path: root/physics/galaxies/galaxies.tex

\documentclass[bachelor, och, referat]{SCWorks}
% параметр - тип обучения - одно из значений:
%    spec     - специальность
%    bachelor - бакалавриат (по умолчанию)
%    master   - магистратура
% параметр - форма обучения - одно из значений:
%    och   - очное (по умолчанию)
%    zaoch - заочное
% параметр - тип работы - одно из значений:
%    referat    - реферат
%    coursework - курсовая работа (по умолчанию)
%    diploma    - дипломная работа
%    pract      - отчет по практике
% параметр - включение шрифта
%    times    - включение шрифта Times New Roman (если установлен)
%               по умолчанию выключен

\usepackage{subfigure}
\usepackage{tikz,pgfplots}
\pgfplotsset{compat=1.5}
\usepackage{float}

%\usepackage{titlesec}
\setcounter{secnumdepth}{4}
%\titleformat{\paragraph}
%{\normalfont\normalsize}{\theparagraph}{1em}{}
%\titlespacing*{\paragraph}
%{35.5pt}{3.25ex plus 1ex minus .2ex}{1.5ex plus .2ex}

\titleformat{\paragraph}[block]
{\hspace{1.25cm}\normalfont}
{\theparagraph}{1ex}{}
\titlespacing{\paragraph}
{0cm}{2ex plus 1ex minus .2ex}{.4ex plus.2ex}

% --------------------------------------------------------------------------%


\usepackage[T2A]{fontenc}
\usepackage[utf8]{inputenc}
\usepackage{graphicx}
\graphicspath{ {./images/} }
\usepackage{tempora}

\usepackage[sort,compress]{cite}
\usepackage{amsmath}
\usepackage{amssymb}
\usepackage{amsthm}
\usepackage{fancyvrb}
\usepackage{listings}
\usepackage{listingsutf8}
\usepackage{longtable}
\usepackage{tabularx}
\usepackage{multirow}
\usepackage{array}
\usepackage[english,russian]{babel}

% \usepackage[colorlinks=true]{hyperref}
\usepackage{url}

\usepackage{enumitem}


\newcommand{\eqdef}{\stackrel {\rm def}{=}}
\newcommand{\dsint}{\displaystyle\int}

\renewcommand\theFancyVerbLine{\small\arabic{FancyVerbLine}}

\newtheorem{lem}{Лемма}

\begin{document}

% Кафедра (в родительном падеже)
\chair{}

% Тема работы
\title{Строение Галактики}

% Курс
\course{1}

% Группа
\group{131}

% Факультет (в родительном падеже) (по умолчанию "факультета КНиИТ")
\department{факультета КНиИТ}

% Специальность/направление код - наименование
%\napravlenie{09.03.04 "--- Программная инженерия}
%\napravlenie{010500 "--- Математическое обеспечение и администрирование информационных систем}
%\napravlenie{230100 "--- Информатика и вычислительная техника}
%\napravlenie{231000 "--- Программная инженерия}
\napravlenie{090301 "--- Компьютерная безопасность}

% Для студентки. Для работы студента следующая команда не нужна.
% \studenttitle{Студентки}

% Фамилия, имя, отчество в родительном падеже
\author{Гущина Андрея Юрьевича}

% Заведующий кафедрой
% \chtitle{} % степень, звание
% \chname{}

%Научный руководитель (для реферата преподаватель проверяющий работу)
\satitle{Зав.кафедpой} %должность, степень, звание
\saname{О. Е. Глухова}

% Руководитель практики от организации (только для практики,
% для остальных типов работ не используется)
% \patitle{к.ф.-м.н.}
% \paname{С.~В.~Миронов}

% Семестр (только для практики, для остальных
% типов работ не используется)
%\term{8}

% Наименование практики (только для практики, для остальных
% типов работ не используется)
%\practtype{преддипломная}

% Продолжительность практики (количество недель) (только для практики,
% для остальных типов работ не используется)
%\duration{4}

% Даты начала и окончания практики (только для практики, для остальных
% типов работ не используется)
%\practStart{30.04.2019}
%\practFinish{27.05.2019}

% Год выполнения отчета
\date{2020}

\maketitle

% Включение нумерации рисунков, формул и таблиц по разделам
% (по умолчанию - нумерация сквозная)
% (допускается оба вида нумерации)
% \secNumbering


\tableofcontents

\intro

Наблюдение за галактиками производилось с незапямятных времён. Уже в Х веке персидский астроном Абд-аль-Раман аль-Суфи упомянул в своей ``Книге о неподвижных звездах'' два подобных пятна, известных теперь как Большое Магелланово облако и галактика М31, она же Андромеда.

С появлением телескопов астрономы наблюдали все больше таких объектов, получивших название туманностей. В 1610 году Галилео Галилей с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта, Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в больших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками. 

Активное изучение галактик началось в XX веке с появлением усовершенствованных систем наблюдения за звёздами. В 1918 году Эрнст Эпик определил расстояние до Туманности Андромеды и обнаружил, что она не может быть частью Млечного Пути. Хотя полученная им величина составляла 0,6 от современного значения, стало понятно, что Млечный Путь не является всей Вселенной. 

В 1924 году на 100-дюймовом телескопе Эдвин Хаббл измерил расстояния до Андромеды, оно оказалось огромным (хотя его оценка и была в 3 раза меньше современной). Это подтвердило существование галактик и то, что Туманность Андромеды — не часть Млечного Пути.

Он же в 1925 году предложил классификацию галактик, которая используется до сих пор и названа в его честь ``последовательностью Хаббла''.

\section{Морфологическая классификация галактик}
Для изучения каких-либо объектов в первую очередь их необходимо классифицировать и для этого составляют морфологическую классификацию. Морфологическая классификация -- это упорядочивание объектов по их внешнему виду. Наиболее известной и часто используемой классификацией является классификация по Хабблу, хотя существуют и другие типы классификаций.

\subsection{Классификация по Хабблу}
Эта схема классификации основана только на наблюдаемой форме галактики. Выделяется три основных типа галактик:
\begin{itemize}
    \item 
        спиральные (S, SB) -- подразделяют на два подтипа -- нормальные 
        спирали (S) и спирали с перемычкой или баром, которые иногда называют
        пересечёнными спиралями (SB)
    \item 
        эллиптические (E) -- почти никогда не демонстрируют какой-либо 
        внутренней структуры, а лишь монотонное возрастание яркости к центру.
    \item иррегулярные (Ir, Irr)
\end{itemize}

\begin{figure}[H]
    \centering
    \includegraphics[width=\textwidth]{Hubble_sequence_photo.png}
    \caption{Схема классификации галактик по Хабблу}
    \label{}
\end{figure}

Спиральные и эллиптические галактики весьма симметричны, а иррегулярные имеют несимметричный, клочковатый вид.

Группу эллиптических галактик представляет ряд, начинающийся с галактик круглой 
формы (E0) и заканичвающийся очень вытянутыми галактиками (E7). Цифра в этих 
обозначениях указывает степень наблюдаемой вытянутости эллипсоида и вычисляется 
по формуле $10 \cdot \frac{a - b}{a}$, где $a$ и $b$ -- длина большой и малой 
осей эллипса, описывающего видимую форму галактики.

Кроме этого, нормальные и пересечённые спирали подразделяются по степени закрученности рукавов, которая указывается в виде строченой латинской буквы
``a'', ``b'', ``c'' в порядке уменьшения плотности закрутки рукавов и роста их клочковатости.

\subsection{Классификация по Вокулёру}
Эту схему для классификации спиральных галактик предложил Жерар де Вокулёр.
Её схема имеет трёхмерную фигуру веретена, хотя возможна и двумерная проекция.

\begin{figure}[H]
    \centering
    \includegraphics[width=0.7\textwidth]{vauvouleur.png}
    \caption{Трёхмерная схема Вокулёра}
    \label{}
\end{figure}

Основным недостатком классификации Хаббла Вокулёр считал то, что разделение 
спиральных галактик только на системы с баром и без бара недостаточно полно
отражает реальный диапазон морфологических особенностей спиралей. В частности,
он указывал на такие их структурные особенности, как кольца и балджи. 

Подсчёты показали, что галактик с баром примерно столько же, сколько и галактик 
без бара. Вокулёр предложил следующую классификацию:
\begin{itemize}
    \item простые (SA) -- без бара
    \item с баром (SB)
    \item переходный класс (SAB) -- галактики, обладающие свойствами как SA, так и SB
    \item 
        галактики, которые невозможно классифицировать (низкое качество 
        изображения и т.п.) обозначены просто как S
\end{itemize}

Такие же изменения коснулись линзовидных галактик (SA0, SB0, SAB0, S0 соответственно).

Кольцеобразные разновидности галактик получили индекс r, а спиральные -- s в 
виде строчной буквы в скобках после основного индекса и rs -- для переходных 
разновидностей.

\begin{figure}[H]
    \centering
    \includegraphics[width=0.6\textwidth]{720px-Galaxy_classification_color.png}
    \caption{Классификация галактик по Вокулёру}
    \label{}
\end{figure}

Классификацию неправильных галактик Вокулёр рассматривал как продолжение 
классификации спиралей. Галактики, в которых не удалось обнаружить спиральную
структуру, но которые по всем остальным признакам походили на магеллановы 
спирали получили обозначение I(m).

\section{Состав галактик}
Морфологическая классификация галактик опирается на их внешний вид в оптическом
диапазоне спектра. Галактики ``особого'' типа, не попавшие в общую 
классификацию, как правило, проявляют свои особенности в других диапазонах
спектра. Для получения полной картины о составе галактик необходимо оценить
весь диапазон различных характеристик типичной галактики и охарактеризовать
важнейшие из различных компонентов галактики.

\subsection{Звёзды}
Галактики -- это прежде всего звёздные систем и именно со звёздами связано их
оптическое излучение. Пространственно звёзды образуют два основных структурных
компонента галактики:
\begin{itemize}
    \item быстро вращающийся звёздный диск
    \item медленно вращающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую
\end{itemize}

Внутренняя, наиболее яркая часть сфероидального компонента -- балдж, а внешняя
часть низкой яркости -- звёздное гало. В центральной части массивных галактик 
часто выделяется небольшой и быстро вращающийся околоядерный диск размером
несколько сотен парсеков, который также состоит из звезд и газа. Такая структурность галактик отражает сложный многоступенчатый характер их формирования. Есть галактики, в которых наблюдается только один из двух основных компонентов: диск или сфероид.

В каждой галактике могут находиться звезды с различными характеристиками: массивные, маломассивные, молодые, старые. Процент давно образовавшихся звёзд с возрастом в миллиарды лет и звёзд, которые можно условно назвать молодыми сильно меняется от однной галактики к другой. Старые звёзды присутствуют в галактиках всех типов, но относительное количество молодых звёзд в среднем растёт вдоль морфологической последовательности галактик -- от E к Irr.

В E-галактиках, за редчайшими исключениями, молодые звёзды практически отсутствуют. Спектр и цвет галактик этого типа свидетельствует о том, что они в основном состоят из звёзд, возникших более 10 млрд лет назад.

Наибольшее количество молодых звёзд наблюдается в некоторых редко встречающихся галактиках со вспышкой звездообразования. Как правило, они относятся к типам Irr или dBCG, но ими могут быть и S-галактики. Молодые массивные звёзды придают этим системам голубоватый цвет.

\subsection{Межзвёздная среда}
Помимо звёзд, каждая галактика содержит разреженную и слегка намагниченную межзвёздную среду. Это ионизованный, нейтральный и молекулярный раз с небольшой примесью мелких твёрдых частиц с металл-силикатными или графитовыми ядрышками. Межзвёздную среду пронизывают потоки высокоэнерничных элементарных частиц и атомных ядер -- космические лучи. Доля массы галактики, приходящаяся на межзвёздную среду, как и мощность радиоизлучения, относятся к важнейшим наблюдательным характеристикам галактик.

Межзвёздный газ в основном состоит из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Например, в около-солнечной области Млечного Пути состав газа (по массе) такой: 
\begin{itemize}
    \item 70.4\% водорода
    \item 28.1\% гелия
    \item  1.5\% более тяжелых элементов
\end{itemize}

Тяжёлые элементы образуются в звёздах и вместе с газом, теряемым звёздами, оказываются в межзвёздном пространстве. В межзвёздной среде обнаружены сотни типов молекул: $H_2$, $CO$, $CS$, $OH$, $HCOH$, $CH_3OH$, $SO_2$, $HC_{11}N$ и др. По количеству и общей массе в молекулярном компоненте межзвёздной среды домонирует молекула водорода ($H_2$), остальных молекул на несколько порядков меньше.

\subsection{Звездообразование в галактиках}
Звездообразование — крупномасштабный процесс в галактике, при котором из межзвёздного газа массово начинают формироваться звёзды. Спиральные ветви, общая структура галактики, звёздное население, светимость и химический состав межзвёздной среды — результаты этого процесса.

Звёзды формируются из межзвёздного газа, а в ходе эволюции возвращают часть своего вещества обратно в межзвёздную среду. Вещество теряют все звёзды, но темп потери зависит от массы звезды и её эволюционного возраста. Как правило, наиболее интенсивно звезда теряет вещество в начале и конце своей жизни.

В общем виде процесс звездообразования можно разделить на несколько этапов: формирование крупных газовых комплексов, появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, гравитационное сжатие наиболее плотных их частей до возникновения звёзд, нагрев газа излучением молодых звёзд и вспышки новых и сверхновых, уход газа.

Чаще всего области звездообразования можно найти:
\begin{itemize}
    \item в ядрах крупных галактик,
    \item на концах спиральных рукавов,
    \item на периферии неправильных галактик,
    \item в наиболее яркой части карликовой галактики
\end{itemize}

\begin{figure}[H]
    \centering
    \includegraphics[width=\textwidth]{924px-M82_HST_ACS_2006-14-a-large_web.jpg}
    \caption{Галактика Сигара -- галактика с активным звездообразованием}
    \label{}
\end{figure}

\section{Звёздные скопления}
Внешность каждой галактики определяется самыми крупными деталями её строения -- спиральными рукавами, звёздным балджем, баром и активным ядром (если оно есть). Но, при детальном рассмотрении, можно обнаружить в галактике иерархию подсистем, самые круаные из которых -- пузыри, сверхоболочки и звёздные комплексы.

Все звёзды являются членами тех или иных систем. До сих пор астрономы не обнаруживали светил, свободно и в одиночку блуждающих во Вселенной. Звёздные скопления, как более концентрированные и ярко выраженные на небе агрегаты начали обнаруживать и описывать ещё в XVII-XVIII вв. Сегодня номенклатура внутригалактических звёздных агрегатов такова:
\begin{itemize}
    \item двойные и кратные звёздные системы
    \item рассеянные звёздные скопления
    \item шаровые звёздные скопления
    \item звёздные ассоциации
    \item звёздно-газовые комплексы
\end{itemize}

\subsection{Кратные звёздные системы}
Двойная звезда -- система из двух светил, обращающихся вокруг общего центра масс. В динамическом смысле такая система чрезвычайно стабильна. Она была бы практически вечной, если бы не влияние соседей и физическая эволюция её собственных компонентов.

\begin{figure}[H]
    \centering
    \includegraphics[width=0.8\textwidth]{dvojnaya_zvezda_m40.jpg}
    \caption{Снимок двойной звезды M40}
    \label{}
\end{figure}

Звёздные системы более высокой кратности -- тройные, четырёхкратные и т.д -- представлены в Галактике не так широко. Причина этому -- хаотическая внутренняя динамика, чреватая взаимными сближениями компонентов и обменом между ними энергией.

\subsection{Рассеянные звёздные скопления}
Термин ``рассеянное'' в отношении к некоторым скоплениям связан с их рыхлым внешним видом и в основном обусловлен малым числом звёзд, среди которых всего несколько ярких.

Самые молодые рассеянные скопления возрастом от 1 до 10 млн лет ещё погружены в родительское газовое облако. В основном эти скопления сосредоточены в спиральных рукавах Галактики, то есть там же, где формируются гигантские молекулярные облака. Но скопления возрастом более 30 млн лет уже почти не связаны с газом. А наиболее старые рассеянные скопления, возрастом 8-12 млрд лет, по массе и химическому составу звёзд приближаются к шаровым скоплениям и населяют внешнюю часть диска Галактики, практически лишённую межзвёздного газа.

\subsection{Шаровые звёздные скопления}
Возраст шаровых скоплений близок к хаббловскому возрасту Вселенной (около 14 млрд лет). На это указывают несколько независимых фактов, например накопление в межзвёздном веществе Галактики химических элементов тяжелее гелия, выбрасываемых умирающими звёздами. Чем позже сформировалась из этого вещества звезда, тем больше в её составе тяжёлых элементов (кислорода, углерода, азота и др.). Звёзды шаровых скоплений наиболее бедны такими элементами, а значит, они очень старые. Другое указание на большой возраст шаровых скоплений -- сильно вытянутые галактические орбиты многих из них. Это говорит о том, что они родились или вошли в состав Млечного пути ранее той эпохи, когда она пришла в стационарное состояние. 

\subsection{Звёздные ассоциации и комплексы}
От шаровых и рассеянных звездных скоплений, члены которых прочно связаны между собой взаимным притяжением, принципиально отличаются звездные ассоциации и комплексы, имеющие большую протяженность и очень низкую плотность, но демонстрирующие при этом несомненную взаимную генетическую связь своих членов. 

Наиболее известны группировки молодых массивных звезд спектральных классов О и В, открытые в первой половине ХХ в. и названные ОВ-ассоциациями. В отличие от звездных скоплений, они не демонстрируют заметной концентрации звезд к центру системы и ``на глаз'' не выделяются в звездном поле, однако совместное формирование их членов не вызывает сомнения. Эти разреженные звездные коллективы содержат от нескольких десятков до нескольких сотен голубых звезд и наверняка тысячи менее массивных звезд, которые не так легко заметить. Их диаметры составляют от 15 до 300 пк, что значительно превышает размеры рассеянных скоплений с такой же характерной массой. 

Наконец, еще более рыхлыми являются обшир ные группировки молодых звезд, населяющие звездно-газовые комплексы -- их размеры близки к 1000 пк. По существу, это фрагменты спиральных рукавов Млечного Пути. Если эти области охвачены бурным звездообразованием и содержат много молодых ярких звёзд, то их называют сверхассоциациями.


\section{Структура Млечного Пути}
Наша звёздная система принадлежит к классу спиральных галактик с перемычкой (SBbc). Солнце с планетами движется почти точно в плоскости галактического диска, состоящего из звёзд среднего и юного возраста, пространство между которыми заполнено межзвёздным газом и пылью. По современной оценке, Млечный Путь содержит от 25 до 100 миллиардов коричневых карликов и от 200 до 400 миллиардов звёзд. Их основная масса расположена в форме плоского диска.

\subsection{Масса}
Большая часть массы Галактики содержится в несветящемся гало из тёмной материи, поэтому точное определение массы весьма затруднено. По состоянию на 2019 год, масса Млечного Пути в радиусе 129 000 световых лет от центра Галактики составляет около $1.5e12$ масс солнца.

\begin{figure}[H]
    \centering
    \includegraphics[width=0.8\textwidth]{halo.jpg}
    \caption{Морфологическая структура Галактики}
    \label{}
\end{figure}


\subsection{Классификация}
Предположение о том, что наша Галактика может быть спиральной с перемычкой астрономы высказали только в 1980-х годах. Это было подтверждено в 2005 году космическим телескопом имени Лаймана Спитцера, который показал, что центральная перемычка нашей галактики является большей, чем считалось ранее.

Галактика относится к классу спиральных галактик, это означает, что у Галактики есть спиральные рукава, расположенные в плоскости диска. Диск погружён в гало сферической формы, а вокруг него располагается сферическая корона. Солнечная система находится на расстоянии 8,5 тысяч парсеков от галактического центра, вблизи плоскости Галактики (смещение к Северному полюсу Галактики составляет всего 10 парсеков), на внутреннем крае рукава, носящего название рукав Ориона. Такое расположение не даёт возможности наблюдать форму рукавов визуально. Новые данные по наблюдениям молекулярного газа (СО) говорят о том, что у нашей Галактики есть два рукава, начинающиеся у бара во внутренней части Галактики. Кроме того, во внутренней части есть ещё пара рукавов. Затем эти рукава переходят в четырёхрукавную структуру, наблюдающуюся в линии нейтрального водорода во внешних частях Галактики. 

\subsection{Ядро}
В средней части Галактики находится балдж, имеющий около 8300 парсеков (27 000 световых лет) в поперечнике. Центр ядра Галактики находится в направлении Созвездия Стрельца. Расстояние от Солнца до центра Галактики - 8500 парсеков. В центре Галактики, по всей видимости, располагается сверхмассивная чёрная дыра (Стрелец A*) вокруг которой, предположительно, вращается чёрная дыра средней массы и периодом обращения около 100 лет и несколько тысяч сравнительно небольших. Их совместное гравитационное действие на соседние звёзды заставляет последние двигаться по необычным траекториям.

Считается, что длина галактической перемычки составляет около 27 000 световых лет. Эта перемычка проходит через центр галактики под углом ~44 градусов к линии между нашим Солнцем и центром галактики. Она состоит преимущественно из красных звёзд, которые считаются очень старыми. Перемычка окружена кольцом, называемым ``Кольцом в пять килопарсеков''. Это кольцо содержит большую часть молекулярного водорода Галактики и является активным регионом звездообразования в нашей Галактике. Если вести наблюдение из галактики Андромеды, то галактическая перемычка Млечного Пути была бы яркой его частью. 

\subsection{Гало}
Галактическое гало имеет сферическую форму, выходящую за пределы галактики на 5—10 тысяч световых лет, и температуру около $5e5$ K. Галактический диск окружён сфероидным гало, состоящим из старых звёзд и шаровых скоплений, 90\% которых находится на расстоянии менее 100 000 световых лет от центра галактики. Однако в последнее время было найдено несколько шаровых скоплений, находящихся на расстоянии более чем 200 000 световых лет от центра галактики.

\subsection{Звёздные скопления}
Млечный Путь содержит в себе огромное количество звёздных скоплений, но только несколько ближайших из них можно разглядеть невооружённым взглядом.

\subsubsection{Скопление Плеяды}
Рассеянное звёздное скопление, астеризм в созвездии Тельца. одно из ближайших к Земле и одно из наиболее заметных для невооружённого глаза звёздных скоплений. Так как расстояние до Плеяд относительно велико, прямые измерения параллакса дают большие ошибки. Наиболее точным значением расстояния сейчас считается 136,2 пк.

Звёздное скопление Плеяд имеет около 12 световых лет в диаметре и содержит около 1000 звёзд, принадлежность которых к нему установлена статистически надёжно. Из них многие являются кратными. По оценкам, общее число звёзд скопления около 3000. Преобладают там горячие голубые звёзды. Невооружённым глазом можно увидеть до 14 из них. Расположение ярчайших звёзд немного похоже на расположение звёзд Большой и Малой Медведицы. Общая масса звёзд скопления оценивается в примерно 800 масс Солнца.

\subsubsection{Скопление Гиады}
Рассеянное звёздное скопление в созвездии Тельца, видимое невооружённым глазом. Ярчайшие звёзды скопления (Гамма, Дельта, Эпсилон и Тета) образуют вместе с оранжевым Альдебараном, ярчайшей звездой Тельца, фигуру, похожую на букву ``V''. Сам Альдебаран в скопление не входит, а только проецируется на Гиады. 

Гиады располагаются в 153 световых годах от Земли и являются самым близким рассеянным звёздным скоплением. Диаметр Гиад составляет 75 световых лет, центральная группа звёзд скопления занимает сферу диаметром примерно 10 световых лет.

\subsubsection{Скопление Ясли}
Рассеянное скопление в созвездии Рака. Скопление Ясли находится на расстоянии 577 световых лет от Земли. Это одно из ближайших к Земле скоплений после Потока Большой Медведицы, Гиад и Плеяд. Возраст скопления оценивается в 730 миллионов лет. 

Известно более 200 членов скопления, самые яркие звёзды — около шестой звёздной величины. Одним из ярчайших элементов Скопления Ясли является звезда 41 Рака. По многим параметрам Ясли похожи на Гиады, например, имеют одинаковые с ними направление и скорость движения в пространстве. Последнее может означать, что оба скопления возникли из одного межзвёздного облака. 

\conclusion
Несмотря на то, что наша планета находится внутри Млечного Пути, изучать его строение не становится ни чуть легче. Мы смогли изучить другие галактики, наблюдая их в обсерваториях, составили классификацию для них. Всё это удалось благодаря тому, что у множества галактик видна их спираль (или её отсутствие). Но если же галактика расположена к нам ``ребром'', то её изучение становится невозможным.

Находясь же \textit{внутри} диска мы никаким образом не можем визуально изучить нашу Галактику. Из-за этого приходится составлять звёздные карты и на их основе делать какие-либо выводы. Это значительно усложняло процесс исследования Млечного Пути, но с современной техникой изучение продолжается в ещё большем темпе.

Но даже самые современные телескопы имеют ограниченния и поэтому мы можем наблюдать только около трети радиуса Млечного Пути (около 5 пк). В дальнейшем, с улучшением технологий, мы сможем изучить нашу Галактику точнее, что позволит сделать выводы и скорректировать уже существующие гипотезы и классификации, касающиеся других галактик.

%Библиографический список, составленный вручную, без использования BibTeX
%
\begin{thebibliography}{99}
    \bibitem{Surdin1} Сурдин В.Г. (Ред.-сост.) Астрономия и астрофизика. Галактики. М.: Физматлит, 2013
    \bibitem{Efremov} Ефремов Ю.Н. Млечный путь: Век-2, 2006
    \bibitem{Kogan} Бисноватый-Коган Г.С. Релятивистская астрофизика и физическая космология. М.: Красанд, 2011
    \bibitem{Wiki} https://ru.wikipedia.org/wiki/Млечный\_Путь
\end{thebibliography}

%Библиографический список, составленный с помощью BibTeX
%\bibliographystyle{mdpi}
\bibliographystyle{gost780uv}
\bibliography{thesis}

% Окончание основного документа и начало приложений
% Каждая последующая секция документа будет являться приложением

\end{document}