Наша галактика вместе с магеллановыми облаками образует что
МАГЕЛЛАНОВЫ ОБЛАКА — НАШИ ГАЛАКТИКИ-СПУТНИКИ
Южный полюс не такой звездный, как Северный. Здесь видны скопления большого числа небольших звезд, напоминающие тучи пыли. Между ними расстояние небольшое, и они несколько тусклые.
(Антонио Пигафетта «Путешествие Магеллана».)
Так описывал в 1519 году в своем дневнике итальянский мореплаватель, спутник и летописец великого Фернана Магеллана, тогда ещё Капские облака.
Полинезийцы использовали их как навигационные маркеры, а персидский астроном Ас-Суфи в 1-м тысячелетии до н.э. называл Большое облако «овца» и отмечал, что его нельзя увидеть на территории северной Аравии или Багдада.
Магеллановы Облака делают один оборот вокруг нашей галактики за один или два миллиарда лет (по некоторым данным за четыре).
От 200 до 500 млн. лет назад Малое Магелланово Облако возможно врезалось в Большое (но это не точно). Сейчас однако, они находятся на расстоянии на 75 тыс. св. лет. друг от друга. Облака все ещё связаны между собой гравитацией и погружены в общую водородную оболочку, называемую Магеллановой Системой, образованной то ли выбросом газа из них при столкновении, то ли просто гравитационным взаимодействием между обоими Облаками.
Длинной газовой лентой, образующей Магелланов Поток, наши спутники связаны и с Млечным Путем. Поток образовался 2 млрд. лет назад, возможно когда Магеллановы Облака, проходя сквозь гало Млечного Пути, «потеряли» часть своего газа, который продолжает оттягиваться притяжением нашей Галактики и сейчас. Массу газа в Потоке оценивают в 100 млн. солнечных.
Но несмотря на такие потери, Большое и Малое Магеллановы Облака еще имеют достаточный запас межзвездного газа и пыли, чтобы рождать новые звезды еще много миллиардов лет.
Она включает в себя 30 млрд. звезд (1/20 от их числа в нашей Галактике). Часть из них движется в обратном направлении, под большим углом к плоскости самой галактики и отличается своим составом. Это объекты, украденные притяжением Большого Облака у его соседа, Малого.
Внутри БМО астрономы обнаружили по меньшей мере 10 звезд, которые по светимости превосходят любой из сверхгигантов нашей Галактики!
Скопление R136
В самом центре туманности Тарантул находится чрезвычайно плотное звездное скопление R136.
Поначалу предполагалось, что там находится огромная звезда с массой в 2000 раз больше массы Солнца. Теория строения звезд не допускает существования таких массивных светил.
Впоследствии, орбитальный телескоп Хаббл показал, что в центре R136 находится не одна звезда, а беспрецедентное количество звёзд класса О (голубые горячие и массивные звезды) с массой, превышающей 50 солнечных. Там обитают самые большие, самые горячие, самые массивные из известных нам звезд.
Кроме того, в скоплении обнаружено несколько звёзд класса Вольфа-Райе. Всего в скоплении насчитывается более 100 000 звезд.
Благодаря своей гигантской светимости, R136a1 создает десятую часть ионных потоков всей туманности Тарантул и составляет половину всего излучения своего звездного скопления R136. Для воздействия подобной силы нужно соединить энергию 70 обычных голубых звезд.
Ещё одна уникальная звезда Большого Магелланова Облака стала родоначальницей отдельного класса светил.
S Золотой Рыбы – яркий переменный голубой гипергигант, имеющий радиус 390 солнечных! и светимость, превосходящую солнечную в 500 тыс. раз.
Эта одна из самых ярких звёзд, известных науке. Если бы звезда S Золотой Рыбы находилась от нас на таком же расстоянии, как самая близкая к нам звезда альфа Центавра, то она светила бы как пять полных Лун.
S Золотой Рыбы является самой яркой в скоплении NGC 1910. (на фото), которое уступает по массивности лишь туманности «Тарантул».
Закутана в тор из газа и пыли невзрачная красная звездочка «полегче» — WOH G64, которая «всего» в 20 раз тяжелее Солнца.
Через несколько миллионов лет некоторые из массивных ярких звезд взорвутся как сверхновые и раскидают по сторонам содержимое туманности N55. По сути, внутри Сверхпузыря начнет раздуваться новый пузырь, и этот цикл звездных смертей и рождений будет продолжаться внутри близкого соседа Млечного пути опять и опять.
Рассеянное скопление NGC 290 в поперечнике занимает 65 световых лет.
На фотографиях телескопа Хаббл оно выглядит настолько красиво и впечатляюще, что получило прозвище «шкатулка со звёздными драгоценностями». Содержит в себе сотни звезд, среди которых опять-таки преобладают голубые.
NGC 602 — молодое (5 млн. лет) скопление массивных звезд в эмиссионной туманности. Над снимком «поработали» три телескопа, поэтому мы можем видеть это скопление в видимом (Хаббл), инфракрасном (Спитцер) и рентгеновском (Чандра) спектрах.
Изображение охватывает около 200 световых лет, и на его фоне также видны далекие галактики, удаленные от NGC 602 на сотни миллионов лет.
Фрагмент туманности NGC 346, где опять-таки формируются молодые звезды.
Вся туманность имеет диаметр примерно в 200 св. лет, но на представленном участке находятся самые большие «ценности» для ученых – основная популяция не родившихся пока звезд, или протозвезд, которые все еще формируются внутри газопылевых облаков. Эти «малыши» еще не зажгли в своих недрах водородное топливо для поддержания ядерного синтеза. Большинство из этих протозвезд пока только достигли половины массы нашего Солнца.
Это лишь немногие красоты наших крайне неспокойных спутников.
В далеком будущем, по одной из моделей через 4 млрд. лет, Млечный Путь «поглотит» Большое и Малое Магеллановы Облака, а через 5 млрд. лет сам будет поглощён Туманностью Андромеды.
Магелланов поток порождает звёзды в Млечном пути
Молодые звёзды на краю нашей Галактики, скорее всего, образованы из вещества, которое сопутствует Магеллановым облакам – двум карликовым галактикам, спутникам Млечного пути
Окраина Галактики – место расположения самых старых её звёзд. Но неожиданно в этом обществе звёздных пенсионеров на расстоянии 28,7 килопарсек от нас астрономы обнаружили небольшое скопление молодых звёзд возрастом около 117 миллионов лет, которые к тому же отличаются по химическому составу от своих соседей. У них существенно меньше металличность (содержание элементов тяжелее водорода и гелия). Это говорит об их внегалактическом происхождении. Но как же они оказались в нашей Галактике?
У Млечного пути имеются карликовые галактики-спутники – Большое и Малое Магеллановы облака, расположенные на расстоянии около 160 тысяч световых лет. Они «плавают» в гигантской полосе облаков нейтрального водорода, протянувшейся к южному полюсу нашей Галактики и получившей название «Магелланов поток». Происхождение потока пока неясно. Это либо вещество, оставшееся после образования Магеллановых облаков, либо выброшенное из них при взаимодействии с Млечным путём. Расположен Магелланов поток на орбите, по которой Магеллановы облака обращаются вокруг нашей Галактики. Через 4 миллиарда лет Магеллановы облака столкнутся с Млечным путём и будут поглощены им.
Открытое скопление расположено вблизи Магелланова потока, металличность которого так же низка по сравнению с газом и звёздами на окраине Млечного пути. Поэтому исследователи предположили, что газ из Магелланова потока, прошёл через диск Млечного пути (их относительная скорость порядка сотен километров в секунду). Возникшие при этом силы сопротивления вместе с гравитационными приливными силами сжали газ, приведя к образованию звезд. Со временем новорождённые звезды присоединились к Млечному Пути.
Первооткрыватель скопления, имя которого оно носит, Адриан Прайс-Уилан (Price-Whelan) и его коллеги представили результаты своей работы 8 января на собрании Американского астрономического общества в Гонолулу. Они так же опубликованы в двух статьях в журнале The Astrophysical Journal [1] [2].
Стоит отметить, что обнаружение скопления, то есть группы связанных в единое целое звёзд, на фоне множества других звёзд представляет собой сложную задачу, решение которой потребовало трудоёмких вычислений. Для работы использовались данные космической обсерватории Gaia, которая измерила расстояния и движения 1,7 миллиардов звезд.
Открытые звёзды позволили более точно измерить расстояние до Магелланова потока. До этого момента астрономы не знали достоверно, как далек Магелланов поток от пересечения Млечного пути. Дело в том, что определение расстояний до облаков газа сложно и неточно, в отличие от звёзд, измерение расстояний до которых – отработанная процедура. Используя полученные данные, исследователи установили, что край Магелланова потока находится на расстоянии 90 000 световых лет от Млечного пути. Это примерно вдвое меньше предыдущих оценок. А ведь если Магелланов поток ближе, то он будет поглощён нашей Галактикой раньше, чем предсказывает текущая модель. Со временем этот газ превратится в новые звезды на диске Млечного Пути.
Измеренные положения и движения звезд скопления позволят астрономам понять детали эволюции Млечного Пути и Магеллановых облаков, в частности, ответить на вопрос, сталкивались ли Магеллановы Облака с нашей Галактикой в прошлом.
Прежде всего, Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако примечательны тем, что эти галактики можно видеть невооруженным глазом. Кроме них такой особенностью может похвастаться лишь Туманность Андромеды.
Магеллановы облака — это карликовые галактики, спутники нашего Млечного Пути. Они были известны жителям южного полушария с глубокой древности. Первоначально их называли «Капскими облаками», а современное название появилось в 1519—1522 гг., во время путешествия Фернандо Магеллана, обогнувшего земной шар. Антонио Пигафетта, спутник великого мореплавателя, не только предложил название, чтобы увековечить его память, а и оставил в своих заметках интересное описание наблюдений этих галактик.
Посмотрев на Магеллановы Облака невооруженным глазом, можно убедиться, что они полностью соответствуют своему названию — ведь и правда они похожи на два размытых, но довольно ярких облачка на ночном небе. Поскольку в южном полушарии нет альтернативы Полярной звезде, средневековые моряки ориентировались по облакам, которые, находясь в 20 градусах от южного полюса небесной сферы, образуют с ним треугольник.
Магеллановы Облака по классификации принадлежат к неправильным галактикам — Irr, так как у них нет четкой спиральной либо эллиптической структуры. Однако астрономы недавно обнаружили в облаках признаки спиральной галактики с «баром» (перемычкой) и теперь их принято обозначать индексом SBm. Облака связаны между собой гравитацией, хоть и отстоят друг от друга на 20 кпс (килопарсек), что по космическим меркам довольно мало. Кроме того, они погружены в общую водородную оболочку. Кстати, доля водорода в БМО и ММО на 4−5% больше, чем в нашей галактике.
Несмотря на то, что Магеллановы Облака входят в группу галактик, к которой относятся Млечный Путь, Туманность Андромеды (М31), Галактика Треугольника (М33) и более пяти десятков других галактик, они имеют ряд уникальных особенностей. Прежде всего, это молодой возраст звезд и рассеянных звездных скоплений.
Теперь рассмотрим каждую галактику в отдельности. Начнем, пожалуй, с Большого Магелланового Облака. БМО находится в созвездиях Золотой Рыбы и Столовой Горы, расстояние до него — около 163 тысячи световых лет. Среди звездного населения этой галактики наиболее часто встречаются звезды I типа — с высоким содержанием металлов. Тут имеется настоящее изобилие голубых сверхигантов — массивных, очень ярких и горячих звезд. Астрономы уже насчитали около 5000 тысяч таких сверхгигантов, а общее количество звезд превышает 30 миллиардов, что конечно, намного меньше, нежели в Млечном Пути.
В 1987 году в БМО вспыхнула сверхновая звезда. В мае того же года ее можно было видеть невооруженным глазом. Это событие стало важным для науки, так как по мере его изучения появились новые данные, которые потребовали внесение корректировок в существующую теорию звездной эволюции.
Самый красивый объект в галактике — это, конечно же, эмиссионная туманность «Тарантул». Она довольно обширная, в ней активно происходят процессы звездообразования. Внутри туманности находится R136a1 — самая массивная звезда из ныне известных во Вселенной звезд, масса которой примерно в десять миллионов раз превышает массу нашего Солнца. Такие колоссальные размеры неспособно представить себе даже человеческое воображение.
В окружении газа и пыли сверкает в БМО и звезда «поменьше» — WOH G64, которая «всего» в 60 раз тяжелее Солнца. А вот S Золотой Рыбы — самая яркая звезда галактики, хоть не такая массивная, как предыдущие два гиганта, зато по светимости превосходит аж в 500 тысяч раз нашу родную звезду. БМО неустанно рождает новые звезды, и самыми «продуктивными» регионами в этом плане являются туманности NGC 2014 и NGC 2020. Но как оказалось, БМО еще и «ворует» звезды у своего меньшего соседа — ММО, за счет более сильной гравитации.
Малое Магелланово Облако расположено в созвездии Тукана. Оно не так богато звездами I типа, но интересных объектов тут не меньше. Рассеянное скопление NGC 290 в поперечнике занимает 65 световых лет. На фотографиях телескопа «Хаббл» оно выглядит настолько красиво и впечатляюще, что получило прозвище «шкатулка со звёздными драгоценностями». А на окраине галактики находится NGC 602 — молодое скопление с массивными звездами, и по виду оно ничуть не уступает «шкатулке»!
К сожалению, на северных широтах Магеллановы Облака никогда не наблюдаются, и, чтобы увидеть их воочию, придется ехать в ЮАР или другую страну южного полушария. Кстати, недавно астрономы провели исследования, которые показали, что скорость этих галактик в два раза выше, чем думали раньше, и они удаляются от нас. Это значит, что со временем они могут покинуть окрестности Млечного Пути, навсегда исчезнув с небосвода… Поживем — увидим!
МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК – это совокупность нескольких десятков ближайших галактик, окружающих нашу звездную систему – галактику Млечный Путь. Члены Местной группы движутся друг относительно друга, но при этом связаны взаимным тяготением и поэтому длительное время занимают ограниченное пространство размером около 6 млн. световых лет и существуют отдельно от других подобных групп галактик. Считается, что все члены Местной группы имеют общее происхождение и эволюционируют совместно уже около 13 млрд. лет.
Галактики Местной группы представляют особый интерес для астрономии, поскольку многие из них, во-первых, могут быть детально изучены, а во-вторых, заметно влияют на нашу Галактику и сами испытывают ее влияние. Местная группа, как и другие соседние с ней группы галактик и более населенные скопления галактик, входит в грандиозное объединение – Местное сверхскопление галактик. Это уплощенная система диаметром около 100 млн. и толщиной около 35 млн. св. лет. Ее центром служит крупное скопление галактик в Деве, удаленное от нас на 50 млн. св. лет.
Американский астроном Эдвин Хаббл первый обратил внимание, что наша Галактика вместе с несколькими соседними звездными системами образует довольно обособленную группу, которую он назвал Местной группой галактик. В своей книге Мир туманностей (1936) Хаббл писал, что это «типичная небольшая группа туманностей, изолированная в общем поле от остальных звездных систем». Это подтвердили b современные исследования: в Местную группу входит около 35 галактик различного морфологического типа. Доминируют в ней две спиральные системы – Туманность Андромеды (= M31 = NGC 224) и Млечный Путь, расстояние между которыми около 2,5 млн. св. лет. Галактика в Андромеде немного крупнее и приблизительно в полтора раза массивнее нашей Галактики.
Среди прочих членов Местной группы своей массой и светимостью выделяются два – небольшая спираль в Треугольнике (М 33) и неправильная галактика Большое Магелланово Облако (БМО). За ними в порядке уменьшения светимости следуют неправильные галактики Малое Магелланово Облако (ММО), IC 10, NGC 6822, IC 1613 и WLM, а также два сфероидальных спутника Туманности Андромеды – М 32 и NGC 205. Остальные галактики заметно мельче. Половина массы Местной группы заключена в сфере радиусом около 1 млн. св. лет, а граница группы удалена от ее центра примерно на 3 млн. св. лет. Вблизи этой границы расположены три маленьких системы – Aquarius, Tucana и Sag DIG, принадлежность которых к Местной группе пока остается под вопросом. Отметим, что не только эти, но и многие другие галактики Местной группы носят имена тех созвездий, в которых они наблюдаются, например, Fornax, Draco, Sculptor, Leo I, Leo II и т. д. Большинство из них имеет и другие обозначения по различным каталогам галактик, но обычно астрономы называют их именно так – галактика в Печи (Fornax), система в Драконе (Draco), и т.д.
В пределах Местного скопления маленькие галактики распределены не вполне хаотично: многие из них тяготеют к большим галактикам – к Млечному Пути и к Туманности Андромеды. Эти две часто называют «родительскими», хотя генетическая связь между большими и маленькими галактиками еще не до конца ясна. Не исключено, что именно маленькие звездные системы служат предками для более крупных. Но в данном случае крупную звездную систему называют «родительской галактикой», исходя из бытовой ассоциации: она как детьми окружена более мелкими галактиками-спутниками.
Например, нашу Галактику сопровождают довольно крупные Магеллановы Облака и несколько малых систем – Fornax, Draco, Sculptor, Sextans, Carina и др. В свиту Туманности Андромеды входят весьма крупные Мессье 32 и NGC 205, а также небольшие NGC 147, NGC 185, And I, And II, And III и др. Это не является особенностью Местной группы: в мире галактик небольшие спутники часто сопровождают крупного «руководителя». Такие коллективы размером около 1 млн. св. лет принято называть гипергалактиками. Поэтому можно сказать, что основными компонентами Местной группы служат две гипергалактики – Млечный Путь и Туманность Андромеды.
Третья по размеру и массе галактика Местной группы – спираль М 33 в созвездии Треугольника. По-видимому, она не имеет спутников, хотя некоторые небольшие галактики расположены в проекции на небо ближе к М 33, чем к М 31. Однако Туманность Андромеды (М 31) гораздо массивнее, чем Спираль Треугольника (М 33), поэтому даже далекие спутники М 31 следуют за ней, а не за ее менее массивной соседкой. Население Местной группы не очень разнообразно: в нем представлены спиральные, неправильные и карликовые галактики, что типично для таких небольших и не очень плотных коллективов. В Местной группе отсутствуют крупные эллиптические галактики, которые можно найти в более богатых скоплениях. Единственная настоящая эллиптическая галактика – М 32, близкий спутник Туманности Андромеды. Остальные сфероидальные (тип Sph) и карликовые сфероидальные (dSph) галактики не являются настоящими эллиптическими системами, поскольку они не очень плотны, слабо концентрированы к центру, содержат межзвездный газ и молодые звезды.
Ближайшие соседи Местной группы – такие же небольшие скопления галактик. Одно из них, наблюдаемое в направлении созвездий Насос и Секстант, удалено от центра Местной группы на 5,5 млн. св. лет. Группа небольших галактик в Скульпторе удалена на 8 млн. св. лет, а другая известная группа, включающая крупную спираль М 81 и взаимодействующую с ней галактику с интенсивным звездообразованием М 82, удалена на 11 млн. св. лет. Членов группы Насоса-Секстанта по причине их близости к нам одно время причисляли к Местной группе галактик. Но изучив движение ее главных членов – небольших галактик NGC 3109, Насос, Секстант А и Секстант В, специалисты заключили, что это самостоятельная группа, медленно удаляющаяся от Местной группы.
Подгруппа Млечного Пути.
Находясь в недрах своей Галактики, в окружении облаков межзвездного газа и пыли, мы пока не можем точно представить внешний вид своей звездной системы, и даже обнаружить всех ее соседей, особенно тех, которые скрыты за полосой Млечного Пути. Некоторые из спутников Галактики были найдены лишь недавно с помощью инфракрасных телескопов, поскольку длинноволновое излучение звезд легче проходит сквозь межзвездную пыль.
Изучению нашей Галактики очень помогает ее сравнение с близкой и подобной ей спиралью в Андромеде. Правда, у нашей Галактики диск не такой симметричный, как у Туманности Андромеды: спиральные рукава Млечного Пути более «ветвистые и лохматые», и выходят они не из центра галактики, как у Андромеды, а от концов небольшого бара, пересекающего ядро Галактики. К тому же, у нашей звездной системы менее массивное гало и, соответственно, меньше шаровых скоплений. В Галактике пока обнаружено 150 шаровых скоплений; всего же их не более 200, а в Туманности Андромеды не менее 400 шаровых скоплений. Зато в диске нашей Галактики происходит более интенсивный процесс звездообразования: молодые светила формируются в несколько раз чаще, чем в Туманности Андромеды.
Некоторые спутники Галактики находятся в пределах ее гало: диск Галактики имеет радиус около 40 тыс. св. лет, но сферическое гало тянется значительно дальше – до расстояния около 400 тыс. св. лет. Именно в этом объеме распределены шаровые скопления – типичные представители населения гало. А самые заметные жители гало – массивные Магеллановы Облака. Вероятно, в прошлом они были дальше от центра Галактики и составляли связанную пару. Но постепенно Магеллановы Облака приближаются в центру Галактики, теряют связь друг с другом и вещество из своих внешних областей: вдоль орбиты за ними тянется «хвост» из потерянных звезд и газа – Магелланов Поток.
Магеллановы Облака очень богаты газом и молодыми звездами: хотя их суммарная масса раз в 10 меньше, чем у нашей Галактики, межзвездного вещества в них почти столько же. Очень крупные области звездообразования наблюдаются в БМО, причем изучать их там даже легче, чем в запыленном Млечном Пути. В БМО обнаружено множество молодых звездных скоплений с массивными звездами, а также многочисленные следы взрывов сверхновых звезд. Единственная сверхновая, наблюдавшаяся в 20 в. в пределах Местной группы, вспыхнула именно в БМО в 1987.
По неясной пока причине в БМО около 4 млрд. лет назад произошла вспышка звездообразования. Память о ней сохранилась в виде большого количества звездных скоплений именно такого возраста. Не исключено, что причиной этого послужило сближение Облаков друг с другом или с Галактикой. Изучая более далекие двойные галактики, астрономы установили, что их взаимные сближения часто повышают в них интенсивность звездообразования.
Судьба Магеллановых Облаков представляется вполне ясно: совершив еще несколько оборотов вокруг Галактики и приблизившись к ее центру, они будут разорваны приливными силами и «размазаны» вдоль орбиты. Их звезды и звездные скопления войдут в состав Галактики, но еще долго будут двигаться широким потоком, напоминающим об их взаимной генетической связи. Несколько таких потоков уже обнаружено в гало Галактики. Вероятно, это остатки ранее поглощенных спутников, подобных Магеллановым Облакам.
Подгруппа Туманности Андромеды.
Как наиболее крупный член Местной группы, туманность Андромеды окружена большой свитой спутников. Вместе с ними и спиралью М 33 она образует подгруппу звездных островов, занимающую созвездия Андромеды, Кассиопеи, Треугольника и Рыб. Известный астроном Харлоу Шепли называл эту область «Архипелагом Андромеды».
Подобно тому, как Магеллановы Облака тесно соседствуют с нашей Галактикой, крупнейшие спутники Андромеды расположены очень близко к ее центру. Правда, сами они совсем не похожи на богатые газом и молодыми звездами Магеллановы Облака. Спутники Андромеды – это сфероидальные галактики, почти не содержащие межзвездного вещества. Среди них выделяется эллиптическая галактика М 32, компактная и очень плотная, с довольно массивным ядром. Она обращается в опасной близости от Туманности Андромеды и подвержена ее сильному гравитационному влиянию, которое уже «ободрало» наружные части этого спутника, а через несколько млрд. лет приведет к его окончательному разрушению.
Немного дальше от спирального «хозяина» движется вытянутый сфероид NGC 205. Он также испытывает приливное влияние массивной Андромеды: его самые наружные части заметно искривлены. В NGC 205 замечены несколько шаровых скоплений, немного межзвездного газа и относительно молодых звезд. Приблизительно таковы же, хотя и менее массивны, два более далеких спутника Андромеды – NGC 147 и NGC 185. По-видимому, они образуют двойную систему и вместе обращаются вокруг спирального «хозяина».
В 2003 у Туманности Андромеды был обнаружен новый спутник (And VIII), наблюдаемый на фоне ее диска, приблизительно там же, где галактика М 32. Этот спутник сложно заметить на обычных фотографиях, поскольку он уже сильно разрушен приливным влиянием главной галактики. Он вытянут почти на 10 кпк. в длину при ширине всего в несколько килопарсек. Его светимость около 200 млн. солнечных; в нем замечено несколько планетарных туманностей и шаровых скоплений, а также около 400 тыс. солнечных масс нейтрального водорода. Такого рода открытия доказывают, что состав Местной группы галактик еще не до конца описан.
По данным разных авторов, изучавших динамику ближайших галактик, полная масса Местной группы галактик составляет от 1,2 до 2,3 ґ 10 12 масс Солнца. В любом случае это в несколько раз больше, чем дают прямые подсчеты массы, заключенной в наблюдаемых звездах и межзвездной среде. Следовательно, в Местной группе есть невидимое вещества, так называемая «скрытая масса», скорее всего, сосредоточенная в протяженных гало нашей Галактики и Туманности Андромеды.
Изучение ближайших к нам галактик – членов Местной группы, очень полезно и поучительно для выяснения структуры и истории жизни самых обычных, наиболее распространенных во Вселенной звездных систем.
Воронцов-Вельяминов Б.А. Внегалактическая астрономия. М., 1978
Клыпин А.А., Сурдин В.Г. Крупномасштабная структура Вселенной. М., 1981
Шаров А.С. Туманность Андромеды. М., 1982
Псковский Ю.П. Соседи нашей галактики. М., 1983
Горбацкий В.Г. Введение в физику галактик и скоплений галактик. М., 1986
Шаров А.С. Спиральная галактика Мессье 33. М., 1988
Van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. Cambridge: Cambridge Univ. Press, 2000
Решетников В.П. Поверхностная фотометрия галактик. СПб, 2003