliyində olan ultra kompakt cırtdan qalaktikalar aşkar edilmişdir.[80]

Bir çox cırtdan qalaktika daha böyük bir qalaktikanın ətrafında dövr edir; Süd Yolu ən azı 12 ədəd belə peykə sahibdir və təxmini olaraq 300–500 ədədi hələ kəşf edilməyib.[81] Cırtdan qalaktikalar da elliptik, spiral və ya qeyri-müntəzəm olaraq təsnif edilə bilər.

Süd Yolunun 27 qonşu qalaktikası üzərində həyata keçirilən tədqiqatlara əsasən, bütün cırtdan qalaktikaların tərkibində minlərlə və ya milyonlarla ulduz olmasından aslı olmayaraq, mərkəzi kütləsi 10 milyon günəş kütləsinə bərabərdir. Bu isə belə bir fərziyyənin yaranmasına səbəbiyyət verdi: qalaktikaların formalaşmasında qaranlıq materiya böyük rol oynayır və ola bilsin, minimum ölçü daha kiçik miqyasda qravitasiya vasitəsilə birləşmə qabiliyyətinə sahib olmayan isti qaranlıq materiyanın formasını göstərir.[82]

Qalaktikanın digər tipləri

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Qarşılıqlı təsir

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Antena Qalaktikaları birləşmə ilə nəticələnəcək toqquşma prosesi keçirir.

Qalaktikalar arasındakı qarşılıqlı təsir nisbətən tez-tez olur və qalaktik təkamüldə mühüm rol oynayır. Qalaktikalar bir-birindən yaxın keçişlər edərkən qravitasiya qarşılıqlı təsiri onların deformasiyasına və bir-biriləri ilə qaz, toz mübadiləsi etməsinə səbəbiyyət verir.[83][84] Toqquşmalar o vaxt baş verir ki, iki qalaktika birbaşa bir-birilərinin içindən keçir və birləşməmələri üçün kifayət qədər nisbi impulsa sahibdirlər. Qarşılıqlı təsirdə olan qalaktikaların ulduzları adətən toqquşmurlar, ancaq iki formadaki qaz və toz bir-biriləri ilə qarşılıqlı təsirə keçərək bəzən ulduz formalaşmasına səbəbiyyət verir. Toqquşmalar qalaktikaların formasını ciddi şəkildə pozaraq, budaqlar, halqalar və ya quyruq bənzəri strukturlar yarada bilir.[83][84]

Toqquşmaların ifrat formasında qalaktikaların birləşməsi baş verir. Bu vəziyyətdə qalaktikaların nisbi impulsu onların bir-birinin içindən keçmələrinə imkan verə bilməyəcək qədər az olur. Bunun əvəzinə, onlar tədricən birləşərək vahid və daha böyük qalaktika formalaşdırırlar. Birləşmələr orijinal qalaktikalarla müqayisədə morfologiyada əhəmiyyətli dəyişikliklərlə nəticələnə bilir. Birləşmə zamanı bir qalaktika digərindən daha çox kütləlidirsə, nəticə kannibalizm adlanır.

Daha kütləli böyük qalaktika birləşmə nəticəsində deformasiyaya məruz qalmır, kiçik qalaktika isə parçalanır. Hazırda Sagittarius Cırtdan Elliptik qalaktikası və Kanis Major Cırtdan qalaktikası Süd Yolu tərəfindən kannibalizasiya edilir.[83][84]

Ulduzyaradan qalaktika

[redaktə | mənbəni redaktə et]
M82 — yüksək tempdə ulduzyaradan qalaktika.B u qalaktikalarda ulduz yaranması normal qalaktikalardakindən 10 dəfə çoxdur.[85]

Ulduzlar qalaktikalardakı nəhəng molekulyar buludlarda formalaşan soyuq qaz rezevrlərində yaranır. Müşahidələr göstərdi ki, bəzi qalaktikalarda ulduzlar yüksək templə formalaşır. Bu qalaktikalar yüksək tempdə ulduzyaradan qalaktikalar adlanır. Əgər onlar bu templə ulduz yaratmağa davam etsələr, onda qaz ehtiyatlarını qalaktikanın ömründən az olan bir müddət ərzində istehlak edərdilər. Belə ki, ulduzyaratma aktivliyi 10 milyon il dəvam edir; qalaktika tarixində nisbətən qısa perioddur. Ulduzyaradan qalaktikalar kainatın ilkin vaxtlarında daha çox yayılmışdı[86] və hazırda, hələ də ümumi ulduz istehsal tempinə təxminən 15 %-lik töhfə verirlər.[87]

Ulduzyaradan qalaktikalar qazın tozlu konsentrasiyası və ətrafdakı buludları ionlaşdıraraq H II bölgələri yaradan kütləli ulduzlar da daxil olmaqla yeni formalaşmış ulduzların görünüşü ilə xarakterizə olunur.[88] Bu kütləli ulduzlar supernova partlayışları yaradır və bunun nəticəsində də ətrafdaki qazla güclü qarşılıqlı təsirə keçən genişlənən qalıqlar yaranır. Bu partlayışlar bütün qazlı bölgəyə yayılan ulduz formalaşmalarının zəncirvari reaksiyalarına səbəb olur. Yalnız əlçatan qaz təxminən istehlak edildikdə və ya dağıldıqda, ulduzyaratma fəaliyyəti sona çatır.[86]

Ulduzyaradan qalaktikalar bəzən birləşən və ya qarşılıqlı təsirə girən qalaktikalarla əlaqələndirilir. Ulduzyaratma qarşılıqlı təsirinin belə bir prototip nümunəsi daha böyük qalaktik olan M82 ilə yaxın toqquşma keçirmiş M81-dir. Qeyri-müntəzəm qalaktikalar tez-tez ulduzyaratma aktivliklərinin aralıq düyünlərini nümayiş etdirir.[89]

Fəal Qalaktika

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Fəal nüvəli qalaktikalar
Elliptik radio qalaktika M87-nin nüvəsindən şüalanan hissəciklərin axını.

Müşahidə olunan qalaktikalarda fəal qalaktik nüvə varsa, onlar aktiv qalaktikalar kimi təsnif edilir. Qalaktikadan buraxılan ümumi enerjinin əhəmiyyətli bir hissəsi ulduzlar, toz və ulduzlararası mühit əvəzinə fəal qalaktik nüvədən yayılır.

Qalaktikanın fəal nüvəsinin standart modeli qalaktikanın nüvə bölgəsindəki ifrat kütləli qara dəliyin ətrafında formalaşan yığılma diskinə əsaslanır. Qalaktikanın fəal nüvəsindən şüalanma diskdən qara dəliyə doğru düşən maddənin cazibə enerjisi ilə alınır.[90] Bu qalaktikaların təxminən 10 %-i diametrik şəkildə bir-birinə əks enerqetik axın cütü qalaktika nüvəsindən işıq sürətinə yaxın sürətlərdə hissəciklər qovub çıxarır. Bu axınların istehsal mexanizmi tam məlum deyil.[91]

Blazarlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Hesab edilir ki, Blazarlar Yerə istiqamətlənmiş relyativistik axına sahib fəal qalaktikadır. Radioqalaktika relyativistik axınlardan radio tezliyi yayır. Bu tip fəal qalaktikaların vahid modeli müşahidəçinin baxış bucağına əsaslanaraq onların fərqlərini izah edir.[91]

LINER-lər

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Aşağı ionlaşma nüvə emissiya xətti bölgələrinin (ing. low-ionization nuclear emission-line regions) fəal qalaktik nüvə ilə əlaqəli olması mümükündür. LINER tipli qalaktikalardan gələn emissiya zəif ionlaşmış elementlər tərəfindən idarə olunur. Zəif ionlaşmış xətlərin həyəcanlaşma mənbələrinə post-AGB ulduzları, AGN və zərbələr daxildir.[92] Yaxınlıqdakı qalaktikaların təxminən üçdə biri LINER nüvələrini ehtiva edir.[90][92][93]

Seyfert qalaktikaları

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Seyfert qalaktikası

Seyfert qalaktikaları kvazarlarla birlikdə fəal qalaktikaların ən böyük iki qrupundan biridir. Onların çox yüksək səthi parlaqlıqları olan kvazara bənzər nüvələri (çox parlaq, uzaq və parlaq elektromaqnit şüalanma mənbələri) var, lakin kvazarlardan fərqli olaraq, onların içində olduqları qalaktikalar aydın şəkildə təyin ediləndir. Seyfert qalaktikaları bütün qalaktikaların təxminən 10 % -ni təşkil edir. Görünən işıqda Seyfert qalaktikalarının əksəriyyəti normal spiral qalaktikalara bənzəyir, lakin digər dalğa uzunluqlarında tədqiq edildikdə, nüvələrinin parlaqlığı Süd Yolunun ölçüsündə olan bütün qalaktikaların parlaqlığına bərabərdir.

Kvazarlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Kvazar

Kvazarlar və ya kvazi-ulduz radio mənbələri aktiv qalaktik nüvələrin ən enerjili və uzaq üzvləridir. Kvazarlar son dərəcə parlaqdır və ilk dəfə radio dalğaları və görünən işıq da daxil olmaqla, elektromaqnit enerjisinin yüksək qırmızı yerdəyişmə mənbəsi olaraq müəyyən edilmişdir. Onların parlaqlığı Süd Yolunun parlaqlığından 100 dəfə çox ola bilir.

Parlaq infraqırmızı qalaktika

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Parlaq infraqırmızı qalaktikalar 1011 L☉-dən yuxarı olan parlaqlıq göstəricisinə sahib qalaktikalardır. İnfraqırmızı qalaktikalar bütün digər dalğa uzunluqlarına nisbətən infraqırmızı dalğa uzunluğunda daha çox enerji yayır. Parlaq infraqırmızı qalaktikalar Günəşin parlaqlığından 100 milyard dəfə parlaqdır.

Xüsusiyyətləri

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Maqnetik sahələri

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Qalaktikaların öz maqnit sahələri var.[94] Onların maqnit sahələri dinamik əhəmiyyət kəsb edəcək qədər güclüdür: kütlə axınını qalaktikanın mərkəzinə istiqamətləndirirlər, spiral qolların formalaşmasını şəkilləndirirlər və qalaktikaların xarici bölgələrində qazın fırlanmasına təsir göstərə bilirlər. Maqnetik sahələr qaz buludlarının dağılması və beləliklə, yeni ulduzların formalaşması üçün tələb olunan impuls momentinin daşınmasını təmin edir.

Spiral qalaktikalar 10 μG (mikroQaus) və ya 1 nT (nanoTesla) tipik bərabər paylanma gücünə sahibdir. Müqayisə üçün, Yerin maqnit sahəsinin orta gücü təxminən 0,3 G (Qaus və ya 30 μT (mikroTesla) təşkil edir. Süd Yolunun qonşuları olan M 31 və M 33 kimi radio-zəif qalaktikalar daha zəif sahələrə (təxminən 5 μG), M 51, M 83 və NGC 6946 kimi yüksək nisbətdə ulduz formalaşdıran qazla zəngin qalaktikalar isə orta hesabla 15 μG-a malikdirlər. Nəzərəçarpan spiral qollarda, soyuq qaz və tozun da cəmləşdiyi bölgələrdə, sahə gücü 25 μG-a qədər ola bilir. Ən güclü ümumi bərabər paylanma sahələri (50–100 μG) ulduzyaradan qalaktikalarda, məsələn, M 82 və Antena qalaktikalarında və ulduzyaradan qalaktikaların nüvə bölgələrində, məsələn NGC 1097 qalaktikasının və digər budaqlı qalaktikaların mərkəzində aşkar edilmişdir.[94]

Formalaşması və təkamülü

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Qalaktika formalaşması və təkamülü

Qalaktikaların formalaşması və təkamülü astrofizikanın aktiv tədqiqat sahəsidir.

Formalaşması

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Rəssamın erkən kainatda meydana gələn prototopa təsviri[95]

Erkən kainatın mövcud kosmoloji modelləri Böyük partlayış nəzəriyyəsinə əsaslanır. Böyük partlayışdan təxminən 300.000 il sonra hidrogen və helium atomları formalaşmağa başladı. Təxminən bütün hidrogenlər neytral (ionlaşmayan) idi və asanlıqla işığı udurdu. Bu vaxt ulduzlar hələ formalaşmamışdı. Nəticə etibari ilə bu dövr "qaranlıq dövrlər" adlandırıldı. Bu, ilkin maddənin sıxlığının dalğalanmasından (və ya anizotrop pozuntularından) nisbətən daha böyük strukturlar formalaşmağa başladı. Nəticədə, bariyonik maddələrinin kütlələri soyuq qaranlıq maddə halolarında kondensasiya olunmağa başladı.[96][97] Bu ibtidai strukturlar sonda bu gün gördüyümüz qalaktikalara çevriləcəkdi.

İlkin qalaktikalar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Qalaktikaların ilkin ortaya çıxmasına dair dəlil 2006-cı ildə tapıldı; IOK-1 qalaktikası qeyri-adi dərəcədə yüksək qırmızı yerdəyişmə göstəricisinə sahib idi, hansı ki, bu, qalaktikanın Böyük partlayışdan 750 milyon il sonra yarandığını və bu günə qədər gördüyümüz ən uzaq və ilkin qalaktika olduğunu göstərirdi.[98] Bəzi alimlər digər obyektlərin (məsələn, Abell 1835 IR1916) daha yüksək qırmızı yerdəyişməyə sahib olduğunu iddia etsələr də (nəticə etibari ilə, kainatın təkamülünün daha erkən mərhələsində ortaya çıxmışdı), IOK-1 qalaktikasının yaşı və tərkibi daha əsaslı şəkildə isbatlanıb. 2012-ci ilin dekabr ayında astronomlar UDFj-39546284 qalaktikasının ən uzaq obyekt olduğunu açıqladılar, hansı ki, həmin qalaktika 11,9 qırmızı yerdəyişmə göstəricisinə sahib idi. Hesablamalara əsasən, bu qalaktika Böyük partlayışdan təxminən 380 milyon il sonra meydana gəlib[99][100] və Yerdən 13,42 milyard işıq ili uzaqlıqdadır. Bu cür erkən protoqalaktikaların mövcudluğu onların "qaranlıq çağlar" adlandırılan dövrdə böyüdüklərini göstərir.[96] 2015-ci ilin 5 may tarixindən etibarən EGS-zs8–1 qalaktikası Böyük partlayışdan 670 milyon il sonra meydana gəlmiş ən uzaq və ən erkən qalaktikadır. EGS-zs8–1 qalaktikasından gələn işıq Yerə 13 milyard ilə çatmışdır və 13 milyard il ərzində kainatın genişlənməsi səbəbindən indi həmin qalaktika 30 milyard işıq ili uzaqdadır.[101][102][103][103][104][105]

Erkən qalaktika formalaşması

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Dərin səma müşahidələrində Habbl Kosmik Teleskopu tərəfindən aşkar olunan yaxın infraqırmızı arxaplan işığın fərqli komponentləri[106]

Erkən qalaktikaların formalaşdığı detallı proses astrofizikada açıq mövzudur. Bununla bağlı nəzəriyyələri iki kateqoriyaya bölmək olar: yuxarı-aşağı və alt-yuxarı. Yuxarı aşağı nəzəriyyələrə görə, protoqalaktikalar təxminən yüz milyon il davam edən genişmiqyaslı sinxron çöküşdə meydana gəldi.[107] Alt-yuxarı nəzəriyyələrə görə isə, ilk növbədə kürəvi ulduz topaları kimi kiçik strukturlar meydana gəlmiş və sonra bu cür cisimlərin müəyyən miqdarı bir yerə yığılaraq qalaktikaları meydana gətirmişdir.[108] Protoqalaktiakalar formalaşmağa və sıxışmağa başladıqda, onların daxilində ilk halo ulduzlar (III Populyasiya ulduzları) meydana çıxdı. Onlar demək olar ki, tamamilə hidrogen və heliumdan ibarət idi və mümkün ki, daha çox kütləli idilər. Belə olsaydı, bu nəhəng ulduzlar tez bir zamanda yanacaq tədarükünü tükədərək ifrat yeni ulduz olub nəticədə ağır elementlərini ulduzlararası mühitə buraxardılar.[109] Bu ilk ulduz nəsli ətrafdakı neytral hidrogenləri yenidən ionlaşdırdı və işığın asanlıqla səyahət edə biləcəyi genişlənən fəza qabarcıqlarını yaratdı.[110]

2015-ci ilin iyun ayında astronomlar z = 6,60 səviyyəsində Cosmos Redshift 7 qalaktikasında III Populyasiya ulduzlarının sübutlarını tapdıqlarını bildirdilər. Ehtimal ki, bu cür ulduzlar kainatın erkən vaxtlarında mövcud olmuşlar və planetlərin və həyatın formalaşması üçün lazım olan hidrogendən daha ağır kimyəvi elementlərin istehsalına başlamışlar.[111][112]

Təkamülü

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Bir qalaktikanın formalaşmasından bir milyard il ərzində əsas strukturlar ortaya çıxmağa başlayır: kürəvi ulduz topaları, mərkəzi ifrat kütləli qara dəlik və metal baxımından yoxsul II Populyasiya ulduzlarının qalaktik qabarıqlığı formalaşır. İfrat kütləli qara dəliyin formalaşması qalaktikanın böyüməsinin aktiv şəkildə tənzimlənməsində əsas rol oynayır.[113] Bu erkən dövr ərzində qalaktikalar ulduzyaratma prosesinin əsas mərhələsini yaşayır.[114]

Sonrakı iki milyard il ərzində yığılmış maddə qalaktik diskə yerləşir.[115] Qalaktika ömrü boyunca yüksək sürətə malik buludlardan və cırtdan qalaktikalardan maddə absorbasiya etməyə dəvam edəcək. Bu maddə əsasən hidrogen və heliumdur. Ulduz doğum və ölüm dövrü ağır elementlərin bolluğunu yavaş-yavaş artırır və nəticədə, planetlərin meydana gəlməsinə imkan yaradır.[116]

Habbl İfrat Dərin Mənzərəsi
"Habbl İfrat Dərin Mənzərəsi"nin ölçüsü ayın ölçüsü ilə müqayisə edilmişdir. Hər biri milyardlarla ulduzdan ibarət olan bir neçə min qalaktika bu kiçik şəkildədir.
"Habbl İfrat Dərin Mənzərəsi" (2012): Hər işıq ləkəsi bir qalaktikadır, bəzilərinin yaşı 13,2 milyard ildir[117] – müşahidə edilə bilən kainatda iki trilyon qalaktikanın olduğu təxmin edilir.
Habbl İfrat Dərin Mənzərəsi: soldan, tam yetkin qalaktikaları göstərir, təxminən yetkin qalaktikalar (beş-doqquz milyard il əvvəl) və gənc ulduzlar və protoqalaktikalar (doqquz milyard ildən artıq).

Qalaktikaların təkamülü qarşılıqlı təsirlərdən və toqquşmalardan əhəmiyyətli dərəcədə təsirlənə bilir. Qalaktikaların birləşməsi erkən dövrdə çox yayılmışdı və əksəriyyətinin özünəməxsus morfologiyası var idi.[118] Ulduzlar arasındakı məsafələr nəzərə alındıqda, toqquşan qalaktikalarda ulduz sistemlərinin böyük əksəriyyəti təsirlənmir. Ancaq spiral qolları yaradan ulduzlararası qazın və tozun qravitasiya təsiri ulduzların uzun qatarını formalaşdırır. Bu formalaşmaların nümunələrini NGC 4676 qalaktikasında[119] və ya Antena qalaktikalarında[120] görmək mümkündür.

Süd Yolu qalaktikası və onun qonşusu Andromeda qalaktikası bir-birinə doğru təxminən 130 km/san sürətlə yaxınlaşır və — horizontal hərəkətə bağlı olaraq — 5–6 milyard ilə toqquşacaqlar. Baxmayaraq ki, Süd Yolu əvvəllər Andromeda qədər böyük bir qalaktika ilə toqquşmayıb, onun cırtdan qalaktikalarla keçmişdə toqquşmalarının sübutları artır.[121]

Bu cür genişmiqyaslı qarşılıqlı təsirlər nadirdir. Vaxt keçdikcə bərabər ölçülü iki sistemin birləşməsi daha az olur. Əksər parlaq qalaktikalar son bir neçə milyard ildə fundamental olaraq dəyişməz qalmış və ulduzyaratma tempi öz pik nöqtəsinə təxminən 10 milyard il bundan əvvəl çatıb.[122]

Gələcəyi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Süd Yolu kimi spiral qalaktikalar spiral qollarında ulduzlararası hidrogenin sıx molekulyar buludları olduğu müddətcə ulduzların yeni nəsillərini əmələ gətirirlər.[123] Elliptik qalaktikalarda bu qaz olmadığından sadəcə bir neçə yeni ulduz əmələ gətirirlər.[124] Ulduz yaradan materialın tədarükü məhduddur: ulduzlar mövcud hidrogen tədarükünü daha ağır elementlərə çevirdikdən sonra yeni ulduz meydana gəlməsi sona çatacaq.[125][126]

Mövcud ulduz meydana gəlməsi dövrü yüz milyard ilədək davam edəcək, sonra "ulduz dövrü" nəhayət 10–100 trilyon ildən sonra başa çatacaq, çünki kainatdaki ən kiçik, ən uzun ömürlü ulduzlar, kiçik qırmızı cırtdanlar, sönəcək. "Ulduz dövrü"nün sonunda qalaktikalar kompakt cisimlərdən ibarət olacaq: qəhvəyi cırtdanlar, soyuq (qara cırtdanlar) və ya soyuyan ağ cırtdanlar, neytron ulduzları və qara dəliklər. Nəhayət, qravitasiya relaksasiyası nəticəsində bütün ulduzlar ya mərkəzi ifrat kütləli qara dəliklərə düşəcək və ya toqquşma nəticəsində qalaktikalararası boşluğa dağılacaq.[125][127]

Daha böyük strukturlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Seyfert Sekstet kompakt qalaktika qrupudur.

Səmanın dərin müşahidələrinə əsasən, qalaktikalara tez-tez qrup və topa halında rast gəlinir. Son bir milyard il ərzində başqa qalaktikalar ilə qarşılıqlı təsirdə olmayan tək qalaktikalar nisbətən azdır. Aşkar edilmişdir ki, araşdırılan qalaktikaların yalnız yüzdə beşi həqiqətən təcrid olunmuşdur. Lakin bu təcrid olunmuş formalaşmalar keçmişdə digər qalaktikalarla qarşılıqlı təsirə girmiş və hətta birləşmiş ola bilər. Təcrid olunmuş qalaktikalar ulduzları normaldan daha yüksək tempdə formalaşdıra bilir, çünki qazları yaxınlıqdakı digər qalaktikalar tərəfindən absorbasiya edilmir.[128]

Daha böyük miqyasda kainat daim genişlənir, bu isə individual qalaktikalar arasındaki separasiyanın ortalama artımına səbəbiyyət verir. Qalaktika birliklərinin bu genişlənməni lokal miqyasda özlərinin qarşılıqlı qravitasiya cazibəsi vasitəsilə aşması mümkündür. Bu birləşmələr qaranlıq maddə yığınları müvafiq qalaktikalarını bir yerə topladığı vaxt erkən kainatda formalaşdı. Sonra yaxınlıqdakı qruplar birləşdilər və genişmiqyaslı topalar yaratdılar. Davam edən bu birləşmə prosesi topalardaki qalaktikalararası qazı çox yüksək temperatura, 30–100 meqakelvinə çatana qədər istiləşdirir.[129] Bir topadaki kütlənin təxminən 70–80 %-i qaranlıq maddə formasındadır, 10–30 %-i bu qızdırılmış qazdan ibarətdir və qalan bir neçə faizi qalaktikalar şəklindədir.[130]

Əksər qalaktikalar bir sıra digər qalaktikalarla qravitasiya vasitəsilə bağlıdır. Bunlar yığılmış strukturların fraktal bənzəri iyerarxik paylanmasını formalaşdırır. Bu tip ən kiçik birləşmə qrup adlanır. Qalaktikalar qrupu qalaktikalar topasının ən çox yayılmış tipidir və bu formasiyalar kainatdakı qalaktikaların əksəriyyətini (eləcə də bariyonik kütləsinin çoxunu) ehtiva edir.[131][132] Belə bir qrupa qravitasiya şəklində bağlı qalması üçün hər bir üzv qalaktikanın qaçmaması üçün kifayət qədər aşağı sürətə sahib olması lazımdır. Bununla birlikdə, kifayət qədər kinetik enerji olmadığı təqdirdə belə, qrup birləşmə yolu ilə daha az sayda qalaktikalara çevrilə bilər.[133]

Qalaktika topaları cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlı yüzdən minə qədər qalaktikadan ibarətdir.[134] Qalaktika topaları çox vaxt ən parlaq topa qalaktikası adlanan tək nəhəng elliptik qalaktika tərəfindən idarə olunur, hansı ki, vaxt ərzində qravitasiya təsiri ilə özünün peyk qalaktikalarını məhv edərək onların kütləsini özünə əlavə edir.[135] Supertopalar topalarda, qruplarda və bəzən ayrı-ayrılıqda olan on minlərlə qalaktikanı özündə ehtiva edir. Super topa miqyasında qalaktikalar geniş boşluqları əhatə edən təbəqələr və liflər (filamentlər) halında düzülmüşdür.[136] Bu miqyasın üstündə kainat bütün istiqamətlərdə eyni cür görünür (izotrop və bircins),[137] baxmayaraq ki, bu anlayışı son illərdə bu miqyasdan çox olan genişmiqyaslı strukturların çoxsaylı tapıntıları şübhə altında qoymuşdur. Hal-hazırda bu günə qədər tapılmış kainatdaki ən böyük struktur "Hercules-Corona Borealis Böyük Divarı"dır və onun uzunluğu 10 milyard işıq ilidir (üç meqaparsek).[138][139][140]

Süd Yolu qalaktikası təxminən bir meqaparsek diametri olan nisbətən kiçik qalaktika qrupu olan Lokal qrup adlı birliyin üzvüdür. Süd Yolu və Andromeda qalaktikası bu qrupdakı ən parlaq qalaktikalardır: digər üzv qalaktikaların çoxu bu iki qalaktikanın cırtdan yoldaşlarıdır.[141] Lokal qrup, mərkəzində Virqo topasının yerləşdiyi böyük və genişlənmiş qalaktika qrupları və topalarından ibarət Virqo super topasındaki bulud bənzəri strukturun hissəsidir.[142] Virqo super topası isə nəhəng qalaktika filamenti olan Balina-Balıqlar Super Topa Kompleksinin hissəsidir.

Müşahidə edilən kainatdakı yerimizi göstərən diaqram. (Alternative image.)

Fərqli diapozonlarda müşahidə

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Hubble Legacy Field (50 saniyəlik video)[143]
Süd yolunun submillimetr dalğa uzunluğunda cənub müstəvisi.[144]
Andromeda qalaktikasının bu ultrabənövşəyi görüntüsündə gənc, nəhəng ulduzların olduğu mavi bölgələr göstərilir.

Əksər ulduzların pik radiasiyası görünən spektrdədir, buna görə də qalaktika əmələ gətirən ulduzların müşahidəsi optik astronomiyanın əsas tərkib hissəsi olmuşdur. Həmçinin ionlaşmış H II bölgələrini müşahidə etmək və tozlu qolların paylanmasını araşdırmaq üçün spektrin əlverişli hissəsidir.

Ulduzlararası mühitdə olan toz görünən işığa qeyri-şəffafdır. Lakin nəhəng molekulyar buludların daxili bölgələrini və qalaktik nüvələri ətraflı şəkildə müşahidə etmək üçün istifadə edilən uzaq infraqırmızı üçün daha şəffafdır.[145] İnfraqırmızı, həmçinin kainatın erkən vaxtlarında meydana gəlmiş uzaq, böyük qırmızı yerdəyişməyə sahib qalaktikaları müşahidə etmək üçün də istifadə olunur. Su buxarı və karbondioksid infraqırmızı spektrin bir sıra faydalı hissələrini absorbasiya edir, buna görə də infraqırmızı astronomiyada yüksək hündürlük və ya kosmik teleskoplarından istifadə olunur.

Qalaktikaların, xüsusən də fəal qalaktikaların qeyri-vizual tədqiqatı radio tezliklərindən istifadə etməklə aparılmışdır. Yer atmosferi 5 MHz ilə 30 GHz arasındakı radiodalğalarına təxminən şəffafdır (ionosfer bu aralığın altındakı siqnalları bloklayır).[146] Fəal nüvələrdən çıxan aktiv axınların xəritələndirilməsində böyük radio interferometrlərdən istifadə edilmişdir. Radioteleskopları kainatın erkən vaxtlarında mövcud olmuş və sonra qalaktikaları formalaşdırmış potensial olaraq ionlaşmamış madə də daxil olmaqla, neytral hidrogeni müşahidə etmək üçün də istifadə edilir.[147]

Ultrabənövşəyi və rentgen teleskopları yüksək enerjili qalaktik fenomenləri müşahidə etmək üçün istifadə edilir. Ultrabənövşəyi alovlanma uzaq qalaktikada bir ulduz qara dəlik tərəfindən parçalandığı vaxt müşahidə edilir.[148] Qalaktika topalarında isti qazın paylanmasının xəritəsinin hazırlanmasında rentgen şüalarından istifadə edilir. Qalaktikaların nüvələrində ifrat kütləli qara dəliklərin mövcudluğu rentgen astronomiyası vasitəsilə təsdiqlənmişdir.[149]

İstinadlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
  1. ↑ Sparke, Gallagher, 2000. səh. i
  2. ↑ Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. "NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". NASA. August 12, 2006. March 28, 2020 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: April 17, 2007.
  3. ↑ Uson, J. M.; Boughn, S. P.; Kuhn, J. R. "The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant". Science. 250 (4980). 1990: 539–540. Bibcode:1990Sci...250..539U. doi:10.1126/science.250.4980.539. PMID 17751483.
  4. ↑ Hoover, A. "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected". Hubble News Desk. iyun 16, 2003. iyul 20, 2011 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: mart 4, 2011.
  5. ↑ 1 2 Jarrett, T. H. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. August 2, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 9, 2007.
  6. ↑ Finley, D.; Aguilar, D. "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core". National Radio Astronomy Observatory. November 2, 2005. September 13, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 10, 2006.
  7. ↑ Gott III, J. R.; və b. "A Map of the Universe". The Astrophysical Journal. 624 (2). 2005: 463–484. arXiv:astro-ph/0310571. Bibcode:2005ApJ...624..463G. doi:10.1086/428890.
  8. ↑ 1 2 Christopher J. Conselice; və b. "The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications". The Astrophysical Journal. 830 (2). 2016: 83. arXiv:1607.03909v2. Bibcode:2016ApJ...830...83C. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83.
  9. ↑ 1 2 Fountain, Henry. "Two Trillion Galaxies, at the Very Least". The New York Times. 17 October 2016. 31 December 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 17 October 2016.
  10. ↑ Staff. "How Many Stars Are There In The Universe?". European Space Agency. 2019. 23 September 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 21 September 2019.
  11. ↑ Marov, Mikhail Ya. The Structure of the Universe // The Fundamentals of Modern Astrophysics. 2015. 279–294. doi:10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6.
  12. ↑ Mackie, Glen. "To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand". Centre for Astrophysics and Supercomputing. 1 February 2002. 7 January 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 28 January 2017.
  13. ↑ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure". University of Cambridge. October 10, 2006 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 15, 2007.
  14. ↑ Gibney, Elizabeth. "Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'". Nature. 2014. doi:10.1038/nature.2014.15819. ISSN 0028-0836.
  15. ↑ Waller, Hodge, 2003. səh. 91
  16. ↑ Konečný, Lubomír. "Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way" (PDF). Academy of Sciences of the Czech Republic. July 20, 2006 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: January 5, 2007.
  17. ↑ Harper, D. "galaxy". Online Etymology Dictionary. May 27, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: November 11, 2011.
  18. ↑ Rao, J. "Explore the Archer's Realm". Space.com. September 2, 2005. October 31, 2010 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 3, 2007.
  19. ↑ Plutarch. The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Chapter 3: Echo Library. 2006. səh. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2. 2021-03-24 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2020-09-02.
  20. ↑ 1 2 3 Montada, J. P. Ibn Bâjja // Stanford Encyclopedia of Philosophy. September 28, 2007. March 16, 2020 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: July 11, 2008.
  21. ↑ Heidarzadeh, 2008. səh. 23–25
  22. ↑ "ALMA Centre of Expertise in Portugal". ESO Announcement. 7 July 2022 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 15 May 2014.
  23. ↑ Mohamed, 2000. səh. 49–50
  24. ↑ Bouali, H.-E.; Zghal, M.; Lakhdar, Z. B. "Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography" (PDF). The Education and Training in Optics and Photonics Conference. 2005. May 24, 2011 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: July 8, 2008.
  25. ↑ Şablon:MacTutor Biography
  26. ↑ Heidarzadeh, 2008. səh. 25, Table 2.1
  27. ↑ Livingston, J. W. "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society. 91 (1). 1971: 96–103 [99]. doi:10.2307/600445. JSTOR 600445.
  28. ↑ Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16.
    English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43.
  29. ↑ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. "Galileo Galilei". University of St. Andrews. November 2002. May 30, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 8, 2007.
  30. ↑ Thomas Wright, An Original Theory or New Hypothesis of the Universe … (London, England: H. Chapelle, 1750). From p.48: Arxivləşdirilib 2016-11-20 at the Wayback Machine "… the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design, … this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, … To a spectator placed in an indefinite space, … it [i.e., the Milky Way (Via Lactea)] [is] a vast ring of stars …"
    On page 73 Arxivləşdirilib 2016-11-20 at the Wayback Machine, Wright called the Milky Way the Vortex Magnus (the great whirlpool) and estimated its diameter at 8,64×1012 miles (13.9×1012 km).
  31. ↑ 1 2 3 4 Evans, J. C. "Our Galaxy". George Mason University. noyabr 24, 1998. iyun 30, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: yanvar 4, 2007.
  32. ↑ Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels … Arxivləşdirilib 2016-11-20 at the Wayback Machine [Universal Natural History and Theory of the Heavens …], (Königsberg and Leipzig, (Germany): Johann Friederich Petersen, 1755).
    Available in English translation by Ian Johnston at: Vancouver Island University, British Columbia, Canada Arxiv surəti 29 avqust 2014 tarixindən Wayback Machine saytında Arxivləşdirilib avqust 29, 2014, at the Wayback Machine
  33. ↑ William Herschel. XII. On the construction of the heavens // Giving Some Accounts of the Present Undertakings, Studies, and Labours, of the Ingenious, in Many Considerable Parts of the World. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. vol. 75. London. 1785. 213–266. doi:10.1098/rstl.1785.0012. ISSN 0261-0523. 2016-11-20 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2020-09-02. Herschel's diagram of the galaxy appears immediately after the article's last page.
  34. ↑ Paul, 1993. səh. 16–18
  35. ↑ Trimble, V. "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society. 31 (31). 1999: 1479. Bibcode:1999AAS...195.7409T.
  36. ↑ 1 2 Kepple, Sanner, 1998. səh. 18
  37. ↑ 1 2 "The Large Magellanic Cloud, LMC". Observatoire de Paris. Mar 11, 2004. June 22, 2017 tarixində arxivləşdirilib.
  38. ↑ "Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)". Observatoire de Paris. February 26, 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: April 19, 2007.
  39. ↑ Gordon, Kurtiss J. "History of our Understanding of a Spiral Galaxy: Messier 33". Caltech.edu. 25 January 2021 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 11 June 2018.
  40. ↑ Kant, Immanuel, Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755)
  41. ↑ See text quoted from Wright's An original theory or new hypothesis of the Universe in Dyson, F. Disturbing the Universe. Pan Books. 1979. səh. 245. ISBN 978-0-330-26324-5. 2021-03-24 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2020-09-02.
  42. ↑ "Parsonstown | The genius of the Parsons family | William Rosse" Arxivləşdirilib 2021-03-24 at the Wayback Machine. parsonstown.info.
  43. ↑ Slipher, V. M. "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1. 1913: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  44. ↑ Slipher, V. M. "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. 23 cild. 1915. 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
  45. ↑ Curtis, H. D. "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100. 1988: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. doi:10.1086/132128.
  46. ↑ Weaver, H. F. "Robert Julius Trumpler". US National Academy of Sciences. December 24, 2013 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 5, 2007.
  47. ↑ Öpik, E. "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". The Astrophysical Journal. 55. 1922: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. doi:10.1086/142680.
  48. ↑ Hubble, E. P. "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". The Astrophysical Journal. 69. 1929: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167.
  49. ↑ Sandage, A. "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 83 (6). 1989: 351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. May 30, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 8, 2007.
  50. ↑ Tenn, J. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. May 29, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 5, 2007.
  51. ↑ López-Corredoira, M.; və b. "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics. 373 (1). 2001: 139–152. arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A...373..139L. doi:10.1051/0004-6361:20010560.
  52. ↑ Rubin, V. C. "Dark matter in spiral galaxies". Scientific American. 248 cild no. 6. 1983. 96–106. Bibcode:1983SciAm.248f..96R. doi:10.1038/scientificamerican0683-96.
  53. ↑ Rubin, V. C. "One Hundred Years of Rotating Galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (772). 2000: 747–750. Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573.
  54. ↑ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk. October 17, 1994. August 1, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 8, 2007.
  55. ↑ "How many galaxies are there?". NASA. November 27, 2002. July 11, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 8, 2007.
  56. ↑ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia. 17 (1). 2000: 6–12. arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:2000PASA...17....6K. doi:10.1071/AS00006.
  57. ↑ "Universe has two trillion galaxies, astronomers say". The Guardian. 13 October 2016. 25 April 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 14 October 2016.
  58. ↑ "The Universe Has 10 Times More Galaxies Than Scientists Thought". space.com. 13 October 2016. 24 March 2021 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 14 October 2016.
  59. ↑ Barstow, M. A. "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. 2005. 2012-07-29 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: June 8, 2006.
  60. ↑ "Galaxies". Cornell University. October 20, 2005. 2014-06-29 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 10, 2006.
  61. ↑ "Galactic onion". www.spacetelescope.org. 2020-08-06 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2015-05-11.
  62. ↑ Williams, M. J.; Bureau, M.; Cappellari, M. "Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (4). 2010: 1665–1689. arXiv:0909.0680. Bibcode:2009MNRAS.400.1665W. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x.
  63. ↑ Smith, G. "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. mart 6, 2000. iyul 10, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: noyabr 30, 2006.
  64. ↑ Van den Bergh, 1998. səh. 17
  65. ↑ "Fat or flat: Getting galaxies into shape" Arxivləşdirilib 2021-03-24 at the Wayback Machine. phys.org. February 2014
  66. ↑ Bertin, Lin, 1996. səh. 65–85
  67. ↑ Belkora, 2003. səh. 355
  68. ↑ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science. 269/270. 1999: 427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201.
  69. ↑ Bournaud, F.; Combes, F. "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics. 392 (1). 2002: 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode:2002A&A...392...83B. doi:10.1051/0004-6361:20020920.
  70. ↑ Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S. "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 337 (3). 2002: 808–828. arXiv:astro-ph/0207258. Bibcode:2002MNRAS.337..808K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.
  71. ↑ Alard, C. "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters. 379 (2). 2001: L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode:2001A&A...379L..44A. doi:10.1051/0004-6361:20011487.
  72. ↑ Sanders, R. "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. January 9, 2006. January 18, 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: May 24, 2006.
  73. ↑ Bell, G. R.; Levine, S. E. "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (2). 1997: 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.
  74. ↑ "We Just Discovered a New Type of Colossal Galaxy". Futurism (ingilis). 2016-03-21. 2021-03-24 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2016-03-21.
  75. ↑ Ogle, Patrick M.; Lanz, Lauranne; Nader, Cyril; Helou, George. "Superluminous Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal (ingilis). 817 (2). 2016-01-01: 109. arXiv:1511.00659. Bibcode:2016ApJ...817..109O. doi:10.3847/0004-637X/817/2/109. ISSN 0004-637X.
  76. ↑ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society. 26. 1994: 911. Bibcode:1994AAS...184.3204G.
  77. ↑ "ISO unveils the hidden rings of Andromeda" (Press-reliz). European Space Agency. oktyabr 14, 1998. avqust 28, 1999 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: may 24, 2006.
  78. ↑ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. May 31, 2004. 2006-09-07 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 6, 2006.
  79. ↑ Barstow, M. A. "Irregular Galaxies". University of Leicester. 2005. 2012-02-27 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 5, 2006.
  80. ↑ Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal. 560 (1). 2001: 201–206. arXiv:astro-ph/0106377. Bibcode:2001ApJ...560..201P. doi:10.1086/322517.
  81. ↑ Groshong, K. "Strange satellite galaxies revealed around Milky Way". New Scientist. April 24, 2006. July 2, 2015 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 10, 2007.
  82. ↑ Schirber, M. "No Slimming Down for Dwarf Galaxies". ScienceNOW. August 27, 2008. May 30, 2020 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 27, 2008.
  83. ↑ 1 2 3 "Galaxy Interactions". University of Maryland Department of Astronomy. May 9, 2006 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 19, 2006.
  84. ↑ 1 2 3 "Interacting Galaxies". Swinburne University. July 7, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 19, 2006.
  85. ↑ "Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!". NASA. April 24, 2006. July 14, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 10, 2006.
  86. ↑ 1 2 "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. August 29, 2006. March 16, 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 10, 2006.
  87. ↑ Kennicutt Jr., R. C.; və b. Demographics and Host Galaxies of Starbursts. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies. Springer. 2005. səh. 187. Bibcode:2005ASSL..329..187K. doi:10.1007/1-4020-3539-X_33.
  88. ↑ Smith, G. "Starbursts & Colliding Galaxies". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. iyul 13, 2006. iyul 7, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: avqust 10, 2006.
  89. ↑ Keel, B. "Starburst Galaxies". University of Alabama. September 2006. June 4, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 11, 2006.
  90. ↑ 1 2 Keel, W. C. "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama. 2000. July 27, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 6, 2006.
  91. ↑ 1 2 Lochner, J.; Gibb, M. "A Monster in the Middle". NASA. July 10, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 20, 2006.
  92. ↑ 1 2 Heckman, T. M. "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics. 87. 1980: 152–164. Bibcode:1980A&A....87..152H.
  93. ↑ Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. 487 (2). 1997: 568–578. arXiv:astro-ph/9704108. Bibcode:1997ApJ...487..568H. doi:10.1086/304638.
  94. ↑ 1 2 Beck, Rainer. Galactic magnetic fields // Scholarpedia. 2. 2007. 2411. Bibcode:2007SchpJ...2.2411B. doi:10.4249/scholarpedia.2411.
  95. ↑ "Construction Secrets of a Galactic Metropolis". www.eso.org. ESO Press Release. March 24, 2021 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: October 15, 2014.
  96. ↑ 1 2 "Protogalaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. November 18, 1999. 2008-03-25 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 10, 2007.
  97. ↑ Firmani, C.; Avila-Reese, V. "Physical processes behind the morphological Hubble sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 17. 2003: 107–120. arXiv:astro-ph/0303543. Bibcode:2003RMxAC..17..107F.
  98. ↑ McMahon, R. "Astronomy: Dawn after the dark age". Nature. 443 (7108). 2006: 151–2. Bibcode:2006Natur.443..151M. doi:10.1038/443151a. PMID 16971933.
  99. ↑ Wall, Mike. "Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen". Space.com. December 12, 2012. May 4, 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: December 12, 2012.
  100. ↑ "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). April 2, 2013. February 11, 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: April 15, 2013.
  101. ↑ "HubbleSite – NewsCenter – Astronomers Set a New Galaxy Distance Record (05/05/2015) – Introduction". hubblesite.org. 2016-12-09 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2015-05-07.
  102. ↑ "This Galaxy Far, Far Away Is the Farthest One Yet Found". 2017-08-22 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2015-05-07.
  103. ↑ 1 2 "Astronomers unveil the farthest galaxy". 2017-09-11 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2015-05-07.
  104. ↑ Overbye, Dennis. "Astronomers Measure Distance to Farthest Galaxy Yet". The New York Times. 2015-05-05. ISSN 0362-4331. 2015-05-08 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2015-05-07.
  105. ↑ Oesch, P. A.; van Dokkum, P. G.; Illingworth, G. D.; Bouwens, R. J.; Momcheva, I.; Holden, B.; Roberts-Borsani, G. W.; Smit, R.; Franx, M. "A Spectroscopic Redshift Measurement for a Luminous Lyman Break Galaxy at z=7.730 using Keck/MOSFIRE". The Astrophysical Journal. 804 (2). 2015-02-18: L30. arXiv:1502.05399. Bibcode:2015ApJ...804L..30O. doi:10.1088/2041-8205/804/2/L30.
  106. ↑ "Signatures of the Earliest Galaxies". 6 August 2020 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 15 September 2015.
  107. ↑ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". The Astrophysical Journal. 136. 1962: 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433.
  108. ↑ Searle, L.; Zinn, R. "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". The Astrophysical Journal. 225 (1). 1978: 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499.
  109. ↑ Heger, A.; Woosley, S. E. "The Nucleosynthetic Signature of Population III". The Astrophysical Journal. 567 (1). 2002: 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487.
  110. ↑ Barkana, R.; Loeb, A. "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe" (PDF). Physics Reports (Submitted manuscript). 349 (2). 2001: 125–238. arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR...349..125B. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. 2021-03-14 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: 2020-09-02.
  111. ↑ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh. "Evidence for POPIII-like Stellar Populations in the Most Luminous LYMAN-α Emitters at the Epoch of Re-ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2). 4 June 2015: 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
  112. ↑ Overbye, Dennis. "Traces of Earliest Stars That Enriched Cosmos Are Spied". The New York Times. 17 June 2015. 29 June 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 17 June 2015.
  113. ↑ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation". Carnegie Mellon University. fevral 9, 2005. iyun 4, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: yanvar 7, 2007.
  114. ↑ Noguchi, M. "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". The Astrophysical Journal. 514 (1). 1999: 77–95. arXiv:astro-ph/9806355. Bibcode:1999ApJ...514...77N. doi:10.1086/306932.
  115. ↑ Baugh, C.; Frenk, C. "How are galaxies made?". PhysicsWeb. May 1999. 2007-04-26 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 16, 2007.
  116. ↑ Gonzalez, G. The Stellar Metallicity — Planet Connection. Brown dwarfs and extrasolar planets: Proceedings of a workshop ... 1998. 431. Bibcode:1998ASPC..134..431G.
  117. ↑ Moskowitz, Clara. "Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever". Space.com. September 25, 2012. May 5, 2020 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: September 26, 2012.
  118. ↑ Conselice, C. J. "The Universe's Invisible Hand". Scientific American. 296 cild no. 2. February 2007. 35–41. Bibcode:2007SciAm.296b..34C. doi:10.1038/scientificamerican0207-34.
  119. ↑ Ford, H.; və b. "The Mice (NGC 4676): Colliding Galaxies With Tails of Stars and Gas". Hubble News Desk. April 30, 2002. September 7, 2016 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: May 8, 2007.
  120. ↑ Struck, C. "Galaxy Collisions". Physics Reports. 321 (1–3). 1999: 1–137. arXiv:astro-ph/9908269. Bibcode:1999PhR...321....1S. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7.
  121. ↑ Wong, J. "Astrophysicist maps out our own galaxy's end". University of Toronto. April 14, 2000. January 8, 2007 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 11, 2007.
  122. ↑ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S. "The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 378 (4). 2007: 1550–1564. arXiv:astro-ph/0608531. Bibcode:2007MNRAS.378.1550P. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x.
  123. ↑ Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. "Past and future star formation in disk galaxies". The Astrophysical Journal. 435 (1). 1994: 22–36. Bibcode:1994ApJ...435...22K. doi:10.1086/174790.
  124. ↑ Knapp, G. R. Star Formation in Early Type Galaxies. Star Formation in Early Type Galaxies. 163. Astronomical Society of the Pacific. 1999. 119. arXiv:astro-ph/9808266. Bibcode:1999ASPC..163..119K. ISBN 978-1-886733-84-8. OCLC 41302839. 2021-03-24 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2020-09-02.
  125. ↑ 1 2 Adams, Fred; Laughlin, Greg. "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific. July 13, 2006. July 31, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 16, 2007.
  126. ↑ "Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'". 2021-03-24 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2015-05-14.
  127. ↑ Pobojewski, S. "Physics offers glimpse into the dark side of the Universe". University of Michigan. January 21, 1997. June 4, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 13, 2007.
  128. ↑ McKee, M. "Galactic loners produce more stars". New Scientist. June 7, 2005. August 11, 2011 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 15, 2007.
  129. ↑ "Groups & Clusters of Galaxies". NASA/Chandra. July 7, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 15, 2007.
  130. ↑ Ricker, P. "When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center. August 5, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 27, 2008.
  131. ↑ Dahlem, M. "Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. November 24, 2006. June 13, 2007 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 15, 2007.
  132. ↑ Ponman, T. "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. February 25, 2005. 2009-02-15 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 15, 2007.
  133. ↑ Girardi, M.; Giuricin, G. "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal. 540 (1). 2000: 45–56. arXiv:astro-ph/0004149. Bibcode:2000ApJ...540...45G. doi:10.1086/309314.
  134. ↑ "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". ESA/Hubble Press Release. June 12, 2018 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 22, 2015.
  135. ↑ Dubinski, J. "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". The Astrophysical Journal. 502 (2). 1998: 141–149. arXiv:astro-ph/9709102. Bibcode:1998ApJ...502..141D. doi:10.1086/305901. may 14, 2011 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: yanvar 16, 2007.
  136. ↑ Bahcall, N. A. "Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 26 (1). 1988: 631–686. Bibcode:1988ARA&A..26..631B. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.
  137. ↑ Mandolesi, N.; və b. "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature. 319 (6056). 1986: 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0.
  138. ↑ Horváth, István; Bagoly, Zsolt; Hakkila, Jon; Tóth, L. Viktor. "New data support the existence of the Hercules-Corona Borealis Great Wall". Astronomy & Astrophysics. 584. 2015: A48. arXiv:1510.01933. Bibcode:2015A&A...584A..48H. doi:10.1051/0004-6361/201424829.
  139. ↑ Horváth, István; Bagoly, Zsolt; Hakkila, Jon; Tóth, L. Viktor. "Anomalies in the GRB spatial distribution". Proceedings of Science. 2014: 78. arXiv:1507.05528. Bibcode:2014styd.confE..78H.
  140. ↑ van den Bergh, S. "Updated Information on the Local Group". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (770). 2000: 529–536. arXiv:astro-ph/0001040. Bibcode:2000PASP..112..529V. doi:10.1086/316548.
  141. ↑ Tully, R. B. "The Local Supercluster". The Astrophysical Journal. 257. 1982: 389–422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999.
  142. ↑ NASA. "Hubble astronomers assemble wide view of the evolving universe". EurekAlert!. May 2, 2019. March 24, 2021 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: May 2, 2019.
  143. ↑ "ATLASGAL Survey of Milky Way Completed". 24 March 2021 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 7 March 2016.
  144. ↑ "Near, Mid & Far Infrared". IPAC/NASA. December 30, 2006 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 2, 2007.
  145. ↑ "The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals". NASA. May 29, 2012 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 10, 2006.
  146. ↑ "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible". ScienceDaily. December 14, 2006. July 3, 2017 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 2, 2007.
  147. ↑ "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star". NASA. December 5, 2006. June 4, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 2, 2007.
  148. ↑ Dunn, R. "An Introduction to X-ray Astronomy". Institute of Astronomy X-Ray Group. July 17, 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: January 2, 2007.

Mənbələr

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Biblioqrafiya

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Xarici keçidlər

[redaktə | mənbəni redaktə et]

İngiliscə

Vikianbarda Qalaktika ilə əlaqəli mediafayllar var.
П: "Astronomiya" portalı
Mənbə — "https://az.wikipedia.org/w/index.php?title=Qalaktika&oldid=7788837"