GALAKSI: OMINAISUUDET, KOMPONENTIT, TYYPIT, MUODOSTUMINEN - ARTE - 2025

Galaksi on rykelmä tähtitieteellisiä esineitä ja aineita, kuten kaasun ja pölyn pilviä, miljardeja tähtiä, sumuja, planeettoja, asteroideja, komeettoja, mustia aukkoja, ja jopa paljon pimeää ainetta, kaikki rakenteeltaan ansiosta painovoimaa.

Aurinkokuntamme on osa suurta kierregalaksia, nimeltään Linnunrata. Tämä kreikasta johdettu nimi voidaan kääntää "maitopolkuksi", koska se on samankaltainen taivaan pallon ylittävän hämärästi valaistuun nauhaan.

Kuva 1. Kaunis lentikulmainen galaksi, joka tunnetaan nimellä Sombrero Galaxy M104 Neitsyttelmässä, 29,35 miljoonan valovuoden päässä, nähtynä Hubble-kaukoputkella. Lähde: Wikimedia Commons.

Selkeinä kesäyöinä se voidaan havaita erittäin hyvin Skorpionin ja Jousimiehen tähtikuvioiden välillä, koska siihen suuntaan on ydin ja missä tähteiden tiheys on paljon suurempi.

Historia galaksien löytämisestä

Suuri kreikkalainen ajattelija ja Abderan matemaatikko Democritus (460-370 eKr.) Ehdotti ensimmäisenä - hänen aikanaan ei ollut kaukoputkia - että Linnunrata koostui tosiasiassa tuhansista tähdeistä niin kaukana, että yhtäkään ei voitu erottaa. muut.

Kesti jonkin aikaa, ennen kuin Galileo (1564-1642) oli sopinut hänen kanssaan, kun teleskooppia osoittaessaan hän huomasi, että taivaalla oli enemmän tähtiä kuin hän pystyi laskemaan.

Galileo Galilei - Lähde: Domenico Tintoretto

Saksalainen filosofi Immanuel Kant (1724-1804) arvasi, että Linnunrata koostui tuhansista muista aurinkokunnan järjestelmistä ja että koko oli muodoltaan elliptinen ja kiertyi rytmisesti keskuksen ympäri.

Lisäksi hän ehdotti, että muitakin tähti- ja planeettajoukkoja, kuten Linnunrata, oli olemassa, ja kutsui niitä saariversioiksi. Nämä saartauniversumit olisivat näkyvissä maapallolta pieninä, heikoina valopisteinä.

20 vuotta myöhemmin, vuonna 1774, ilmestyi Messier-luettelo, ranskalaisen tähtitieteilijä Charles Messierin (1730-1817) kokoelma 103 tähän mennessä näkyvää syväavaruuskohtetta.

Näiden joukossa oli joitain ehdokkaita saaren universumeihin, joita kutsuttiin yksinkertaisesti sumuiksi. M31-nebula oli yksi heistä, joka tunnetaan nykyään Andromedan naapur galaksina.

William Herschel (1738-1822) laajensi syvän avaruuden kohteiden luetteloa 2500: een ja kuvasi ensin Linnunradan muotoa. Tutkijat eivät kuitenkaan olleet vielä ymmärtäneet, että tietyt sumut, kuten M31, olivat itsessään Linnunradan kaltaisia ​​valtavia tähtiryhmittymiä.

Tarvittiin riittävän resoluution teleskooppi, ja se voitiin ostaa vuonna 1904, kun Kalifornian Mount Wilsonin observatorion valtava teleskooppi rakennettiin halkaisijaltaan 100 tuuman peilillä. Vasta sitten maailmankaikkeuden koko tuli ilmi, koska jo valtava Linnunrata on vain yksi galaksi, lukemattomien joukossa niistä.

Vuonna 1924 Edwin Hubble (1889-1953) onnistui mittaamaan etäisyyden yhteen näistä spiraalimutoista havaitsemalla kefeidimaisia ​​tähtiä esineessä M31, merkittävimmän spiraalimaisen sumun, nimeltään Andromeda.

Kefeidit ovat tähtiä, jotka muuttuvat ajoittain kirkkaudestaan ​​ja tämä on verrannollinen ajanjaksoon. Kirkkaammilla on pidempi jakso.

Siihen mennessä Harold Shapley (1885-1972) oli arvioinut Linnunradan koon, mutta se oli niin suuri, että hän oli vakuuttunut siitä, että Andromedan köysi oli Linnunradan sisätilassa.

Hubble kuitenkin päätteli, että etäisyys Andromedan kefeideihin oli paljon suurempi kuin Linnunradan koko, joten sitä ei löytynyt siitä. Andromeda, kuten Linnunrata, oli itsenäinen galaksi, vaikka pitkään sitä kutsuttiin "extragalaktiseksi sumuksi".

Yleispiirteet, yleiset piirteet

Galakseilla on muoto ja kuten jäljempänä nähdään, ne voidaan luokitella tämän kriteerin perusteella. Ne sisältävät myös massaa ja eivät ole ollenkaan staattisia kokonaisuuksia, koska niillä on liikettä.

On olemassa jättiläismäisiä ja erittäin kirkkaita galakseja, kuten Linnunrata ja Andromeda, ja myös "kääpiöiksi" kutsuttuja galakseja, jopa tuhat kertaa vähemmän kirkkaita. Kokojen tuntemiseksi on hyödyllistä tuntea joitain tähtitieteen mittayksiköitä. Ensin meillä on valovuosi.

Valovuosi on etäisyyden yksikkö, joka on yhtä suuri kuin etäisyys, jota valo kulkee yhden vuoden aikana. Valon nopeus on 300 000 km / s, kerrottuna sekuntien määrällä 365 päivässä, tulos on noin 9 ja puoli miljardia kilometriä.

Vertailun vuoksi etäisyys auringosta maahan on 8,5 valo-minuuttia, noin 150 miljoonaa kilometriä, mikä on suunnilleen yhtä yhtä AU: ta tai tähtitieteellistä yksikköä, joka on hyödyllinen mittauksissa aurinkokunnassa. Seuraava lähin tähti aurinkoon on Proxima Centauri 4,2 valovuoden kohdalla.

AU aiheuttaa toisen laajasti käytetyn yksikön: kaari-sekunnin parsan tai parallaksin. Tämä piste on parsan etäisyydellä, mikä tarkoittaa, että sen parallaksi on yhtä kaarisekuntia sekunnissa maan ja auringon välillä. Seuraava kuva selventää sitä:

Kuva 2. Kaavio parsan määrittelemiseksi. Lähde: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Koko, liike ja kemiallinen koostumus

Galaksien koot ovat erittäin vaihtelevia, niin pienistä, että niillä on tuskin tuhannet tähdet, jättiläismäisiin elliptisiin galakseihin, joista puhumme yksityiskohtaisesti myöhemmin.

Siksi meillä on maitotietämme halkaisijaltaan noin 100 000 valovuotta, joka on suuri galaksi, mutta ei suurin. NGC 6872 on 520 000 valovuotta poikki, noin viisinkertainen Linnunradan halkaisijaan nähden, ja on suurin tähän mennessä tunnettu spiraaligalaksi.

Galaksit eivät ole staattisia. Yleisesti ottaen tähdet ja kaasu- ja pölypilvet liikkuvat keskipisteen ympäri, mutta kaikki galaksin osat eivät pyöri samalla nopeudella. Keskellä olevat tähdet pyörivät nopeammin kuin ulkoiset, niin sanotussa differentiaalikierrossa.

Kemiallisesta koostumuksesta yleisimmät elementit universumissa ovat vety ja helium. Tähteiden sisällä, kuten ydinfuusioreaktorissa, tunnetut raskaimmat elementit muodostuvat jaksollisen taulukon kautta.

Galaktien väri ja valoisuus muuttuvat ajan myötä. Nuoremmat galaksit ovat sinisempiä ja kirkkaampia kuin vanhemmat.

Ellipsin muotoisilla galakseilla on taipumus suuntautua punaiseen, ja siinä on lukuisia vanhempia tähtiä, kun taas epäsäännölliset ovat sinisimpiä. Kierremaisissa galakseissa sininen on keskittynyt keskustaa kohti ja punainen reunaan.

Galaksien komponentit

Tarkkaillessasi galaksia voidaan tunnistaa seuraavat rakenteet, jotka ovat läsnä Linnunradalla, joka on otettu malliksi, koska se on parhaiten tutkittu:

Disko ja halo

Galaksiamme kaksi perusrakennetta ovat levy ja halo. Levy on galaksin määrittelemässä keskitasossa ja sisältää suuren määrän tähtienvälistä kaasua, joka synnyttää uusia tähtiä. Se sisältää myös vanhoja tähtiä ja avoimia klustereita - huonosti jäsennelty tähtiryhmä.

On huomattava, että kaikilla galakseilla ei ole sama tähtien muodostumisnopeus. Elliptisten galaksien uskotaan olevan paljon alhaisempi, toisin kuin spiraalit.

Aurinko sijaitsee Linnunradan galaktisella levyllä symmetriatasolla ja kuten kaikki levyn tähdet, se kiertää galaksia seuraavan suunnan ympyrän suunnassa ja kohtisuorassa galaktisen pyörimisakselin suuntaan kulkevan reitin varrella. Yhden kiertoradan suorittaminen vie noin 250 miljoonaa vuotta.

Halo peittää galaksin vähemmän tiheällä pallomaisella tilavuudella, koska se on alue, jossa on paljon vähemmän pölyä ja kaasua. Se sisältää pallomaisia ​​klustereita, painovoiman vaikutuksesta ryhmiteltyjä tähtiä, jotka ovat paljon vanhempia kuin levy, yksittäisiä tähtiä ja myös ns. Pimeää ainetta.

Tumma aine on eräänlainen aine, jonka luonnetta ei tunneta. Se velkaa nimensä siitä, että se ei säteile sähkömagneettista säteilyä, ja sen olemassaolon on ehdotettu selittävän sitä tosiasiaa, että ulkopuolella olevat tähdet liikkuvat odotettua nopeammin.

Nopeus, jolla tähti liikkuu galaksin keskustaan ​​nähden, riippuu aineen jakautumisesta, koska tähti pysyy kiertoradalla siitä johtuvan gravitaation vetovoiman vuoksi. Nopeampi nopeus tarkoittaa, että on enemmän ainetta, jota ei voi nähdä: tummaa ainetta.

Polttimo, galaktinen ydin ja palkki

Levyn ja halogeenin lisäksi galaksissa on pullistuma, keskeinen pullistuma tai galaktinen ydin, jossa tähtien tiheys on suurempi, joten ne ovat erittäin valoisat.

Sen muoto on suunnilleen pallomainen - vaikka Linnunradan muoto on enemmän kuin maapähkinä - ja sen keskellä on ydin, joka koostuu mustasta aukosta - tosiasia, joka näyttää olevan yleinen monissa galakseissa, etenkin kierteiset.

Objektit, jotka ovat ytimen lähellä, pyörivät, kuten olemme sanoneet, paljon nopeammin kuin kauempana olevat. Siellä nopeus on verrannollinen etäisyyteen keskustaan.

Joillakin spiraal galakseissa, kuten meidän, on baari, rakenne, joka kulkee keskustan läpi ja josta spiraalivarret nousevat. Kierteisiä galakseja on enemmän kuin esteettömiä.

Tankojen uskotaan mahdollistavan aineen kuljettamisen päistä sipuliin, sakeuttamalla sitä edistämällä tähteiden muodostumista ytimeen.

Kuva 3. Linnunradan komponentit. Aurinko on yhdessä käsivarsista ja sillä on pyörimisliike galaksin keskustan ympäri, samoin kuin pystysuunnassa. Lähde: Wikimedia Commons.

Tyypit galakseissa

Ensimmäinen asia, jota arvostetaan tarkkailemalla galakseja kaukoputken kautta, on niiden muoto. Esimerkiksi suuri Andromedan galaksi on spiraalimainen, kun taas sen seuralainen NGC 147 on elliptinen.

Galaktisten luokittelujärjestelmä perustuu niiden muotoon, ja nykyään eniten käytetty on Hubble-virityshaarukka tai -sekvenssi, jonka Edwin Hubble on luonut noin vuonna 1926 ja jota muutti myöhemmin itse ja muut tähtitieteilijät, kun uutta tietoa ilmestyi.

Hubble suunnitteli järjestelmän uskoen, että se edustaa eräänlaista galaksien evoluutiota, mutta nykyään tiedetään, että näin ei ole. Kirjaimia käytetään sekvenssissä galaksien osoittamiseen: E elliptisiin galakseihin, S spiraaligalakseihin ja Irr epäsäännöllisen muotoisiin.

Kuva 4. Hubble-virityshaarukka. Lähde: Wikimedia Commons.

Elliptiset galaksit

Viritys vasemmalla puolella, virityshaarukan kaulassa, on elliptiset galaksit, joita E-kirjain edustaa. Ne muodostavat tähdet jakautuvat enemmän tai vähemmän tasaisesti.

Kirjeen mukana tuleva numero osoittaa kuinka elliptinen galaksi on - elliptisyys - alkaen E0: stä, joka on pallomaisin, E7: ään, joka on tasoittunein. Yhtään galaksia, joiden elliptisyys on suurempi kuin 7. Tämän parametrin merkitseminen є:

Є = 1 - (β / ɑ)

Kun α ja β ovat ellipsin näennäinen pää- ja sivuakseli, vastaavasti. Nämä tiedot ovat kuitenkin suhteellisia, koska meillä on näkymä vain maapallosta. Esimerkiksi, ei ole mahdollista tietää, onko reunalla näkyvä galaksi ellipsi-, linssi- tai spiraali.

Jättiläiset elliptiset galaksit ovat maailmankaikkeuden suurimpia esineitä. Niitä on helpoin havaita, vaikka paljon pienemmät versiot, joita kutsutaan kääpiö-elliptisiksi galakseiksi, ovat paljon runsaampia.

Kuva 5. elliptinen galaksi NGC 1316, Fornax-tähdistössä, sulautuen toiseen pienempään galaksiin. Lähde: Kuvaluotto: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

Lentikulaariset ja kierregalaksit

Lentikulaariset galaksit ovat kiekon muotoisia, ilman kierrevarret, mutta ne voivat olla estetty. Heidän nimikkeistönsä on S0 tai SB0 ja he ovat oikeassa puolella hahmoa. Levyn pölymäärästä (korkea imeytymisvyöhyke) riippuen ne on jaettu osiin S01, SB01 - S03 ja SB03.

S-galaksit ovat varsinaisia ​​spiraaligalakseja, kun taas SB ovat estettyjä kierregalaksekseja, koska spiraalit näyttävät työntyvän palkista keskiputken läpi. Suurimmalla osalla galakseja on tämä muoto.

Molemmat galaksiluokat erotetaan vuorostaan ​​spiraalivarsien helppoudesta ja ne on merkitty pienillä kirjaimilla. Ne määritetään vertaamalla suurimman pullistuman kokoa levyn pituuteen: L pullistuma / L-levy.

Kuva 6. Kaunis Andromedan kierteinen galaksi Cassiopean tähdistössä. Lähde: Wikimedia Commons -kuva NASA: lta).

Esimerkiksi, jos tämä osamäärä on ≈ 0,3, galakseja merkitään nimellä Sa, jos se on yksinkertainen spiraali, tai SBa, jos se on estetty. Näissä spiraalit näyttävät olevan tiukempia ja tähteiden konsentraatio käsissä on taipuvaisempi.

Kun sekvenssi jatkuu oikealle, spiraalit näyttävät löysämmiltä. Näiden galaksien pullistuma / levy-suhde on: L pullistuma / L-levy ≈ 0,05.

Jos galaksilla on väliominaisuuksia, voidaan lisätä enintään kaksi pieniä kirjaimia. Esimerkiksi Linnunrata on luokiteltu SBbc: ksi.

Epäsäännölliset galaksit

Nämä ovat galakseja, joiden muoto ei vastaa mitään edellä kuvattua mallia.

Hubble itse jakoi ne kahteen ryhmään: Irr I ja Irr II, joissa entiset ovat vain hieman organisoituneempia kuin jälkimmäiset, koska heillä on jotain, joka muistuttaa spiraalivarren muotoa.

Irr II-galaksit ovat, voidaan sanoa, amorfisia, eikä niissä ole tunnistettavaa sisäistä rakennetta. Sekä Irr I että Irr II ovat tyypillisesti pienempiä kuin elliptiset galaksit tai majesteettiset kierregalaksit. Jotkut kirjoittajat mieluummin viittaavat niihin kääpiögalakseihin. Tunnetuimmista epäsäännöllisistä galakseista kuuluvat naapurimaiden Magellanin pilvet, jotka luokitellaan Irr I: ksi.

Kuva 7. Epäsäännöllinen galaksi NGC 5408, John Herschelin vuonna 1834 löytämä Centaurus-tähdistössä. Aluksi sen uskottiin olevan planeettakestu. Lähde: Wikimedia Commons.

Hubble-sekvenssin julkaisun jälkeen ranskalainen tähtitieteilijä Gerard de Vaucouleurs (1918-1995) ehdotti Irr I- ja Irr II -nimikkeistön poistamista ja Irr I: n, jolla on spiraalivarret, nimeämistä Sd - SBd-galakseiksi, Sm - SBm tai Im ("m" on Magellanic galaxy).

Lopuksi galakseja, joiden muoto on todella epäsäännöllinen ja joissa ei ole spiraalien jälkiä, kutsutaan yksinkertaisesti Go: ksi, nykyaikainen luokittelu on pysynyt näin:

Kuinka galaksit muodostuvat?

Galaktien muodostuminen on aktiivisen keskustelun aihe tänään. Kosmologien mielestä varhainen maailmankaikkeus oli melko pimeä, täynnä pilviä kaasua ja pimeää ainetta. Tämä johtuu teoriasta, jonka mukaan ensimmäiset tähdet muodostuivat muutaman sadan miljoonan vuoden kuluttua Isosta räjähdyksestä.

Kun tähtien tuotantomekanismi on otettu käyttöön, osoittautuu, että korot ovat laskeneet ja laskeneet. Ja koska tähdet muodostavat galakseja, on olemassa erilaisia ​​mekanismeja, jotka johtavat galaksien muodostumiseen.

Painovoima on vetovoima, joka käynnistää kosmisten esineiden muodostumisen. Pieni aineen kerääntyminen jossain vaiheessa houkuttelee enemmän ainetta ja se alkaa kertyä.

Linnunradan uskotaan alkaneen tällä tavalla: pienet aineen keräykset, jotka lopulta aiheuttivat pyöreät klusterit haloissa, joiden joukossa ovat galaksin vanhimmat tähdet.

Pyöriminen on luontainen massan kertymiselle, joka seurasi tähtien alkuvaiheen alkujaksoa. Ja pyörimisen myötä syntyy kulmaliike, jonka säilyminen tuotti pallomaisen massan romahtamisen ja muutti sen litteäksi levyksi.

Galaksien koko voi kasvaa sulautuen muihin pienempiin galakseihin. Tämän uskotaan olevan tilanne tänään Linnunradan ja sen pienempien naapureiden, Magellanin pilvien kanssa.

Toinen erittäin kaukana tulevaisuudessa odotettavissa oleva fuusio on törmäys Andromedan kanssa, joka toisin kuin useimmat galaksit, on päättymässä meihin. Andromeda on tällä hetkellä 2,2 miljoonan valovuoden päässä.

Kuinka monta galaksia on maailmankaikkeudessa?

Vaikka suurin osa tilasta on tyhjä, joidenkin arvioiden mukaan galakseja on miljoonia, niistä ehkä 100 biljoonaa. Toiset arvioivat 2 biljoonaa galaksia. Suurin osa maailmankaikkeudesta on edelleen tutkimatta, eikä tähän kysymykseen ole tarkkaa vastausta.

Vain 12 päivässä Hubble-avaruusteleskooppi löysi 10 000 galaksia monimuotoisimmista muodoista. Todellista galaksien kokonaismäärää maailmankaikkeudessa ei tunneta. Tarkkaillessasi kaukoputkella on välttämätöntä korostaa, että olet menossa pidemmälle paitsi etäisyyden lisäksi myös ajassa.

Nähdyllä auringonvalolla on kulunut 8,5 minuuttia päästä minuun. Näkymä Andromedalle, jota havaitsemme kiikareilla, on 2,2 miljoonaa vuotta sitten. Siksi se, mitä näemme maapallolta, on havaittavissa olevan maailmankaikkeuden alueella. Toistaiseksi ei ole mitään tapaa nähdä, mikä on ulkopuolella.

Yksi tapa arvioida, kuinka monta galaksia on havaittavissa olevassa maailmankaikkeudessa, on ottaa erittäin syviä kenttäkuvia Hubblelta tai XDF: ltä, jotka edustavat pieniä alueita taivaanpallossa.

Yhdessä sellaisessa laukauksessa 5500 galaksia löydettiin 13,2 miljardin valovuoden päässä. Kertomalla tämä arvo XDF: n määrällä koko taivaanpallolle, he arvioivat mainitut 100 000 miljoonaa galaksia.

Kaikki osoittaa, että aikaisempina aikoina galakseja oli enemmän kuin nykyään, mutta pienempiä, sinisiä ja muodoltaan epäsäännöllisempiä kuin tyylikkäät spiraaligalaksit, joita näemme tänään.

Esimerkkejä galakseista

Huomattavasta koostaan ​​huolimatta galaksit eivät ole yksinäisiä, vaan ne on ryhmitelty hierarkkisiin rakenteisiin.

Linnunrata kuuluu ns. Paikalliseen ryhmään, jonka kaikki jäsenet - noin 54 - ovat etäisyydellä korkeintaan 1 megaparinen. Sitten galaksien tiheys vähenee, kunnes ilmestyy toinen paikallisen ryhmän kaltainen klusteri.

Löytyneiden valtavien galaksien joukosta on syytä tuoda esiin joitain yllättäviä esimerkkejä niiden erityispiirteistä:

Jättiläiset elliptiset galaksit

Suurimmat tähän mennessä havaitut galaksit ovat galaksiklusterien keskellä. Ne ovat valtavia elliptisiä galakseja, joiden painovoima vetää muita galakseja ja sanelee ne. Näissä galakseissa tähtien muodostumisnopeus on erittäin alhainen, joten kasvaakseen ne tarttuvat muihin.

Aktiiviset galaksit

Aktiiviset galaksit, toisin kuin normaalit ja hiljaiset, kuten Linnunrata, lähettävät erittäin korkean energian taajuuksia, paljon korkeampia kuin tähdetytteiden lähettämät, kaikissa galakseissa yleiset.

Nämä korkean energian taajuudet, joiden teho vastaa miljardeja aurinkoja, tulevat esiin esineiden, kuten kvasaarien, ytimessä, joka löydettiin vuonna 1963. Yllättäen kvasari, yksi maailmankaikkeuden kirkkaimmista esineistä, pystyy ylläpitämään tätä nopeutta miljoonien vuosien ajan.

Seyfert-galaksit ovat toinen esimerkki aktiivisista galakseista. Toistaiseksi niistä on löydetty useita satoja. Sen ydin emittoi voimakkaasti ionisoitunutta säteilyä, joka vaihtelee ajassa.

Kuva 8. Seyfert M 106 -galaksi. Lähde: Wikimedia Commons. Röntgenkuva: NASA / CXC / Univ. julkaisusta Maryland / AS Wilson et ai.; Optinen: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

Uskotaan, että keskustan läheisyydessä valtava määrä kaasumaista ainetta ryntää kohti keskimmäistä mustaa reikää. Massan menetys vapauttaa säteilyenergiaa röntgenspektrissä.

Radiogalaksit ovat elliptisiä galakseja, jotka lähettävät suuria määriä radiotaajuuksia, kymmenentuhatta kertaa enemmän kuin tavalliset galaksit. Näissä galakseissa on lähteitä - radiosilmuja -, jotka aine filamentit yhdistävät galaktiseen ytimeen ja jotka emittoivat elektroneja voimakkaan magneettikentän läsnä ollessa.

Viitteet

1. Carroll, B. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. 2nd. Painos. Pearson. 874-1037.
2. Galaxy. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org
3. Kuinka se toimii. 2016. Avaruuskirja. 8. päivä. Toim. Imagine Publishing Ltd. 134-150.
4. Galaksit. Palautettu osoitteesta astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. Oster, L. 1984. Moderni tähtitiede. Toimituksellinen käännös. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Tähdet ja planeetat. Peterson-kenttäoppaat. 148-154.
7. Quora. Kuinka monta galaksia on? Palautettu osoitteesta: es.quora.com.
8. Viivain mittaamaan maailmankaikkeutta. Palautettu: henrietta.iaa.es
9. Mikä on galaksi? Haettu osoitteesta spaceplace.nasa.gov.