毎回特別

メイオールIIは（M31のG1）をも銀河- 224 - G1の、SKHB 1は、GSC 2788:2139、HBK 0-1、M31GC J003247 393440またはアンドロメダのクラスタとして知られて球状星団M31の軌道を周回すると、アンドロメダ銀河。

これは、13万光年（40つじつま）アンドロメダの銀河核から[3]に位置し、[3明るい]（絶対等級）ローカルグループの球状星団、13.7の見かけの大きさをしている。 G1は2回オメガ星団の質量があると考えています。 G1は中央、中間質量（〜2 × 104 M日付⊙）ブラックホールを含む場合があります。[3]

これは、最初のニコラス＆エジェンで可能な球状星団として1953年にパロマー48インチシュミットプレートを1948年に公開される使用して識別された[3]。

金属量の普及配布するため、複数の星の世代と大規模な恒星の作成期間を示すの多くは、それが真の球状星団ではない、と主張するが、実際に矮小銀河アンドロメダによる[3] [消費のまま銀河中核となる[4]

G350.1 - 0.3、内側の天の川の明るい電波源は、当初モロングロ天文台合成望遠鏡とパークス天文台や出版物にある超新星残骸としての分類から観測を比較することによって同定された1973 [3] 1975年[4]しかし、80年代半ば以降、高解像度の画像は、実質的に他の超新星残骸の源とは異なる予期しない不規則な形態を明らかにした。それは、そのG350.1 - 0.3は、電波銀河や銀河団と主張したされた[4] [1] 、これで超新星残骸カタログは超新星残骸の候補"に" オブジェクトを格下げ、またはそれを完全に削除さ分類の結果、G350.1 - 0.3は、その後""忘れられていた[4]。

研究は2008 [4]で公開されてアーカイブデータと線XMM -ニュートン、欧州宇宙機関の軌道xから新しい画像を組み合わせて望遠鏡を、そのG350.1 - 0.3は、超新星残骸であることを示しています。[2] [1]研究者決定そのオブジェクトの奇妙な形状は高密度のガス雲の横に、地球から約15,000光年の爆発から、結果であっても拡大を防止し、その細長い形状を生成。[1]研究者も決定が近くに熱のX線源、XMMU J172054 0.5から372652は、超新星の中心コンパクトオブジェクトです。[4]

G350.1 - 0.3は、8光年、約900から1000歳、1つの天の川では最年少と明るい超新星残骸の意思です。介入星間塵可能性が地球からの閲覧を防止する必要があるためそれは人間が超新星爆発を見て

球状星団は、星の衛星として銀河のコアの周りを回っ球状のコレクションです。球状クラスターは非常に緊密に重力によって、その彼らにその球面形状とそのセンターに向かって相対的に高い恒星密度を与えるバインドされます。星団のこのカテゴリの名前は、ラテン語グロブラス小球から派生します。球状星団は時々単に球状として知られている。

銀河のハローに見られる球状のクラスターは、かなり多くの星を含んでおり、多くの古いディスクに見られる低密度銀河、または開いているクラスターより。球状クラスターはかなり一般的です。恐らく10〜20 詳細はまだ未知の約150 [2] 158 [3]は、現在天の川の球状星団を知られている[4]大銀河が多くすることができます：アンドロメダを、例えば、 M87のような、[6]は、1万人と球状星団があるかもしれない多くの500 [5]いくつかの巨大な楕円銀河があるかもしれない。これらの球状星団の軌道大半径、40キロパーセク（約 131,000光年）以上の銀河から[7]。

球状星団のシステムを持つことが発見されてローカルグループに十分な質量のすべての銀河は、ほぼすべての大規模な銀河調査球状星団の関連グループをしています。[8]いて座矮小とおおいぬ座矮小銀河をのように見えるミルキーウェイにパロマー12などの関連球状星団を（寄付のプロセス）[9]この

超新星残骸（SNR）は構造超新星の星の巨大な爆発に起因します。超新星残骸は、拡大する衝撃波によって、境界され、放出された物質の爆発から拡大して構成され、それが衝撃道に沿って掃引星間物質。

が超新星に2つのルート：いずれかの大質量星が燃料実行することが、そのコアの核融合エネルギーを生成するため中止し、内側に折りたたみが自身の重力の力で中性子星やブラックホールを形成している、またはそれはクリティカルマスに達するまで、熱爆発を受ける白色矮星は（一体となる）伴星から物質の蓄積があります。

どちらの場合では、速度など多くの1％、光の速度と恒星材料多く、またはすべての結果の超新星爆発を放出、いくつかの3000キロ/ sの周囲の周または星間ガスとこの現象が材料に衝突、それは温度の高い1000万Kと、プラズマを形成するガスを加熱することができます衝撃波を形成する。

おそらく最も最高の観測された有名な若いSNRはする SN 1987A、大マゼラン星雲で1987年に登場した超新星（によって形成され、爆発前には約168,000年）。その他のよく知られている、古い、超新星残骸は、ティコを（のSN 1572）、残ティコブラーエ、元の爆発（紀元1572）とケプラー（のSN 1604）、ヨハネスケプラーにちなんで命名の明るさを記録した後に名前が含まれます。私たちの銀河系の中で最も最

NGCは4676、またはマウスの銀河、かみのけ座の 2つの渦巻銀河です。 290000000について光年離れた、[2]、彼らが現在衝突とマージの過程にある。彼らの名前は長い尾の重力は、それぞれの銀河-ここに銀河潮として知られて付近の遠くの部分にプルの間に潮のアクションからの相対差で生産を指します。コーマクラスタのメンバは、可能性は、両方の銀河が衝突を経験しており、されるまで、彼らが合体衝突続行されます。

銀河の色が独特です。写真の右側にある上銀河（銀河4676A）で、いくつかの暗いマーキングコアは渦巻腕の青みがかった白い残骸に囲まれています。尾は珍しい、という事実事実上すべてのスパイラルの各アームの始まりは銀河黄色起動し、青みがかった色で終了青より黄色の終端にもかかわらず、出始めている。左に低い銀河は（銀河4676B）正常に近い、黄色コアと2つの円弧です。腕の残党青と同様です下。

触角は銀河の衝突を受けています。銀河4038グループ内の5つの他の銀河とあり、これら2つの銀河のように知られている'触角'つ星のうち2本の長い尾は、ガスや塵が衝突の結果、昆虫の触角のように銀河のスローだ。 2つの銀河の核は1つの巨大銀河になることを参加している。ほとんどの銀河は、おそらく一生に少なくとも1つの重要な衝突を受けています。これはおそらく私たちの銀河系の未来は、アンドロメダ銀河と衝突です。 2つの超新星は、銀河の中で発見されている：のSN 2004GTとSN 2007sr。

最近の研究では、これらの相互作用銀河に近い天の川よりも以前に考えられていると認めるとき- 45万6500万光年の代わりに光年[3]

触角は銀河の衝突を受けています。銀河4038グループ内の5つの他の銀河とあり、これら2つの銀河のように知られている'触角'つ星のうち2本の長い尾は、ガスや塵が衝突の結果、昆虫の触角のように銀河のスローだ。 2つの銀河の核は1つの巨大銀河になることを参加している。ほとんどの銀河は、おそらく一生に少なくとも1つの重要な衝突を受けています。これはおそらく私たちの銀河系の未来は、アンドロメダ銀河と衝突です。 2つの超新星は、銀河の中で発見されている：のSN 2004GTとSN 2007sr。

最近の研究では、これらの相互作用銀河に近い天の川よりも以前に考えられていると認めるとき- 45万6500万光年の代わりに光年[3]


およそ12億年前、触角は2つの別々の銀河があった。 NGCは4038渦巻銀河と銀河4039した棒渦巻銀河であった。銀河が衝突する前に、銀河4039よりも銀河4038 大きかった。[編集は] 900000000年前に必要なアンテナの1つに、別のアプローチには、銀河2207とIC 2163に似て探し始めた。 600000000年前、触角はお互いを、マウスの銀河のように見える渡されます。 300百万年前、触角の星は、両方の銀河から解放されるようになった。今日放出された星の2つの流れが元々の銀河をはるかに超え、アンテナ形状を作る拡張。

渦状銀河は、（また、メシエ51a、M51a、または NGC 5194と呼ばれる）[6]渦巻銀河座りょうけん座に約23万光年の距離にある[5]グランドデザインの[相互作用です。これは、1つの空で最も有名な銀河です。[7]銀河とその仲間（銀河5195）簡単にアマチュア天文家によって観測されており、2つの銀河も双眼鏡で見ることができる。渦状銀河も、8]銀河の構造のさらなる理解（特に渦巻腕に関連付けられて構成することを学ぶプロの天文学者、人気のターゲット）、銀河の相互作用。

グランドデザインのスパイラルが銀河と明確に定義さ著名な渦巻腕と渦巻銀河の型としてマルチアームと繊細な構造的特徴を持って綿状の渦巻きに反対している。グランドデザインの渦巻腕は、銀河明らかに多くのラジアンで銀河の周りを拡張銀河の半径の大部分で観察することができます。渦巻銀河の約10％は、グランドデザインのタイプの渦巻きので、[分類1]銀河M81など、銀河M51とM74。


密度波理論はグランドデザインの螺旋のよく定義された構造に適した説明します。[2]この理論によれば、渦巻腕が銀河のディスク内の星とは異なる速度で銀河を好転させる密度波内に作成されます。渦巻腕で自分の位置は永久できない場合がありますが星印は、これらの高密度地域重力に密度の高い物質への原因で、塊状ています。彼らが近い渦巻腕に来て、彼らは重力の力で緻密な素材に向かって引っ張られ、そして、彼らが腕を通過、それらは同じ引力によって終了から減速されます。これは、巣の材料密地域で発生します。

アベルは、1835 IR1916（また、アベル1835と呼ばれ、銀河アベル1835、または銀河アベルは1835は、IR1916）最も遠い銀河されて候補にまで観察した。これは、銀河アベル1835の背後にあるため、おとめ座の主張だった。これは、ヨーロッパ南天天文台、フランスとスイスの天文学者によって発見された、すなわちローザーペロ、ヨハンリチャード、ジャン=フランソワルボーン、ダニエルSchaerer、およびジャン=ポール Kneib。天文学者たちは非常に大きな望遠鏡で銀河を検出する近赤外測定器を使用し、他の天文台が、それのイメージを可能にするために使用された。天文台は、スイス国立科学財団、フランスの国立科学研究センター、ジャーナル天文学と物理学と共同で、3月は2004年の発見を発表した1日にプレスリリースを発行した。それより銀河エーベル2218でレンズのより遠いと考えられていた。

それは約132億年前としてJ -バンドの観測彼らの分析では、アベル1835 IR1916は、その、ビッグバン理論によると、それが我々に表示されます意味の赤方偏移率のz〜10.0が示された、わずか500万年後ビッグバンは、非常に宇宙の星形成の最初のバーストに近い。この赤方偏移は、約31億光年の地球から共動座の距離を意味します。このような素晴らしい距離で、その可視性は重力レンズ効果に、私たちの間に銀河アベル1835で入金された。