Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
20 Квітня 2024, 07:13:00

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

   Древний человек пристально вглядывался в звездное небо над головой. Ночью это небо было усыпано звездами. Но среди звезд есть объекты, на звезды не похожие. Еще за 1300 лет до рождества Христова Вавилоняне заметили и описали небольшое вытянутое туманное облачко в современном нам созвездии Андромеды. Это облачко также упоминали и средневековые персидские астрономы в 905 году нашей эры. В 964 году известный персидский астроном Ас-Суфи также упомянул о еще одном крупном туманном облаке, появляющемся низко над горизотном в южных странах. Однако, до наступления эпохи великих географических открытий никто это туманное облако на южном небе не упоминал. И вот, в 1504 году об этом и еще одном заметном туманном облаке упоминает Америго Веспуччи. Но упомянул он об этих облаках вскользь и по этому настоящим первооткрывателем двух туманных облаков южного неба считается мореплаватель Магеланн, который их увидел и описал в 1519 году. С тех пор эти объекты называются Большим и Малым Магеллановым облаками.
   Следующая страница открытий необычных туманных образований началась только с распространением телескопа. Уже в 1612 году Симон Мариус навел свой примитивный линзовый телескоп на слабое туманное пятнышко в созвездии Андромеды и увидел довольно крупное туманное облако. Но по настоящему обратил внимание на туманность Андромеды наблюдатель Джованни Батиста Годиерна, который переоткрыл ее в 1654 году. Однако туманностью Андромеды это туманное облачко было названо только в 1716 году Эдмондом Галлеем.
   В том же 1654 году Годиерна обнаружил помимо туманного облака в Андромеде еще одно облако в созвездии Треугольника. Сейчас мы знаем этот объект, как М33.

[tlgleonid]

   В прочем, в 17-ом веке время для массового поиска таких тумаанных облаков еще не пришло. В ту эпоху даже бытовало мнение, что звезды прикреплены к небесной сфере, а туманные облака - ничто иное, как божественный свет, пробивающийся через местами прохудившуюся небесную сферу. Именно по этому другие, подобные объекты в то время обнаружены небыли.  По этому на еще одно туманное облачко рядом с облаком в Андромеде обратил внимание Французкий астроном Лежантиль только в 1749 году. Позже, этот объект вошел в каталог туманных объектов Мессье под номером М32.
   Через три года (23 февраля 1752 года) Никола Лакайль обнаружил еще одно такое облачко в созвездии Гидры. Сейчас оно упоминается, как М83. Но по настоящему значительный вклад в обнаружение галактик (а описанные выше облака в последствии оказались ничем иным, как галактиками) внес Шарль Мессье. В 1771 году увидел ранее неизвестное туманное облачко в созвездии Девы. Когда великий француз начал создавать свой каталог туманных объектов, это пятнышко получило обозначение М49.
13 октября 1773 года, Шарль Мессье, ведя наблюдение за кометой обнаружил «очень слабую туманность, не содержащую звезд, которую трудно увидеть». Туманность попала в его каталог под номером 51. В августе 1773 года Мессье увидал возле туманности Андромеды небольльшую галактику М110. В то же время, 21 марта 1781 года Пьер Мешен увидел рядом с М51 еще одну крошечную галактику - спутник. 
Йоган Боде в 1774 году увидел удивительно красивую пару галактик в голове большой медведицы: М81 и М82. Эти две галактики очень легко доступны и производят впечатление даже в небольшой телескоп.
Прошло пять лет, и открытие подобных объектов посыпались, как из рога изобилия. 23 марта 1779 года Эдвард Пиггот обнаружил кометоподобную туманность в Волосах Вероники. Через 12 дней ее принял за комету Иоганн Боде. А через год эту же туманность переоткрыл Шарль Мессье. Сейчас мы знаем эту туманность, как М64. В апреле этого же года Иоганн Келер обнаружил сразу два кометоподобных туманных пятнышка. На следующий день их независимо обнаружил и Шарль Мессье. Сейчас они известны, как М59 и М60. А всего через 4 дня Мессье принял за комету еще одно неизвестное ранее и расположенное рядом с М59 и М60 туманное облачко, которое занес в свой каталог под номером 58. Не прошло и месяца, как в мае была  обнаружена еще одной туманность - М61. Ее обнаружили независимо друг от друга Барнабус Ориани и Шарль Мессье. 14 июня 1779 Пьер Машен, друг Мессье и основной его соперник в поиске комет и туманностей, наткнулся на очень красивое туманное облачко в Гончих псах. Мессье его занес в свой каталог под номером 63.
Весной 1780 Шарль Мессье увидел очень красивую пару из двух вытянутых туманностей. Эти галактики получили обозначения М65 и М66. Осенью того же 1780 года обнаружение двух, довольно слабые туманностей М74 и М77 досталось Мешену.
В следующем, 1781 году Шарль Мессье обнружил еще М84, М86, М87, М88, М89, М90 и М91 в Деве .  А Пьер Мешен обнаружил в Деве М85, М98, М99, М100, М94 и М106 в гончих псах, М95, М96 и М105 во Льве, а также М101, М108, М109 в Большой Медведице. Таким образом, к 1782 году стало известно уже 40 подобных объектов.
   В следующем, 1783 году систематический поиск туманностей начал проводить Уильям Гершель. За 19 лет он составил каталог двух с половиной тысяч туманных объектов. Позже оказалось, что среди них 2143 объекта были галактиками. Но не стоит думать, что галактики легко выделялись среди других объектов. Напротив, длительное время казалось, что все туманности имеют более-менее сходную природу. Галактики выделялись среди других туманных объектов лишь тем, что не разрешались на звезды, не имели центральной звезды и при этом имели правильную округлую или эллиптичную форму. Даже понятия «галактика» в то время не существовало. По этому, первой открытой галактикой стал наш звездный дом, то есть галактика, в которой мы живем. Нашей галактике принадлежат все звезды, которые мы видим невооруженным глазом и в небольшой телескоп.
   На темном загороднем небе хорошо виден млечный путь. Он выглядит туманной дорожкой, пересекающей летнее небо с севера на юг. Млечный путь также виден и зимой, но эта часть млечного пути не так ярка. Естественно, что желание узнать, что же собой представляет млечный путь было присуще человку с древних времен. Но только Галилео Галилею удалось узнать в 1610, что млечный путь состоит из множества слабых звезд. Открыть же нашу галактику пощастливилось Уильяму Гершелю. Он подсчитал количество звезд на различных площадках на разных расстояниях от млечного пути и пришел к выводу, что наблюдаемое распределение плотности звезд будет наблюдаться, если все звезды сосредоточены в одной плоскости, размеры которой намного больше толщины. Стало очевидным, что все звезды, принадлжащие нашей Галактике вращаются вокруг общего центра масс, иначе бы все звезды давно упали бы друг на друга. Вот тут и появилось понятие Галактика, что по гречески переводится, как «млечный путь».
   По началу, Гершель считал, что слабые туманные пятна, это далеки группы звезд, но после эткрытия планетарных туманностей он пришел к выводу, что многие округлые туманные пятна являются лишь туманностями. В 19-ом веке это мнение стало общепринятым. Предполагалось, что множество обнаруженных туманных пятен являются лишь формирующимися звездами со своими планетными системами, а планетарные туманности - это уже почти сформировавшиеся звезды.
   К средине 19-го века сын Уильяма Гершеля Джон Гершель открыл еще около пяти тысяч туманностей. Когда же они были нанесены на общую карту неба, выяснилось, что все они находятся в областях, далеких от млечного пути. Наибольшее их количество приходится на созвездия Девы, Волос Вероники, Льва, Гончих псов, Большой Медведицы, а также Андромеду, Треугольника, Овна, Рыб, Кита. В созвездиях же Лебедя, Орла, Щита, Стрельца, Кассиопеи, Ориона, Тельца, Близнецов таких туманностей практически нет. А поскольку распределение эллиптических туманностей оказалось тесно связанным с распределением звезд, следовательно они являются ее составной частью.
Значительно продвинуться в понимании, что все описанные объекты относятся к некоему отдельному классу, не связанному с туманностями или звездными скоплениями, помог Лорд Росс. На его зарисовке, сделанной в 1845 году видно, что М51 имеет несколько рукавов, закрученных в форме спирали. Сейчас эти спирали могут увидеть любители астрономии при помощи 150-200 мм. телескопов. Увидел спиральное строение Росс  у М58, М88 и некоторых других туманностей. Всего же Лорд Росс к 1850 году обнаружил наличие спиралей у 14 галактик. Это привело к мысли о существовании отдельного класса объектов - спиральных туманностей.
Но понять, что собой представляют спиральные туманности оказалось «не по зубам» существовавшей астрономической технике. По настоящему проникнуть в тайну туманности позволил спектральных анализ. Выяснилось, что у планетарных туманностей и многих светлых туманностей спектр состоял из нескольких ярких линий. Подобная картина наблюдалась и для спектров излучения газов в газоразрядной трубке. У звезд и спиральных туманностей спектр оказался практически непрерывным. Лишь небольшое число темных промежутков позволяло выяснить, что свет звезд проходит сквозь холодный газ, поглощающий определенные линии излучения. Казалось бы этого факта должно было быть достаточным, что бы догадаться, что спиральные туманности состоят из звезд, но Уильям Хаггинс решил, что непрерывность спектра у М31 связана с рассеянием света звезд от крупных пылинок. В пользу этой гипотезы говорил тот факт, что у многих туманностей было заметно крошечное, почти звездообразное ядро, которое начали принимать за центральную звезду.
Следующее, значительное открытие в области исследования спиральных  галактик произошло с применением фотографии в астрономии. Фотографические пластинки позволили увидеть то, что не мог увидеть глаз. В 1910 году Джордж Ричи при помощи телескопа с объективом в 150см. сделал снимки некоторых ярчайших спиральных туманностей, на которых проявились спиральные рукава во всей красе. При этом рукава у спиралей состояли из многочисленных узелков и отдельных нерезких точек. Возникло подозрение, что это звездные скопления или компактные туманности,  следовательно спиральные туманности имеют грандиозные размеры. Но какие именно?
Как обычно это бывает в науке, ответ появился тогда, когда появилась удобная линейка для измерений. В звездном мире такой линейкой стали стандартные свечи - так называемые цефеиды. Это разновидность переменных звезд, у которых в недрах выгорел практически весь водород и звезда потеряла свою стационарность. Внешняя оболочка как бы пульсирует. Она то раздувается и остывает, а потом сжимается и разогревается. При этом период пульсаций цефеид постоянен по времени и зависит лишь от абсолютной яркости звезды в максимуме. Исторически первым применил этот метод для оценки расстояний до Магеллановых облаков Харлоу Шепли в 1920 году, однако он сделал ряд ошибок и определил расстояние до этих объектов неточно, хотя и сдела вывод о том, что эти облака находятся далеко за пределами млечного пути. Зато размеры млечного пути он оценил лишь в 15 килопарсек. Эти выводы противоречили выводам Каптейна, который исследуя распределение шаровых скоплений дал оценку размеров нашей галактики в 70 килопарсек, причем Солнце оказалось если и не на периферии, то уж точно далеко от центра. Тогда магелановы облака оказались лишь кусками, оторванными от млечного пути.
Следующей галактикой, в которой удалось увидеть отдельные звезды, стала туманность Андомеды. На снимках, полученных в 1924 году на 250см. телескопе Эдвин Хаббл смог обнаружить множество отдельных звезд, из которых он смог выделить 36 цефеид. Исследование их блеска и периода дало оценку расстояния около 700 тысяч световых лет. А это почти в три раза больше, чем диаметр нашего млечного пути. Стало ясно, что туманность Андромеды является еще одним млечным путем или галактикой (что и означает галактикос или «млечный путь» по гречески). В скорости цефеиды были найдены и в других спиральных туманностях. Оказалось, что они находятся еще дальше. Стало понятно, что множество овальных и спиральных туманностей являются галактиками - далекими звездными системами.
Но принята эта идея была не сразу. Сильным аргументом против этого факта служило избегание галактиками области млечного пути. Если же они по настоящему независимые образования, то должны быть расположены на небе равномерно. Разгадку нашел Роберт Трюмплер в 1930 году. Он исследовал множество рассеянных скоплений и обнаружил, что чем дальше они от нас и чем ближе к области млечного пути, тем сильнее поглощается их свет. Соответсвенно галактики, которые проэктируются на млечный путь скрыты от нас толстым слоем межзвезжного газа и пыли. По этому они и не видны.

[tlgleonid]

С этого момента и началась интенсивная история изучения галактик. Выяснилось, что у многих галактик в центре находится достаточно плотное и яркое ядро (керн). Ядро окружено довольно крупным и практически сферическим балджем. Однако более крупная структура спиральных галактик уже имеет плоскую дисковую составляющую. В таких галактиках большинство видимых звезд расположены в галактическом диске. Толщина такого диска может быть меньше в сотню раз по сравнению с диаметром. В этом диске выделяется звездная и газо-пылевая компоненты. Практически все рассеянные склонения и эмиссионные туманности также сосредоточены в этом диске. Однако диск не имеет резкой границы ни в своей плоскости, ни над и под собой. Фактически, весь диск галактики погружен в слабое гало. Это гало содержит небольшое число звезд. Шаровые скопления же не находятся в диске и расположены равномерно по всем направлениям от ядра галактики, создавая так называемую, сферическую составляющую. В диске спиральных галактик находятся так называемые спиральные ветви. Эти ветви представляют собой уплотнение из звезд и межзвездного вещества и тянутся по спирали от области ядра до внешних частей галактики. В прочем, часто спиральные ветви начинаются не от ядра, а от удлиненной прямой перемычки (бара) проходящей через ядро галактики.
   В 1936 году Хаббл, пронаблюдал множество галактик и построил довольно простую их классификацию. Так галактики с хорошо заметными спиралями он выделил в класс спиральных галактик "S". Довольно многочисленную группу спиральных галактик, у которых спирали слабо выражены, но хорошо заметен диск и центральный балдж Хаббл отнес к подклассу линзовидных галактик «S0». Галактики, у которых отсутствует диск, но присутствует в той или иной мере сферическая составляющая он отнес к классу эллиптических. По форме они напоминают эллипсоид вращения. Оставшиеся 5% галактик с клочковатой, неправильной формой он отнес к классу неправильных галактик. Появилась эта классификация в 1936 году, но с небольшими дополнениями она используется до сих пор.
   Практически сразу же начались использоваться дополнительные индексы и обозначения.
   Эллиптические галактики приобрели дополнительное цифровое обозначение от 0 до 7 и цифра обозначает степень вытянутости. Так, если мы видим обозначение «E0», значит мы имеем дело с практически шарообразной галактикой. Если же галактике присвоено обозначение  «E1», значит она также почти шарообразна, но имеет небольшую вытянутость. Самые вытянутые галактики, которые могут быть имеют обозначение «E7». Когда известно расстояние до эллиптической галактики, может использоваться обозначение, указывающее на компактность размеров. Это обозначение записывается маленькими буквами перед большой буквой «Е». Буква «с» обозначает компактные размеры, а буква «d» - принадлежность к карликовым галактикам, например «сE3», «dE0». Встречается также обозначение «cD» - от сокращения слов «core dominant» - доминирование ядра. Это значит наличие у эллиптической галактики компактного и плотного ядра и очень слабого и рыхлого гало.
   Подробная классификация спиральных галактик более сложная. Галактики с хорошо выраженными спиралями делят на два подтипа: обычные (обозначаются «SA» или просто «S») и с баром (обозначаются SB). Выяснилось, что существует также и промежуточный вариант со слабо выраженным баром. Такие галактики обозначают, как «SAB». После этого обозначения указывается степень развитости спиралей. Если спирали довольно коротки и промежуток между ними невелик, то после типа галактики ставят маленькую букву «a», например «Sa». Если же спирали выражены существенно лучше, указывается индекс «b». В случае дальнейшего улучшения видимости спиралей и их развитости указывают индексы «с» «d» и «m». Эти обозначения появились тогда, когда бытовало мнение о том, что звезды в галактике вращаются вокруг галактического центра, как планеты в солнечной системе и по этому спирали должны как бы раскручиваться или закручиваться и эти индексы описывают стадию закрутки. Сейчас же стало понятно, что спирали вращаются, как единое целое, а причину этого явления объясняют гипотезой спиральных волн. В дальнейшем появились и промежуточные обозначения, например «Sab», что означает спиральную галактику, у которой развитость рукавов представляет  что-то среднее между разновидностью «a» и «b». Что бы обозначить дополнительные особенности строения галактики, между обозначением класса и разновидности в скобках указывают эту особенность. Так, наличие символа «(s)» обозначает, что у галактики спиральные рукава имеют форму, как у латинской буквы S. Символом «(r)» обозначают наличие внутреннего кольца, от которого начинаются спирали. Возможно и использование двух этих символов одновременно, если имеется две эти особенности. Например обозначение «SB(rs)bc» говорит о том, что перед нами спиральная галактика с баром, и довольно неплохо развитыми спиралями (между «b» и «c»), рукава имеют форму буквы S и начинаются от внутреннего кольца вокруг бара.
   Все те же обозначения характерны и для линзоподобных галактик, только вместо маленькой латинской буквы используется цифра «0». Например «SB(r)0» или «SA(s)0». Встречаются и промежуточные формы галактик между линзоподобными и типа «Sa». В этом случае тип галактики обозначают, как «S0/a». Позже линзоподобные галактики разбили на три подкласса: ранние, у которых спиралей практически нет (обозначаются, как «0-»), поздние с уже выделяющимися спиралями («0+») и промежуточный тип «00». Например «SB(rs)0+» обозначает линзоподобную галактику позднего типа с S-подобными спиралями, баром и внутренним кольцом.
   Разбились на разновидности и неправильные галактики. Они помимо основного обозначения «I», «Ir» или «Irr» также могут иметь различные индексы. Если облако имеет бар, то ставится большая буква «B». В противном случае может ставиться буква «А» или это обозначение вообще отсутствует. Бывают неправильные галактики смешанного типа «IAB». Помимо этого может указываться, принадлежат ли они к классу Магеллановых облаков или нет. В первом случае ставят маленькую букву «m», во втором случае символ «0». Также могут использоваться символы «s», «r» или «sr», обозначающие тоже, что и для спиральных галактик.  Есть еще одна разновидность неправильных галактик, обнаруженных позже - голубые компактные карлики. Такие галактики обозначают, как «cI».
   Для обозначения дополнительных особенностей перед обозначением типа галактики может указываться эта особенность. Например, если галактика окружена внешним кольцом, перед обозначением типа ставится символ «(R)». Если это псевдокольцо, то вместо этого указывают обозначение «(R’)». Например «(R’)S(r)b» - спиральная галактика с умеренно развитыми спиралями, внутренним кольцом и внешним псевдокольцом.
   После обозначения галактики может указываться дополнительный комментарий: «Doubtful?» - непонятно, «sp» - веретенообразная, «uncertain» - сомнительно, «pec» - пекулярная. Например «cI pec» - компактный карлик с пекулярностью.

[tlgleonid]

Типичными примерами «E0» является М89, «E1» -  M105,  «E2» -  M60,  «E3»-  M86, «E6» -  M110, «E7» - NGC3384, «S0» - NGC 1316, «Sa» -  NGC92, «Sb» - M77 «Sc» - M51 «Sd» - NGC7793.
   Хаббл вошел в историю исследования галактик не только благодаря описанной классификации, но и благодаря открытию явления разбегания галактик. Суть этого явления заключается в том, что чем дальше от нас находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется. По современным данным, скорость убегания равняется V=74*R, где V измеряется в километрах за секунду, а R - расстояние в мегапарсеках. Нужно уточнить, что когда скорости приближаются к близким к скорости света, формулу нужно модифицировать с учетом релятивистской поправки. Открытие этого факта позволило установить, что Вселенная нестационарна и в настоящий момент расширяется.
   Но, что бы обнаружить явление разбегания галактик, требовалось иметь хорошую дополнительную «линейку» для измерения расстояний. Цефеиды годились только для ближайших галактик, в которых их можно было увидеть. До появления космических телескопов только в трех десятках галактик удалось выделить отдельные звезды. Однако этого оказалось достаточно, что бы установить еще один факт - сверхновые звезды типа Ia имеют характерные, четко измеряемые яркости. Сверхновые этого типа, как и все сверхновые, вспыхивая могут достигнуть яркости, сравнимой с яркостью всей галактики. Однако стабильность их характеристик связана с наличием дополнительной звезды-компаньена. Сверхновые и позволили узнать расстояния до большинства близких галактик. Уже в конце ХХ века благодаря таким сверхновым удалось установить, что скорость расширения Вселенной со временем увеличивается.
   Вычисление расстояний до галактик позволило заметить еще одно свойство - галактики располагаются в пространстве не равномерно, а как бы кучами. Мало того - они испытывают взаимное притяжение и движутся в пространстве, как единое целое. Естественно, что это не стало неожиданностью. Кучность в расположении галактик обратила на себя внимание наблюдателей еще в ХVIII веке: М81 и М82, М65 и М66, трио М95-М96-М105. Но по истине самой яркой и заметной кучей галактик являлся комплекс галактик в созвездии Девы. Даже в каталоге Мессье в области гигантской эллиптической галактики М87 отмечен десяток ее соседей. А в каталоге NGC уже можно найти сотни и сотни галактик на участке неба, радиусом всего в 8 градусов. Всего же, по современным наблюдениям, к скоплению принадлежит более тысячи отдельных галактик. Вооружившись в незасвеченном огнями месте даже 150-ти мм. телескопом можно просто направить телескоп в область неба между фигурами Льва и Девы и сразу увидеть галактики. А 250-ти мм телескоп позволяет увидеть в одном поле зрения зачастую 3-4-5 галактик вместе. Сверхскопление галактик в Деве не единственно, но самое близкое к нам - всего 48 миллионов световых лет.
   Но и наша галактика не одинока. Еще в 30-х года ХХ века Хаббл отметил, что наша Галактика, Магеллановые Облака, туманность Андромеды (M31) со спутниками M32 и М110 M33 в созвездии Треугольника, NGC6822 в созвездии Стрельца и IC1613 на границе созвездий Кита и Рыб находятся в пространстве довольно компактно и представляют собой единую группу  галактик. Она получила название Местной Группы.  Позже выяснилось, что у туманности Андромеды есть еще два, довольно ярких спутника NGC147 и NGC185, которые доступны даже сравнительно небольшому телескопу в созвездии Кассиопеи. Позже были обнаружены еще довольно слабые (порядка 13-14 зв. величины) спутники М31: And I, And II, And III. В 1998 году группами Караченцева и Армандроффа были выявлены еще три спутника у М31. В созвездии Пегаса обнаружилась And VI или Peg DEG - небольшая спиральная галактика 14.5m. Два другие объекта - карликовая галактика в Кассиопее и And V любительским телескопам недоступны. Вполне возможно, что М33 также является спутником туманности Андромеды. Однако и он имеет свой спутник LGS3 в Рыбах. Блеск этой карликовой галактики не превышает 18 звездной величины. В созвездии Кита также была обнаружена сравнительно близкая галактика WLM, которая может оказаться спутником туманности Андромеды, но это пока не доказано.
   В созвездии Кассиопеи есть также еще одна достаточно крупная галактика IC10. Имея размеры около 6 угловых минут и блеск порядка 11.5 она вполне доступная телескопам с объективом от 200мм. Эта галактика могла бы быть намного ярче, если бы не оказалась в самой гуще млечного пути. Вполне вероятно, что она водит вокруг себя целый хоровод более мелких галактик, которые пока не открыты.
   Наша Галактика также окружена немалой свитой, обнаружить которую оказалось очень непросто. Долгое время были известны только Большое и Малое Магеллановы облака. Только в последние годы стало известно, что в нашу галактику со стороны созвездия Стрельца (то есть с противоположной стороны ядра вклинивается карликовая галактика Стрельца. А в созвездии Печи была обнаружена карликовая галактика, одно из шаровых скоплений которой можно наблюдать в крупный любительский телескоп в южных регионах (Крым, Кавказ). Очень слабые карликовые галактики Leo I и  Leo II можно обнаружить в созвездии Льва, но они имеют очень низкую поверхностную яркость и требуют практически безупречной оптики. Практически недоступна любительским телескопам и карликовая галактика в созвездии Скульптора.
   Говоря о Местной Группе можно упомянуть еще о галактиках, которые могут относиться к Местной Группе, хотя и находятся за пределами условной сферы радиусом в 1.7 миллионов световых лет. Это в первую очередь сравнительно яркая NGC404. Она легко доступна даже 100мм рефрактору, но ее наблюдениям мешает яркий свет соседей звезды. Есть и другие близкие карликовые галактики - кандидаты на членство в Местной Группе, но они слишком слабы и находятся глубоко в южном полушарии неба.
   Уже в довольно скромный телескоп, но при хорошей прозрачной атмосфере в созвездии Жирафа можно увидеть крупную, около 20 угловых минут в поперечнике, галактику 9 зв. величины - IC342. Она находится от нас на расстоянии около 10 миллионов световых лет, то есть явно не относится к Местной Группе. Однако это все равно близкая к нам галактика. Оказалось, что она не единственная в этой области пространства. Возле нее находится еще несколько крупных и достаточно ярких объектов: красивая иглоподобная NGC1560 и неправильной формы NGC1569 - обе имеют блеск около 11 зв. величины и хорошо видны в телескоп с объективом от 150мм. Позже, Маффей обнаружил еще две галактики в созвездии Кассиопеи, сравнительно близкие в пространстве к IC342 - Maffei 1 и Maffei 2. Первая из этих галактик вполне доступна 250мм телескопу, а вторая, расположенная в нескольких градусов от первой при своем блеске около 14 зв. величины представляет собой трудную задачу даже для полуметрового инструмента. Обе галактики по видимому представляют собой крупные спирали и были бы весьма примечательными объектами на нашем небе, если бы не поглощение света в облаках млечного пути. В скорости были обнаружены также существенно более слабые галактики UGCA 86, UGCA 92 и UGCA 105, принадлежность которых к данному скоплению оказалась очевидной. Применение современных телескопов и цифровых методов обработки ПЗС-снимков позволило выявить много новых объектов. В 1994 была открыта карликовая неправильная галактика Dwingeloo 1 или Cas2. Cas1  была обнаружена лишь через год, но поскольку она более яркая, то получила первый номер. Группа Маккела и Бута обнаружила слабую галактику MB 1 в 1996 году. В том же году была найдена очень слабая, 21 зв. величины Dwingeloo 2.  В 1997 году было доказано Хачтмеером, что найденная им Cam B и тремя годами ранее обнаруженная Караченцевым Cam A также принадлежат этой группе. Обзоры этой области, сделанные Караченцевым в 1997 году на пластинках Таутенбургского 2-м телескопа позволили обнаружить еще два десятка мелких галактик, которые могут оказаться членами группы IC342.
   Другой, очень близкой к нам группе галактик повезло больше - ведь она оказалась близкой к полюсу нашей галактики и по этому видна без всяких потерь из-за поглощения. Самые яркие члены этой группы - М81 и М82 видны даже в очень скромные инструменты и имеют яркость лишь немного уступающую яркости туманности Андромеды. Некоторые наблюдатели отмечали, что им удавалось увидеть М81 невооруженным глазом. Расстояние до этой группы около 11-12 миллионов световых лет. В телескоп с объективом 100мм можно различить соединенную тонким волокном соседку М82 - NGC3077. В соседнем созвездии Жирафа расположились неправильной формы спутники: 11 зв. величины NGC2366 и 13 зв. величины NGC2363. А вот крупная спиральная галактика NGC2403 видна даже в призменный бинокль. Единственная проблема состоит в низкой поверхностной яркости, ведь интегральная звездная величина 8.4m размазана по площади с поперечником в 20 угловых минут. Еще одна крупная галактика с поперечником в 7 угловых минут и блеском 10.7m, принадлежащая этому же скоплению видна в телескоп с объективом в 150мм и имеет обозначение UGC4305 или Holmberg II.    Holmberg I (имеющая обозначение UGC5139) находится в том же созвездии Большой Медведицы, но имеет блеск около 12.6 зв. величины и размеры 3.7'x3.0'. Еще одна яркая галактика скопления - спираль NGC2976. Ее вытянутый эллипс 5.9'x2.7'  при блеске 10.1m вполне доступен небольшим телескопам. А вот галактику IC2574 с примерно таким же блеском увидеть очень сложно. Ведь этот блеск размазан по эллипсу 13.2'x5.4'. Но в части сильной вытянутости и размеров нет равной в этой группе NGC4236. При блеске 9.7m она вытянулась на 22 угловые минуты при ширине всего 7 угловых минут. 250-мм телескопу доступная еще одна галактика с блеском около 12.7m - UGC 8201. Остальные галактики этого скопления достаточно слабы и имеют блеск от 14 до 17 зв. величины. Всего же в скоплении обнаружено более 50-ти членов.
   На противоположном полюсе галактики находится другая группа - группа галактик Скульптора. Она отдалена на 11 миллионов световых лет и сконцентрирована вокруг красивой и яркой NGC253. Она имеет блеск около 7 зв. величины и отлично видна в небольшой инструмент. В созвездии Кита видна еще одна крупная (20.0x7.4 угловых минут) и яркая (около 9 зв. величины) спиральная галактика NGC247. Она также принадлежит к группе Скульптора. Еще один яркий член группы - галактика Феникса или NGC55 видна только в южных регионах СНГ, поскольку ее склонение -39. Однако имеет высокую поверхностную яркость (около 8 зв. величины) и сильно вытянута. Протяженность ее большой оси 32 угловые минуты. Это больше - чем диаметр Луны! Наибольшая же толщина не превосходит 5 угловых минут. В Скульпторе, есть еще одна галактика с большим южным склонением -37 - NGC300. Она имеет небольшие размеры и видна, как спираль плашмя. Спиральные рукава можно увидеть даже в небольшой телескоп. Ее блеск 8.5m. А вот находящуюся уже в Ките на границе со Скульптором NGC45 можно наблюдать и в более северных регионах. Это крупная спираль плашмя, но ее блеск лишь 10.5m. Еще один член этого скопления также находится в созвездии Скульптора. Это спираль с хорошо развитыми рукавами и блеском около 9.1m - NGC7793. В ХХ веке было обнаружено еще 8 членов этого скопления, но все они недоступны любительским телескопам.
   Еще одна близкая, хотя и бедная группа галактик находится в Гончих псах. Это группа М51-М63. Обе галактики крупные (11-12 угловых минут), вытянутые в пропорции 2:3 и имеют блеск около 8.5m. Однако многим любителям астрономии М51 хорошо знакома не только потому, что в ней видно спиральные рукава уже в 200 мм апертуру, но и потому, что она имеет взаимодействующую с ней NGC5195. Следующим по яркости в этом скоплении является очень красивая иглоподобная галактика NGC5023. При своей длиннее в 6 угловых минут ее поперечник составляет менее 40 угловых секунд. К сожалению ее блеск 12.7m позволяет наслаждаться ее красотой лишь с телескопом, имеющим объектив не менее 250мм. Еще одна иглоподобная галактика NGC5229 с блеском около 14 зв. величины доступна лишь 400 мм инструментам. Владельцы крупных инструментов могут попытаться отнаблюдать еще три галактики этого скопления с блеском от 14.2m до 14.7m: UGC8313, UGC8331 и UGC8683.
   На этих примерах мы видим, что во Вселенной распространены объединения из нескольких десятков галактик, которые называют группами галактик. Как правило, в таких группах доминирует одна крупная галактика, которая, по-видимому, поглощает свои спутники и становится все крупнее. Как правило, группы галактик объединяются в скопления галактик, состоящие из десятка отдельных групп. В каждом из таких скоплений выделяется несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик. Несколько скоплений объединяются в сверхскопления, содержащие тысячи галактик. Примером такого сверхскопления является сверхскопление в созвездии Девы, в которое входит и местная группа. Любопытно, что на уровне сверхскоплений галактики образуют полосы или плоские стены типа великой стены Слоуна. Вокруг этих стен и нитей находятся масштабные пустоты. Соответственно крупномасштабная структура вселенной напоминает пену или губку.
   Наблюдения показали, что среди 2500 объектов Гершеля намного больше половины составляют галактики. В каталоге NGC их уже многие тысячи. Сколько же всего галактик? На сегодняшний день самым большим каталогом галактик является Слоуновский цифровой обзор неба, в который вошло более миллиона этих далеких звездных миров. Следует напомнить, что на момент написания этого материала было проведено обзор только 25% неба. Всего же, по некоторым оценкам во Вселенной сотни миллиардов галактик. Многие из них не видны в видимом свете, поскольку при их удалении от нас с большой скоростью их спектр полностью уходит в инфракрасную область. По этому очень важным средством исследования галактик стали инфракрасные космические телескопы.
   Изучают галактики и в радиодиапазоне при помощи крупных радиотелескопов. Еще в 1944 году Хендриком Ван де Хулстом было предсказано существование радиоизлучения с длиной волны 21 см, которое принадлежит межзвёздному атомарному водороду. В 1951 году это излучение было обнаружено экспериментально. Главным преимуществом исследований в радиодиапазоне является то, что это излучение не поглощается межзвездной пылью в плоскости галактики. По этому стало возможным исследовать центр нашей галактики и ее строение.  Благодаря таким исследованиям и моделированию удалось установить, что в районе ядра находится заметная перемычка - бар. Если бы мы могли наблюдать нашу галактику со стороны, то мы бы могли увидеть что это гигантская спиральная галактика с линзоподобным строением. Диаметр галактики порядка ста тысяч световых лет при толщине около 3 тысяч световых лет. При этом, расстояние от центра Галактики до Солнца равно 34 000 световых лет.  В центре галактики находится круглое и компактное скопление массивных звезд. Уже в конце ХХ века удалось рассмотреть несколько звезд в самом центре галактики и по их быстрому вращению вокруг галактического центра сделать вывод о наличии очень компактного и массивного объекта с массой в миллионы раз больше солнечной. Физическая природа этого объекта не ясна, однако есть предположение о том, что он может оказаться сверхмассивной черной дырой. Черная дыра - это гипотетический объект, масса которого такова, что укладываясь в очень компактные размеры она не позволяет свету покинуть свою поверхность. Любой объект, приблизившись к черной дыре навсегда уходит за ее горизонт событий.
   Поскольку наша галактика спиральная, сразу же встал вопрос о том, сколько же у нее спиральных рукавов. На сегодняшний день этот вопрос окончательно не решен, но похоже их три.

[tlgleonid]

   В спиральных рукавах движется по сложным орбитам около 200-300 миллиардов звезд, а также пылевые и газовые облака. Общая же масса галактики может достигать триллиона солнечных масс. Проблема с определение достаточно точного значения массы галактики связана с проблемой наличия темного гало. Ведь если вся масса галактик заключена в звёздах,  по зависимости светимости от массы можно оценить плотность вещества в галактике. Чем ближе к краю, тем ниже поверхностная яркость галактики, а значит и средняя плотность звёзд снижается. При этом, согласно законам небесной механики, должна и снижаться скорость вращения звезд. В реальности же скорости вращения периферийных звёзд существенно выше расчетных. Для объяснения этого факта и была предложена гипотеза наличия у галактики обширного гало, которое не излучает света. При этом, наличие массивного тёмного гало обнаружено как в нашей галактике, так и в других галактиках, причем всех типов.
   Благодаря исследованиям, проведенным при помощи телескопа Хаббла, стало понятно, что темное гало не может состоять только из слабых и малых звезд и должно состоять из некой темной материи, состоящей из неизвестной формы вещества. Довольно скоро выяснилось, что для полноты картины необходимо ввести и понятие темное энергии, которая составляет большую часть вещества во Вселенной.
   Наша галактика действительно очень массивна, однако она не является самой массивной из известных. Например, галактики М87 и М77 имеют массу, как минимум,  несколько триллионов звезд. Самые легкие галактики имеют массу в миллионы раз меньшую. На самом деле, массы галактик известны довольно приблизительно, поскольку даже их размеры сложно оценить. В настоящее время принято считать, что галактика оканчивается там, где видимая поверхностная яркость оказывается слабее 25 зв. величины с квадратной секунды. Исходя из этого критерия размеры туманности Андромеды оцениваются в 300 тысяч световых лет, а карликовые галактики местной группы в созвездиях Льва или скульптора имеют поперечник лишь в три тысячи световых лет. При этом в таких галактиках число звезд составляет лишь несколько десятков миллионов.
   Однако далеко не все галактики имеют простую форму. Часто эта форма искажена, а сами галактики взаимодействуя с соседями объединяются перемычками. Одну из таких перемычек можно увидеть уже в 150-ти мм телескоп у галактики М51 из созвездия Гончих Псов. В этой галактике один из спиральных рукавов сильно вытянут и заканчивается ярким сгустком - другой галактикой. Позже Воронцов-Вельяминов со своей группой нашел множество подобных пар галактик с общим звездным мостиком. При этом встречаются очень причудливые и необычные формы с различного вида выступами, утолщениями, хвостами или даже тонкими антеннами. Галактики с такими хитрыми формами принято обозначать, как пекулярные, что в переводе означает «особенные». Помните, мы уже упоминали пекулярность при описании классификации?
   Необычна и довольно яркая галактика в созвездии Большой Медведицы - М82. Эта галактика - самая яркая на небе для инфракрасного телескопа. Но даже в сравнительно небольшой телескоп видно, что структура у М82 довольно клочковата. Уже в 200-мм телескоп видна полоса темной материи, делящая галактику пополам. Неправильность галактики хорошо заметна по сравнению со своей соседкой - М81. Такая особенность у этой звездной системы неслучайна. Полтора миллиона лет назад в ее центре произошел мощнейший взрыв, в результате которого из ядра вещество разлетается со скоростью в 1500 километров за секунду.

[tlgleonid]

Обнаружено несколько сотен объектов со следами мощного взрыва. Такие галактики называют Сейфертовскими по имени ученого их открывшего и исследовавшего.
   Существуют галактики, активные процессы в ядрах которых наблюдаются и в настоящее время. В этом случае говорят об активных ядрах галактик. Типичными признаками таких объектов является наличие широкого спектра излучения (в плоть от рентгеновского до радиоизлучения), переменность яркости от минут в рентгеновском диапазоне до десятка лет в оптическом и радиодиапазоне, а также различные особенности в виде выбросов горячего газа. Например, ядро галактики М77 проявляет себя очень активно в радиодиапазоне, по этому такие объекты называют активными радиогалактиками. Некоторые же галактики с активными ядрами вообще принимали изначально за звезды.
   В созвездии Ящерицы в 1929 году исследователь переменных звезд К. Хофмейстер обнаружил объект, который он принял за переменную звезду. Эта «звезда» получила обозначение BL Lac, поскольку демонстрировала довольно большую амплитуду изменения блеска. Так в максимуме ее блеск увеличивался до 12.4m, а в минимуме блеска он снижался до 17.2m. При этом кривая блеска менялась совершенно неправильным и непредсказуемым образом. Позже были открыты более слабые переменные «звезды» с таким же странным поведением и периодом изменения блеска от недель до месяцев: X Com, АР Lib. После этого был даже выделен отдельный класс переменных звезд типа лацертид. За 50 лет таких объектов накопилось около полусотни. С применением крупных телескопов удалось выяснить, что вокруг них имеются небольшие туманные оболочки, а сами они обладают существенным излучением в радиодиапазоне. Спектр самих лацертид непрерывен и не имеет линий поглощения, по этому долго не удавалось определить расстояние до них. Лишь когда удалось получить спектр слабых оболочек и найти в них смещенные линии поглощения, стало ясно, что это очень удаленные объекты. Так, до BL Lac оказалась удалена от нас на расстояние в 280 мегапарсек (почти миллиард световых лет). А сами объекты являются, по-видимому, активными ядрами эллиптических галактик.  Помимо прочего, выяснилось, что излучения лацертид сильно поляризовано. Оно достигает 30-40%, что вполне можно заметить глазом с помощью поляризационного фильтра. Основной гипотезой, объясняющей высокую активность таких ядер, является гипотеза аккреции вещества на черную дыру в центре галактики. Согласно расчетам, если масса черной дыры вырастает до 500 миллионов масс Солнца, то звезды, падая в черную дыру уже не разрушаются, а весь газ уже был высосан ранее. С этим и связана непрерывность спектра.
   Мощность излучения лацертид впечатляет, но и она оказалась не самой большой во Вселенной. В 1960 году было обнаружено, что достаточно активный радиоисточник 3С48 примерно совпадает со звездой. Самое удивительное, что спектр звезды имел линии поглощения, которые не совпадали ни с одним известным элементом. В 1962 году был найден еще один подобный объект в созвездии Девы 3С273. По началу был слишком велик соблазн приписать эти линии неизвестным элементам или известному веществу в необычном состоянии, но через год Мартен Шмидт из Калифорнийской обсерватории Маунт Паломар выяснил, что обнаруженные линии принадлежат линиям излучения водорода, но они сильно смещены, поскольку звезда удаляется от нас со скоростью 48 тысяч километров в секунду. А это уже 16% от скорости света. Исходя из закона Хабла стало понятно, что это не звезда, а очень яркий объект, находящийся на расстоянии порядка 3 миллиардов световых лет. Какой же огромной мощностью излучения обладает этот источник, что его блеск при этом достигает 12.5m. То есть, уже в телескоп с объективом 150 мм этот объект вполне доступен для наблюдений. Поскольку эти объекты были неотличимы от звезд, то их назвали квазизвездными радиоисточниками или, сокращенно, квазарами.
   Исследования квазаров показали, что их блеск довольно быстро меняется, причем характерный период изменений от максимума до максимума заметно меньше одного года, то есть размеры квазаров достаточно малы и не превышают несколько световых месяцев. Выяснилось, что лишь 10% квазаров активны в радиодиапазоне. На сегодня еще нет полностью доказанной гипотезы о природе квазаров, но поскольку вокруг некоторых из них обнаружены слабые и далекие звездные облака, принято считать, что это очень активные ядра молодых галактик.
   Понятно, что исследование галактик, особенно удаленных, проводится на крупнейших наземных и космических телескопах. А что же доступно любителю. Невооруженным глазом для наблюдений доступна только туманность Андромеды и Магеллановы облака в южном полушарии. Но уже в 60-80мм телескопы можно наблюдать несколько десятков галактик, но к сожалению, только в виде неясных туманных пятен. Поверхностная яркость галактик невелика и по этому для их наблюдения требуется темное, незасвеченное небо вдали от городских огней. Любопытно, что поверхностная яркость галактик для каждого определенного типа галактик постоянна и не зависит от расстояния до нее. Более далекие галактики имеют лишь меньшие размеры.
   Если использовать телескоп с объективом в 150-200мм, можно рассмотреть спирали в галактике М33, М31, а также в М51. Общее же число доступных галактик быстро растет. Для такого объектива уже вполне доступно порядка 300-400 галактик. Инструмент с объективом в 250 мм уже может позволить наблюдать около 1000 таких объектов, в том числе и достаточно интересные группы галактик, например квинтет Стефана из пяти галактик в созвездии Пегаса. 400 мм инструмент уже позволяет увидеть до десятка тысяч далеких звездных миров. При этом многие галактики показывают немалое число подробностей. Слабые же галактики из каталога NGC или UGC видны примерно так же, как объекты Месье в 60-80 мм апертуру.
   Доступны любителям и некоторые квазары, например тот же 3С273 в Деве, а также самые яркие лацертиды. Но по настоящему интересны вспышки сверхновых звезд, которые могут иметь яркость выше, чем у галактики. Каждый год наблюдается до десятка вспышек, доступных 250 мм телескопу. Однако методика поиска и наблюдения таких объектов требует отдельного разговора.

[SP]

Статья большая, соответственно неточностей много, придётся в несколько приёмов.

настоящим первооткрывателем двух туманных облаков южного неба считается мореплаватель Магеланн,

Нет никаких свидетельств, что Облака открыл Магеллан. Обнаружили их моряки на одном из судов Магеллана. Антонио Пигафетта упомянул об этом в своём дневнике, а когда Магеллан погиб, он назвал Облака в его честь. Т.о. Магеллан ни в коем разе не является "настоящим первооткрывателем". Кстати, Лёня, обрати внимание, как пишется его фамилия.

Эмондом Галеем

Эдмонтом Галлеем.

Ли гентил

Лежантиль.

[logrus]

Нет никаких свидетельств, что Облака открыл Магеллан.

Английская википедия утверждает, что первое письменное упоминание об "облаках" встречается у персидского астронома Ас-Суфи, а следующее - у Америго Веспуччи. Моряки же Магеллана (точнее, упомянутый Антонио Пигафетта) просто донесли информацию об этих "облаках" до европейской цивилизации.
http://en.wikipedia.org/wiki/Large_Magellanic_Cloud#History
http://en.wikipedia.org/wiki/Small_Magellanic_Cloud#Observation_history

[Mott]

Ага,

Лежантиль уж точно не кореец Ли Гентил  
(и вааще, что это все на Леню набросились  )

[Андрей-Чечако]

прекрасная статья и хороший стиль!

[logrus]

Вот ещё чуток коррекций.

Млечный путь принято писать с заглавной буквы.

13 октября 1773 года, Шарль месье

Месье

Едвард Пиггот

Эдвард Пиггот

Йоганн Кехлер

Иоганн Кёлер

еще одно неизветсное ранее

неизвестное

звездными скоплениями помог Лорд Росс

звездными скоплениями, помог Лорд Росс

Следуюее, значительное открытие

Следующее и без запятой.

Она то раздувается и остывае

Она то раздувается и остывает



Надеюсь, это не будет воспринято как "набросились"?

[tlgleonid]

Огромное спасибо. Подожду еще новых уточнений Сергея Плаксы и постараюсь все скопом исправить.

[Серега]

придираетесь по мелочам))) я прочёл все чехом и глаз особо не цеплялся за неточности. главное что смысловых неточностей практически нет. одни только грамматические

[Серега]

Леонид, спасибо - почитал с удовольствием. стиль хороший

[logrus]

Ну и ещё парочка замечаний...

Например «cl pec» - компактный карлик с непонятной пекулярностью.

Вроде в этом индексе отсутствует ссылка на непонятность? Получается просто компактный пекулярный карлик.

скорость убегания равняется V=60*R

Т.е. постоянная Хаббла - 60. Мне кажется, на сегодняшний день это устаревшие данные. Для 2009 года вот актуальная информация: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/08/full/

туманности Андромеды

Туманности Андромеды

Говоря о местной группе

Говоря о Местной Группе


2 stepan
Где ты видишь придирки? Укажи хотя бы одну.

[SP]

Ну, Лёня, я ж писал, не всё сразу. Кстати, орфографию лучше всего проверить в Ворде, перечень logrus-а охватывает примерно половину всех ошибок.

Аль Суфи

ас-Суфи

Николас Лассаль

Никола (-я) Лакайль.

в августе 1773 года Мешен увидал возле туманности Андромеды небольльшую галактику М110.

По моим данным, галактика добавлена в каталог в 1966 г. согласно зарисовки М31, выполненной Мессье.

А Пьер Мешен обнаружил в Деве М85, М98, М99, М100, М94 и М106 в гончих псах,

Здесь непонятно где кончается Дева и начинаются Гончие Псы.
Вопрос Леонида в одном из писем: "Почему ты перестал редактировать мои статьи"? Ответ: "Народ считает, что я к тебе придираюсь".

[yaroslav_s]

Говоря о местной группе можно упомянуть еще о галактиках, которые могут относиться к местной группе, хотя и находятся за пределами условной сферы радиусом в 1.7 световых лет. Это в первую очередь сравнительно яркая NGC404. Она легко доступна даже 100мм рефрактору, но ее наблюдениям мешает яркий свет соседей звезды. Есть и другие близкие карликовые галактики - кандидаты на членство в местной группе, но они слишком слабы и находятся глубоко в южном полушарии неба.
Уже в довольно скромный телескоп, но при хорошей прозрачной атмосфере в созвездии Жирафа можно увидеть крупную, около 20 угловых минут в поперечнике, галактику 9 зв. величины - IC342. Она находится от нас на расстоянии около 10 световых лет

Говорячи про віддаль мова мабуть іде про мільйони світлових років? - Льоня, уточни, будь-ласка.

[SP]

Трюмпер

Трюмплер

Следующей галактикой, в которой удалось увидеть отдельные звезды, стала туманность Андомеды.

В тексте как-то непонятно, следующей после какой.
Хронологически (если память не подводит) первые звёзды обнаружили в БМО потом М33, NGC 6822,  и лишь затем  М31.

Самые вытянутые галактики, которые могут быть имеют обозначение «E7».

Уточнение. Я бы указал, что е=(10 (a-b))/a
Эллиптические галактики с соотношением
a/b > 3,33/1 в природе почему-то не встречаются.

Встречается также обозначение «cD» - от сокращения слов «core dominant» - доминирование ядра. Это значит наличие у эллиптической галактики компактного и плотного ядра и очень слабого и рыхлого гало

Системы cD всегда являются центральными системами скоплений галактик. Возможно правильная интерпретация названия- центральное ядро (cистемы) или что-то вроде этого.

Типичными примерами ..... «E7» - NGC3384,

Неудачный пример. Её "переиначили" в S0 + есть непонятки с номером = 3371.

[Mott]

"Изучают галактики и в радиодиапазоне при помощи крупных радиотелескопов. Еще в 1994 году Хендриком Ван де Хулстом было предсказано существование радиоизлучения с длиной волны 21 см,........ В 1951 году это излучение было обнаружено экспериментально."

Дело было в 1944 году (предположение о возможности наблюдения спектральных  линий атомарного водорода)

[tlgleonid]

SP, logrus,  yaroslav_s,  Mott: Спасибо. Вы очень помогли сделать статью лучше. Пока не все сказанное Вами я исправил, поскольку есть некоторые ньюансы. Остановлюсь на них:

"Хронологически (если память не подводит) первые звёзды обнаружили в БМО потом М33, NGC 6822,  и лишь затем  М31."
Пока не нашел информации о такой хронологии. Можно ссылочку?

"Уточнение. Я бы указал, что е=(10 (a-b))/a" - замечание верное, но в текст не внес.

"Системы cD всегда являются центральными системами скоплений галактик. " - Это морфологическая классификация и она не указывает места галактики в скоплении. Как правило, это крупные эллиптические галактики с очень большим гало и они обычно в центре скоплений, но далеко не всегда.
http://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/C/CD+Galaxies

"Неудачный пример. Её "переиначили" в S0 + есть непонятки с номером = 3371." Возможно, действительно не совсем удачный ибо ее обозначают сейчас, как E7-S0, поскольку выявлены зачатки спиралей. С номером проблем нет. В каталоге NGC есть десятки галактик с дублированной нумерацией. Когда все объекты Дреер сводил в один каталог, один и тот же объект мог попасть дважды и даже трижды.

"По моим данным, галактика добавлена в каталог в 1966 г. согласно зарисовки М31, выполненной Мессье." - Действительно, М110 обнаружил Месье, а Мешен, это я исправил. Однако, М110 Месье обнаружил в 1773 году. Просто позже выяснилось, что ее в 1966 году обнаружил Глин Джонс, а в 1783 - Каролина Гершель. Все открытия были независимыми.  http://seds.org/Messier/m/m110.html

"Вроде в этом индексе отсутствует ссылка на непонятность? " - Если пекулярный, значит непонятный. В общем, оставил как есть.

Так же оставил без изменений историю обнаружения Магеллановых облаков, ибо нет абсолютно достоверной информации.