GALAKTIKA: RAKSTURLIELUMI, KOMPONENTI, VEIDI, VEIDOJUMS - ARTE - 2025

Galaktika ir konglomerācija astronomisko objektu un vielas, piemēram, gāzes un putekļu mākoņiem, miljardiem zvaigžņu, miglāju, planētām, asteroīdiem, komētām, melnajiem caurumiem, un pat daudz tumšās matērijas, visiem strukturētajiem pateicoties gravitācijas spēku.

Mūsu Saules sistēma ir daļa no lielas spirālveida galaktikas, ko sauc par Piena Ceļu. Šis no grieķu valodas atvasinātais nosaukums var tikt tulkots kā "piena ceļš", pateicoties tā līdzībai ar vāji apgaismotu joslu, kas šķērso debess sfēru.

1. attēls. Skaistā lēcveida galaktika, kas pazīstama kā Sombrero Galaxy M104 Jaunavas zvaigznājā 29,35 miljonu gaismas gadu attālumā, redzama ar Habla teleskopu. Avots: Wikimedia Commons.

Skaidrās vasaras naktīs to ļoti labi var novērot starp Skorpiona un Strēlnieka zvaigznājiem, jo ​​kodols ir tajā virzienā un kur zvaigžņu blīvums ir daudz lielāks.

Galaktiku atklāšanas vēsture

Lielais grieķu domātājs un Abdera (460-370 BC) matemātiķis demokrāts bija pirmais, kurš izteica domu - viņa laikā vēl nebija teleskopu -, ka Piena ceļu faktiski veido tūkstošiem zvaigžņu tik tālu viena no otras, ka vienu nevarēja atšķirt. citi.

Pagāja kāds laiks, līdz Galileo (1564-1642) ar viņu vienojās, kad, rādot pa teleskopu, viņš atklāja, ka debesīs ir vairāk zvaigžņu, nekā viņš var saskaitīt.

Galileo Galilei - Avots: Domenico Tintoretto

Tieši vācu filozofs Imanuels Kants (1724-1804) izlēma, ka Piena ceļu veido tik daudz tūkstošu Saules sistēmu un ka tam visam ir elipses forma un tas ritmiski rotē ap centru.

Turklāt viņš arī ierosināja, ka pastāvēja citi zvaigžņu un planētu komplekti, piemēram, Piena ceļš, un sauca tos par salu universiem. Šie salu Visumi būtu redzami no Zemes kā mazi, vāji gaismas plankumi.

Pēc 20 gadiem, 1774. gadā, parādījās Mesjē katalogs, kas sastāv no 103 līdz šim redzamiem dziļas kosmosa objektiem, ko izveidojis franču astronoms Šarls Mesjērs (1730-1817).

Starp tiem bija daži kandidāti uz salu Visumiem, kas bija pazīstami vienkārši kā miglāji. M31 miglājs bija viens no tiem, mūsdienās to dēvē par Andromedas kaimiņu galaktiku.

Viljams Heršels (1738-1822) paplašināja dziļo kosmosa objektu sarakstu līdz 2500 un vispirms aprakstīja Piena ceļa formu. Tomēr zinātnieki vēl nebija sapratuši, ka daži miglāji, piemēram, M31, paši ir milzīgi zvaigžņu konglomerāti, kas līdzīgi Piena ceļam.

Bija vajadzīgs teleskops ar pietiekamu izšķirtspēju, un to varēja iegādāties 1904. gadā, kad milzīgais teleskops Kalifornijas Mount Vilsona observatorijā tika uzbūvēts ar 100 collu diametra spoguli. Tikai līdz tam kļuva redzams Visuma lielums, jo jau tā milzīgais Piena ceļš ir tikai viena galaktika starp neskaitāmajiem to konglomerātiem.

1924. gadā Edvīnam Hablam (1889–1953) izdevās izmērīt attālumu līdz vienam no šiem spirālveida miglājiem, novērojot kefeīdiem līdzīgās zvaigznes objektā M31, kas ir visievērojamākais spirālveida formas miglājs ar nosaukumu Andromeda.

Kefīdi ir zvaigznes, kuras periodiski maina spilgtumu, un tas ir proporcionāls periodam. Spilgtākajiem ir ilgāki periodi.

Līdz tam Harolds Šaplejs (1885–1972) bija aprēķinājis Piena ceļa lielumu, taču tas bija tik liels, ka viņš bija pārliecināts, ka Andromedas miglājs atrodas Piena ceļa iekšpusē.

Tomēr Habls noteica, ka attālums līdz Andromedas cefeīdiem ir daudz lielāks nekā Piena Ceļa lielums, un tāpēc tajā to nevarēja atrast. Andromeda, tāpat kā Piena ceļš, bija pati galaktika, lai gan ilgu laiku to sauca par “ekstragalaktiskā miglāju”.

Vispārīgais raksturojums

Galaktikām ir forma, un, kā mēs redzēsim vēlāk, tās var klasificēt pēc šī kritērija. Tajos ir arī masa, un tie nemaz nav statiski elementi, jo tiem ir kustība.

Ir milzu un ļoti spilgtas galaktikas, piemēram, Piena ceļš un Andromeda, kā arī galaktikas, kuras sauc par “punduriem”, līdz tūkstoš reižu mazāk gaišām. Lai iepazītos ar izmēriem, ir noderīgi zināt dažas astronomijā izmantotās mērvienības. Vispirms mums ir gaismas gads.

Gaismas gads ir attāluma vienība, kas vienāda ar attālumu, kuru gaisma nobrauc viena gada laikā. Gaismas ātrums ir 300 000 km / s, reizinot ar sekunžu skaitu 365 dienās, rezultāts ir aptuveni 9 ar pusi miljardu kilometru.

Salīdzināšanas nolūkā attālums no Saules līdz Zemei ir 8,5 gaismas minūtes, apmēram 150 miljoni kilometru, kas ir aptuveni ekvivalents vienai ĀS vai astronomiskai vienībai, kas ir noderīga mērījumos Saules sistēmā. Nākamā tuvākā zvaigzne saulei ir Proxima Centauri 4,2 gaismas gadu attālumā.

ĀS rodas vēl viena plaši izmantota vienība: loka sekundes parsels vai parallaks. Ja punkts atrodas parseca attālumā, tas nozīmē, ka tā parallakse ir vienāda ar 1 loka sekundi starp Zemi un Sauli. Šis attēls to izskaidro:

2. attēls. Parses definēšanas shēma. Avots: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Izmērs, kustība un ķīmiskais sastāvs

Galaktiku izmēri ir ārkārtīgi dažādi, sākot no tik mazām, ka tām tik tikko ir tūkstoš zvaigžņu, līdz milzu eliptiskajām galaktikām, par kurām mēs sīkāk runāsim vēlāk.

Tādējādi mūsu Piena Ceļa diametrs ir aptuveni 100 000 gaismas gadu, tā ir liela galaktika, bet ne lielākā. NGC 6872 ir 520 000 gaismas gadu šķērsgriezumā, aptuveni 5 reizes pārsniedzot Piena ceļa diametru, un tā ir lielākā līdz šim zināmā spirālveida galaktika.

Galaktikas nav statiskas. Vispārīgi runājot, zvaigznēm un gāzes un putekļu mākoņiem ir rotācijas kustības ap centru, bet ne visas galaktikas daļas rotē ar vienādu ātrumu. Zvaigznes centrā rotē ātrāk nekā ārējās, tā sauktajā diferenciālajā rotācijā.

Attiecībā uz ķīmisko sastāvu visizplatītākie elementi Visumā ir ūdeņradis un hēlijs. Zvaigžņu iekšpusē, piemēram, kodolsintēzes reaktora, caur periodisko tabulu veidojas vissmagākie elementi, kurus mēs zinām.

Laika gaitā mainās galaktiku krāsa un spilgtums. Jaunākās galaktikas ir zilākas un gaišākas nekā vecākās.

Elipses formas galaktikas mēdz būt sarkanas, ar daudzām vecākām zvaigznēm, bet neregulāras ir zilganākās. Spirālveida galaktikās zils ir koncentrēts virzienā uz centru un sarkans uz nomalēm.

Galaktiku komponenti

Novērojot galaktiku, var identificēt šādas struktūras, kas atrodas Piena ceļā, kurš ir ņemts par modeli, jo tas ir vislabāk izpētīts:

Disko un halo

Divas mūsu galaktikas pamatstruktūras ir disks un halo. Disks atrodas galaktikas noteiktajā vidējā plaknē un satur lielu daudzumu starpzvaigžņu gāzes, kas rada jaunas zvaigznes. Tajā ir arī vecas zvaigznes un atvērtas kopas - slikti strukturēts zvaigžņu grupējums.

Jāatzīmē, ka ne visām galaktikām ir vienāds zvaigžņu veidošanās ātrums. Tiek uzskatīts, ka eliptiskajām galaktikām ir daudz zemāks ātrums, atšķirībā no spirālēm.

Saule atrodas Piena Ceļa galaktikas diskā uz simetrijas plaknes un tāpat kā visas diska zvaigznes, tā riņķo pa galaktiku pa ceļu, kas ir aptuveni apļveida un perpendikulārs galaktikas rotācijas asij. Vienas orbītas pabeigšana prasa apmēram 250 miljonus gadu.

Halo pārklāj galaktiku ar mazāk blīvu sferoidālu tilpumu, jo tas ir reģions, kurā ir daudz mazāk putekļu un gāzes. Tas satur riņķveida kopas, zvaigznes, kas sagrupētas pēc smaguma spēka un ir daudz vecākas par disku, atsevišķas zvaigznes un arī tā saucamo tumšo vielu.

Tumšā matērija ir matērijas veids, kura daba nav zināma. Tas savu vārdu ir parādā ar to, ka tas neizstaro elektromagnētisko starojumu, un tā esamība ir ierosināta, lai izskaidrotu faktu, ka zvaigznes ārpusē pārvietojas ātrāk, nekā gaidīts.

Ātrums, ar kādu zvaigzne pārvietojas attiecībā pret galaktikas centru, ir atkarīgs no matērijas izkliedes, jo zvaigzne paliek orbītā ar gravitācijas pievilcību, kas tai rodas. Ātrāks ātrums nozīmē, ka ir vairāk matēriju, ko nevar redzēt: tumšā matērija.

Spuldze, galaktikas kodols un josla

Izņemot disku un halo, galaktikā ir izliekums, centrālais izspiesties vai galaktikas kodols, kur ir lielāks zvaigžņu blīvums, tāpēc tas ir ļoti gaišs.

Tās forma ir aptuveni sfēriska - lai arī Piena ceļa forma drīzāk atgādina zemesriekstu - un tās centrā ir kodols, ko veido melnais caurums - fakts, kas, šķiet, ir izplatīts daudzās galaktikās, īpaši spirālveida.

Objekti, kas atrodas kodola tuvumā, rotē, kā mēs teicām, daudz ātrāk nekā tie, kas atrodas tālāk. Tur ātrums ir proporcionāls attālumam līdz centram.

Dažās spirālveida galaktikās, piemēram, mūsējās, ir josla, struktūra, kas iet caur centru un no kuras rodas spirālveida ieroči. Spirālveida galaktikas ir vairāk novājinātas nekā netraucētas.

Tiek uzskatīts, ka stieņi ļauj matēriju transportēt no galiem uz spuldzi, sabiezējot to, veicinot zvaigžņu veidošanos kodolā.

3. attēls. Piena ceļa komponenti. Saule atrodas vienā no ieročiem un tai ir rotācijas kustība ap galaktikas centru, kā arī vertikāla kustība. Avots: Wikimedia Commons.

Galaktiku veidi

Pirmais, kas tiek novērtēts, novērojot galaktikas caur teleskopu, ir to forma. Piemēram, lielā Andromēdas galaktika ir spirālveida, savukārt tās pavadonis NGC 147 ir eliptisks.

Galaktiku klasifikācijas sistēma ir balstīta uz formu, kāda tām ir, un mūsdienās visizplatītākā ir Habla tuninga dakša vai secība, kuru ap 1926. gadu izveidoja Edvīns Habls un kuru vēlāk pārveidoja pats un citi astronomi, parādoties jaunai informācijai.

Habls izstrādāja shēmu, uzskatot, ka tā attēlo sava veida galaktikas evolūciju, taču šodien ir zināms, ka tas tā nav. Burti tiek izmantoti secībā, lai apzīmētu galaktikas: E eliptiskajām galaktikām, S spirālveida galaktikām un Irr neregulāras formas galaktikām.

4. attēls. Habla skaņošanas dakša. Avots: Wikimedia Commons.

Eliptiskas galaktikas

Kreisajā pusē, regulējošās dakšas kaklā ir elipsveida galaktikas, kuras apzīmē burts E. Zvaigznes, kas tās veido, ir sadalītas vairāk vai mazāk vienveidīgi.

Cipars, kas pievienots burtam, norāda, cik eliptiska galaktika ir eliptiska, sākot ar E0, kas ir visfēriskākā, līdz E7, kas ir plakanākais. Nav novērotas galaktikas, kuru eliptisks ir lielāks par 7. Apzīmējot šo parametru kā є:

Є = 1 - (β / ɑ)

Ar α un β kā elipses šķietami galvenajām un mazajām pusasīm. Tomēr šī informācija ir relatīva, jo mums ir tikai skats no Zemes. Piemēram, nav iespējams uzzināt, vai galaktika, kas parādīta uz malas, ir eliptiska, lēcveida vai spirālveida.

Milzu elipsveida galaktikas ir vieni no lielākajiem objektiem Visumā. Tos ir visvieglāk novērot, kaut arī daudz mazākas versijas, ko sauc par punduru eliptiskajām galaktikām, ir daudz bagātīgākas.

5. attēls. Eliptiskā galaktika NGC 1316 Fornax zvaigznājā, apvienojoties ar citu mazāku galaktiku. Avots: attēla kredīts: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

Lentikulāras un spirālveida galaktikas

Lentikulāras galaktikas ir diska formas, bez spirālveida pleciem, taču tās var aizsprostot. Viņu nomenklatūra ir S0 vai SB0, un viņi atrodas tieši pie figūras dakšas. Atkarībā no putekļu daudzuma (augstas absorbcijas zonas) uz jūsu diska, tie ir sadalīti S01, SB01 līdz S03 un SB03.

S galaktikas ir pareizas spirālveida galaktikas, savukārt SB ir liegtas spirālveida galaktikas, jo šķiet, ka spirāles izliekas no joslas caur centrālo izspiešanos. Lielākajai daļai galaktiku ir šāda forma.

Abas galaktiku klases pēc kārtas izšķir pēc spirālveida plecu viegluma pakāpes, un tās ir apzīmētas ar mazajiem burtiem. Tos nosaka, salīdzinot lielākās izliekuma lielumu ar diska garumu: L izliekums / L disks.

6. attēls. Skaista spirālveida Andromēdas galaktika Kasiopea zvaigznājā. Avots: Wikimedia Commons attēls no NASA).

Piemēram, ja šis koeficients ir ≈ 0,3, galaktikas tiek apzīmētas kā Sa, ja tā ir vienkārša spirāle, vai SBa, ja tā ir liegta. Tajās spirāles šķiet stingrākas, un zvaigžņu koncentrācija rokās ir mērenāka.

Tā kā secība turpinās pa labi, spirāles parādās brīvākas. Izliekuma / diska attiecība šīm galaktikām ir šāda: L izspiesties / L disks ≈ 0,05.

Ja galaktikai ir starpposma raksturlielumi, var pievienot ne vairāk kā divus mazos burtus. Piemēram, Piena ceļu daži klasificē kā SBbc.

Neregulāras galaktikas

Tās ir galaktikas, kuru forma neatbilst nevienam no iepriekš aprakstītajiem modeļiem.

Pats Habls tos sadalīja divās grupās: Irr I un Irr II, kur pirmās ir tikai nedaudz organizētākas nekā pēdējās, jo tām ir kaut kas, kas atgādina spirālveida plecu formu.

Irr II galaktikas, mēs varētu teikt, ir amorfas un bez atpazīstamas iekšējās struktūras. Gan Irr I, gan Irr II parasti ir mazākas par eliptiskajām galaktikām vai majestātiskajām spirālveida galaktikām. Daži autori dod priekšroku atsaukties uz tām kā punduru galaktikas. Starp pazīstamākajām neregulārajām galaktikām var minēt kaimiņos esošos Magelāna mākoņus, kas klasificēti kā Irr I.

7. attēls. Neregulāra galaktika NGC 5408, ko Kentauru zvaigznājā atklāja Džons Heršels 1834. gadā. Sākumā tika uzskatīts, ka tas ir planētas miglājs. Avots: Wikimedia Commons.

Pēc Habla sekvences publicēšanas franču astronoms Žerārs de Vaukouleurs (1918–1995) ierosināja noņemt Irr I un Irr II nomenklatūru un Ird I, kam ir dažas spirālveida rokas, nosaukt par Sd - SBd galaktikām, Sm - SBm vai Im ("m" ir Magelāņu galaktika).

Visbeidzot, galaktikas, kuru forma ir patiesi neregulāra un bez spirālveida pēdām, tiek vienkārši sauktas par Go. Līdz ar to mūsdienu klasifikācija ir palikusi šāda:

Kā veidojas galaktikas?

Mūsdienās aktīva diskusija ir galaktiku veidošanās. Kosmologi uzskata, ka agrīnais Visums bija diezgan tumšs, piepildīts ar gāzes un tumšās vielas mākoņiem. Tas ir saistīts ar teoriju, ka pirmās zvaigznes izveidojās dažu simtu miljonu gadu laikā pēc Lielā sprādziena.

Kad zvaigžņu ražošanas mehānisms ir ieviests, izrādās, ka likmes ir palielinājušās un kritušās. Un tā kā zvaigznes veido galaktikas, ir dažādi mehānismi, kas noved pie galaktiku veidošanās.

Gravitācijas pievilcība ir pirmatnējs spēks, kas sāk kustēt kosmiskos objektus. Neliela matērijas uzkrāšanās kādā brīdī piesaista vairāk matērijas, un tā sāk uzkrāties.

Piena ceļš tiek uzskatīts, ka tas ir sācies šādā veidā: nelielas matēriju uzkrāšanās, kas galu galā radīja halogēnveidīgās kopas, starp kurām ir vecākās zvaigznes galaktikā.

Rotācija ir raksturīga masas uzkrāšanai, kas sekoja šim sākotnējam zvaigžņu veidošanās periodam. Un ar pagriešanu tiek radīts leņķiskais impulss, kura saglabāšana izraisīja sfēriskās masas sabrukumu, pārvēršot to plakanā diskā.

Galaktiku izmērs var palielināties, apvienojoties ar citām mazākām galaktikām. Tiek uzskatīts, ka tas tā ir šodien ar Piena Ceļu un tā mazākiem kaimiņiem, Magelāņu mākoņiem.

Vēl viena apvienošanās, kas gaidāma ļoti tālā nākotnē, ir sadursme ar Andromedu, kas atšķirībā no vairuma galaktiku mūs slēdz. Andromeda šobrīd atrodas 2,2 miljonu gaismas gadu attālumā.

Cik daudz galaktiku ir Visumā?

Lai arī lielākā daļa vietas ir tukša, pēc dažām aplēsēm ir miljoniem galaktiku, varbūt 100 triljoni no tām. Citi lēš 2 triljonu galaktiku. Lielākā daļa Visuma paliek neizpētīta, un precīzas atbildes uz šo jautājumu nav.

Tikai 12 dienu laikā Habla kosmiskais teleskops atrada 10 000 visdažādāko formu galaktikas. Faktiskais galaktiku skaits Visumā nav zināms. Novērojot ar teleskopu, jāuzsver, ka dodaties tālāk ne tikai tālumā, bet arī laikā.

Saules gaisma, ko mēs redzam, ir sasniegusi 8,5 minūtes, lai mūs sasniegtu. Skats uz Andromedu, ko mēs novērojam ar binokli, ir tāds, kāds bija pirms 2,2 miljoniem gadu. Tāpēc tas, ko mēs redzam no Zemes, ir novērojamā Visuma diapazonā. Pagaidām nav iespējas redzēt, kas atrodas ārpus tā.

Viens veids, kā novērtēt, cik galaktiku ir novērojamajā Visumā, ir ārkārtīgi dziļu lauka kadru no Habla vai XDF attēli, kas attēlo nelielu debess sfēras apgabalu.

Vienā šāvienā 13,2 miljardu gaismas gadu attālumā tika atrastas 5500 galaktikas. Reizinot šo vērtību ar XDF daudzumu visā debess sfērā, viņi novērtēja minētos 100 000 miljonus galaktiku.

Viss norāda, ka agrākos laikos bija vairāk galaktiku nekā tagad, taču mazākas, zilas un neregulāras formas nekā elegantās spirālveida galaktikas, kuras mēs redzam šodien.

Galaktiku piemēri

Neskatoties uz to milzīgo izmēru, galaktikas nav vientuļas, bet drīzāk ir sagrupētas hierarhiskās struktūrās.

Piena ceļš pieder tā saucamajai vietējai grupai, kurā visi dalībnieki - apmēram 54 - ir no attāluma, kas nepārsniedz 1 megaparku. Tad galaktiku blīvums samazinās, līdz parādās cits klasteris, kas līdzīgs vietējai grupai.

Starp milzīgajām atrastajām galaktikām ir vērts izcelt dažus pārsteidzošus to īpatnību piemērus:

Milzu eliptiskas galaktikas

Lielākās līdz šim atrastās galaktikas atrodas galaktiku puduru centrā. Tās ir milzīgas eliptiskas galaktikas, kuru gravitācija pievelk citas galaktikas, tās apņemot. Šajās galaktikās zvaigžņu veidošanās ātrums ir ļoti zems, tāpēc, lai turpinātu augt, viņi notver citas.

Aktīvās galaktikas

Aktīvās galaktikas, atšķirībā no normālākām un klusākām, piemēram, Piena Ceļa, izstaro ļoti augstas enerģijas frekvences, daudz augstākas par tām, kuras izstaro zvaigžņu kodoli, kas izplatītas jebkurā galaktikā.

Šīs augstas enerģijas frekvences, kuru jauda ir līdzvērtīga miljardiem saules, iznāk no tādu objektu kodoliem kā kvazāri, kas tika atklāti 1963. gadā. Pārsteidzoši, ka kvazārs, viens no spilgtākajiem objektiem Visumā, ir spējīgs saglabāt šo ātrumu miljoniem gadu.

Seišferta galaktikas ir vēl viens aktīvo galaktiku piemērs. Līdz šim no tiem ir atklāti vairāki simti. Tās kodols izstaro ļoti jonizētu starojumu, mainīgs laikā.

8. attēls. Seyfert M 106. galaktika. Avots: Wikimedia Commons. X-ray: NASA / CXC / Univ. Maryland / AS Wilson et al .; Optiskais: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

Tiek uzskatīts, ka centra tuvumā milzīga gāzveida materiāla daudzums plūst centrālā melnā cauruma virzienā. Masas zudums izstaro starojuma enerģiju rentgenstaru spektrā.

Radio galaktikas ir eliptiskas galaktikas, kas izstaro lielu radiofrekvenču daudzumu, desmit tūkstošus reižu vairāk nekā parastās galaktikas. Šajās galaktikās ir avoti - radiodaļas -, ko matērijas pavedieni savieno ar galaktikas kodolu, kas intensīva magnētiskā lauka klātbūtnē izstaro elektronus.

Atsauces

1. Carroll, B. Ievads mūsdienu astrofizikā. 2. Izdevums. Pīrsons. 874-1037.
2. Galaktika. Atgūts no: es.wikipedia.org
3. Kā tas strādā. 2016. Kosmosa grāmata. 8. Ed. Imagine Publishing Ltd., 134.-150.
4. Galaktikas. Atgūts no: astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. Osters, L. 1984. Mūsdienu astronomija. Redakcijas reverss. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Zvaigznes un planētas. Pētersona lauka ceļveži. 148-154.
7. Quora. Cik ir galaktiku? Atgūts no: es.quora.com.
8. Lineāls, lai izmērītu Visumu. Atgūts no: henrietta.iaa.es
9. Kas ir galaktika? Saturs iegūts no: spaceplace.nasa.gov.