Partie 3
L'astrophysique moderne considère les trous noirs comme de véritables objets spatiaux résultant de l'effondrement gravitationnel d'étoiles lourdes et souvent présents dans les centres des galaxies.
- Ils se distinguent le plus clairement dans les galaxies spirales. Le noyau de notre Galaxie a une masse d'environ plusieurs millions de masses du Soleil, il est entouré de nuages de gaz s'étendant jusqu'à 150 pc du centre. La taille du noyau lui-même est inférieure à 10 pc, et sa partie centrale est de 10-4 pc. Certaines galaxies (nuages de Magellan) n'ont pas de noyau du tout. Certaines galaxies ont de puissantes zones de gaz ionisé et des étoiles chaudes ("noyaux particuliers") dans leur noyau. Ces galaxies sont caractérisées par des lignes d'émission lumineuses dans les spectres et un fort rayonnement UV continu ("galaxies de Margaryan"). Dans certains cas, les processus qui se produisent dans les noyaux ne peuvent pas être expliqués uniquement par les propriétés des étoiles et du gaz qui s'y concentre. Ce sont des galaxies à noyau actif (instable), qui représentent environ 1% des galaxies normales (à noyau inactif). Les propriétés morphologiques des galaxies à noyau instationnaire diffèrent significativement de celles des galaxies normales. L'hydrogène s'échappe continuellement des noyaux des galaxies. L'hydrogène est la "brique" la plus simple à partir de laquelle des atomes plus complexes se forment dans les profondeurs des étoiles lors des réactions atomiques. Notre Soleil, comme une étoile normale, ne produit que de l'hélium à partir d'hydrogène (qui est produit par les noyaux des galaxies), et les étoiles très massives produisent du carbone, la principale "brique" de la matière vivante.
- Pour les systèmes proches de nous, nous arrivons parfois à compter les étoiles brillantes et à les utiliser pour estimer la masse de l'ensemble du système. La dépendance de la fonction de luminosité des étoiles nous permet de déterminer les masses des systèmes stellaires de formes et de compositions d'étoiles similaires. Les estimations des masses des galaxies par cette dernière méthode sont obtenues moins que par rotation des galaxies ("paradoxe de masse cachée").
Détermination de la masse stellaire.
1. Observation des vitesses de rotation des parties périphériques, intermédiaires et centrales des galaxies spirales (les galaxies spirales tournent autour de leur axe non pas comme un disque homogène de masse solide, mais différemment selon la loi, ce qui dépend de la distribution des masses).
2. Dans les galaxies elliptiques, la masse est estimée par l'expansion des raies dans leurs spectres, qui est causée par le mouvement des étoiles : plus la vitesse des étoiles est élevée, plus la masse des galaxies est importante et plus la raie dans son spectre est large. La puissance de rayonnement de la galaxie peut être divisée en plusieurs classes de luminosité.
La question de la formation et de la structure des galaxies est étudiée non seulement par la cosmologie, mais aussi par la cosmogonie (distinction entre cosmogonie planétaire, cosmogonie des étoiles et cosmogonie galactique).
- À un stade précoce du développement de l'Univers, l'Univers était rempli de gaz épars, qui s'est ensuite désintégré en épaississements, puis en nuages séparés. Certains des nuages ont eu un moment de rotation et un épaississement central, et plus tard des galaxies spirales se sont formées à partir d'eux, tandis que d'autres n'ont pratiquement pas tourné, ils ont donné naissance à des galaxies elliptiques, tandis que des nuages sans épaississement central significatif, mais possédant toujours un moment de rotation, a donné naissance à de mauvaises galaxies. Dans les galaxies massives, l'évolution est plus rapide. Les galaxies à couple élevé se sont développées en type Sc, à couple moyen en type Sb, et à couple faible en type Sa. Plus la galaxie spirale est massive, plus la gravitation comprime les manches spirales, donc les galaxies massives ont des manches fines avec plus d'étoiles et moins de gaz. Tous les gaz des systèmes elliptiques se sont transformés dès le début en étoiles d'un sous-système sphérique.
- En comparant le nombre d'étoiles de différentes générations dans la majorité des galaxies similaires, il est possible de déterminer les voies possibles de leur évolution. Les galaxies plus anciennes connaissent un épuisement des réserves de gaz interstellaires et une diminution du taux de formation des étoiles des nouvelles générations. D'autre part, il y a beaucoup de naines blanches en elles, qui représentent l'une des dernières étapes de l'évolution des étoiles. C'est le vieillissement des galaxies. Il est à noter qu'au début de l'évolution de la galaxie, les galaxies avaient une luminosité plus élevée car elles avaient plus de jeunes étoiles massives.