SPIRĀLVEIDA GALAKTIKAS: RAKSTURLIELUMI UN VEIDI - ARTE - 2025

Spirālveida galaktika ir monumentāls klastera diska formas zvaigznēm ar spirālatzariem, atgādina formu vējdzirnaviņas. Roku forma ir ļoti atšķirīga, bet kopumā ir skaidri izdalīts kondensētais centrs, ko ieskauj disks, no kura spirāles dīgst.

Gandrīz 60% no šobrīd zināmajām galaktikām ir spirāles ar šādām raksturīgajām struktūrām: centrālā izspiede vai galaktikas izspiede, disks, spirālveida rokas un halo.

1. attēls. Riteņa galaktika Ursa Major zvaigznājā, kas atrodas 21 miljona gaismas gadu attālumā no Zemes. Avots: Wikimedia Commons. ESA / Habls.

Tās ir neparasta skaistuma galaktikas, kuras var atrasties tādos zvaigznājos kā Eridano. Visi tie tika kodēti, pateicoties astronoma Edvina Habla (1889-1953) darbam.

raksturojums

Divām trešdaļām spirālveida galaktiku ir centrālā josla, kas veido apakštipu, kuru sauc par noilgtām spirālveida galaktikām, lai tās atšķirtu no vienkāršām spirālveida galaktikām. Viņiem ir tikai divas spirāles, kas iznāk no stieņa un vijas tajā pašā virzienā. Mūsu Piena ceļš ir liegtas spirālveida galaktikas piemērs, lai gan mēs to nevaram novērot no savas pozīcijas.

Centrālais izspiesums ir sarkanbrūnā krāsā vecāku zvaigžņu klātbūtnes dēļ. Pašā kodolā ir maz gāzes, un centrā parasti atrodas melnais caurums.

Disks no savas puses ir zilgans un ar gāzēm un putekļiem bagāts ar jaunām un karstākām zvaigznēm, kas riņķo gandrīz ap riņķveida ceļiem ap galaktikas kodolu, bet lēnāk nekā kodols.

Runājot par spirālēm, tās ir ļoti dažādas, sākot ar tām, kas cieši aptinas ap centrālo izspiešanos vai ieročiem, kas uz tā ir izvietoti atklātāk. Viņi izceļas, pateicoties lielam skaistu, zilu, jaunu zvaigžņu skaitam.

Ir vairākas teorijas par to veidošanos, par kurām mēs runāsim vēlāk.

Visbeidzot, ir sfēriska oreola, kas ieskauj visu disku, ar sliktu gāzi un putekļiem, kurā vecākās zvaigznes ir sagrupētas gredzenveida zvaigžņu kopās, milzīgos klasteros ar tūkstošiem un pat miljoniem zvaigžņu, kas pārvietojas ar lielu ātrumu.

Spirālveida galaktiku veidi

Lai klasificētu galaktikas pēc to morfoloģijas (pēc izskata no Zemes), tiek izmantota Edvīna Habla 1936. gadā izveidotā noregulēšanas dakša, kuru vēlāk modificēja citi astronomi, sākotnējam apzīmējumam pievienojot apakštipus un numurus.

Habla burtu kodētas galaktikas šādā veidā: E - eliptiskajām galaktikām, SO - lēcveida formas galaktikām un S - spirālēm.

Vēlāk tika pievienotas vēl divas kategorijas, lai iekļautu SB spirālveida galaktikas un galaktikas, kuru forma neatbilst modelim un ir neregulāras: Irr. Apmēram 90% no visām novērotajām galaktikām ir eliptiskas vai spirālveida. Irr kategorijā ir tikai 10%.

2. attēls. Galaktiku iestatīšanas dakšas diagramma. Avots: Wikimedia Commons. Sākotnējais augšupielādētājs bija Cosmo0 angļu Vikipēdijā. (Oriģinālteksts: Nav norādīts).

Habls uzskatīja, ka galaktikas savu dzīvi sāka kā E0 veida sfēriskas struktūras un pēc tam izstrādāja ieročus un kļuva par spirālveida galaktikām, kas galu galā būs neregulāras.

Tomēr ir pierādīts, ka tas tā nav. Eliptiskajām galaktikām ir daudz lēnāka rotācijas kustība, kas neliks tām izlīdzināties un radīt spirāles.

Habla skaņošanas dakšas rokās ir spirālveida galaktikas: S parastām spirālēm un SB ierobežotām spirālēm. Mazie burti norāda apakštipus: "a" norāda, ka spoles ir cieši noslēgtas ap kodolu, bet "c" tiek izmantotas, kad tie ir brīvāki. Attiecīgi palielinās arī gāzes proporcija.

Piena ceļš ir SBb tipa, un saule atrodas vienā no spirāles balstiem: Oriona roka, ko sauc tāpēc, ka tajā ir arī šī zvaigznāja zvaigznes, kas ir viens no visspilgtākajiem, kas redzams no Zemes.

Teorijas par spirāļu izcelsmi

Spirālveida izcelsme vēl nav precīzi zināma, tomēr ir vairākas teorijas, kas mēģina tās izskaidrot. Sākumā astronomi drīz novēroja, ka spirālveida galaktikā dažādas struktūras rotē ar dažādu ātrumu. To sauc par diferenciālo rotāciju, un tā ir raksturīga šiem galaktiku veidiem.

Spirālveida galaktiku diska iekšpuse griežas daudz ātrāk nekā ārpuse, bet halo negriežas. Šī iemesla dēļ sākumā tika uzskatīts, ka tas ir iemesls spirālēm, un tas ne tikai ir pierādījums tumšās matērijas esamībai.

Tomēr, ja tas tā ir, spirāles būtu īslaicīgas (protams, astronomiskā izteiksmē), jo tās galu galā ietīs ap sevi un pazūd.

Blīvuma viļņi un zvaigžņu sevis pavairošana

Vairāk pieņemta teorija, lai izskaidrotu spirāļu esamību, ir blīvuma viļņi. Šī teorija, ko radījis zviedru astronoms Bertils Lindblads (1895–1965), postulē, ka matērijai ir atšķirīgas koncentrācijas izmaiņas, kas tāpat kā skaņa var izplatīties galaktikas vidē.

Tādā veidā tiek izveidotas zonas ar lielāku koncentrāciju, piemēram, spirāles, un citas, kurās ir mazāk koncentrācijas, kas būtu atstarpes starp tām. Bet šīm zonām ir ierobežots ilgums, tāpēc rokas var kustēties, kaut arī to forma laika gaitā saglabājas.

Tas izskaidro, kāpēc spirāles ir ļoti aktīvi reģioni zvaigžņu ražošanas ziņā. Tur gāze un putekļi ir koncentrētāki, tāpēc gravitācija iejaucas tā, ka viela salīp kopā, veidojot priekšstatus, kas radīs jaunas un masīvas zvaigznes.

Otra teorija, kas cenšas izskaidrot spirāles, ir pašizplatīšanās. Ir zināms, ka spirālveida ieroču masīvās zilās zvaigznes ir īslaicīgas salīdzinājumā ar vēsākām, sarkanākām zvaigznēm kodolā.

Pirmie savu dzīvi parasti beidz gigantiskos supernovas sprādzienos, bet materiālu var pārstrādāt jaunās zvaigznēs tajā pašā vietā, kur iepriekšējās: spirālveida ieročos.

Tas izskaidro ieroču noturību, bet ne to izcelsmi. Šī iemesla dēļ astronomi drīzāk uzskata, ka to cēlonis ir dažādu faktoru kombinācija: tā pati diferenciālā rotācija, blīvuma viļņu esamība, zvaigžņu pašizplatīšana un mijiedarbība ar citām galaktikām.

Visi šie apstākļi kopā rada dažāda veida spirālveida sviras: plānas un skaidri norobežotas vai biezas un slikti noteiktas.

Atšķirības ar elipsveida galaktikām

Acīmredzamākā atšķirība ir tā, ka zvaigznes elipsveida galaktikās ir vienmērīgāk sadalītas nekā spirālēs. Tajās tie parādās koncentrēti sarkanbrūnā diskā un izkliedējas spirālveida daļās, ir zilganā krāsā, turpretī eliptiskajās galaktikās to sadalījums ir ovāls.

Vēl viena atšķirīga iezīme ir starpzvaigžņu gāzes un putekļu klātbūtne vai neesamība. Elipsveida galaktikās lielākā daļa vielas jau sen pārvērtās par zvaigznēm, tāpēc tām ir maz gāzes un putekļu.

Savukārt spirālveida galaktikās ir apgabali, kur ir daudz gāzu un putekļu, kas rada jaunas zvaigznes.

Nākamā ievērojamā atšķirība ir zvaigžņu tips. Astronomi izšķir divas zvaigžņu populācijas: I populācija jauna un II populācija, vecākas zvaigznes. Eliptiskās galaktikās ir II populācijas zvaigznes un daži elementi, kas ir smagāki par hēliju.

Turpretī spirālveida galaktikās ir I un II populācija. Diskā un rokās es dominēju populācija, jaunāka un ar augstu metāliskumu. Tas nozīmē, ka tie satur smagos elementus, zvaigžņu paliekas, kas jau ir pazudušas, kamēr halo ir vecākās zvaigznes.

Tāpēc zvaigznes turpina veidoties spirālveida galaktikās, kamēr elipses galaktikās tās nav. Un tas ir tas, ka elipsveida galaktikas, iespējams, ir spirālveida un neregulāru galaktiku sadursmju rezultāts, kuras laikā pazūd lielākā daļa kosmisko putekļu un līdz ar to arī iespēja radīt jaunas zvaigznes.

Šīs galaktiku sadursmes ir bieži notikumi, patiesībā tiek uzskatīts, ka Piena ceļš ir sadursmē ar mazām satelīta galaktikām: Strēlnieka eliptisko punduru galaktiku SagDEG un punduru galaktiku Canis Major.

Salīdzināšanas tabula

Atšķirības starp elipsveida un spirālveida galaktikām. Avots: Fanny Zapata.

Spirālveida galaktiku piemēri

Spirālveida galaktiku Visumā ir daudz. Skatoties no Zemes, tie ir neparasta skaistuma objekti to dažādo formu dēļ. Piemēram, Eridano zvaigznājā ir piecas dažāda veida spirālveida galaktikas, no kurām trīs ir ierobežotas. Viens no tiem ir NGC 1300, parādīts zemāk.

3. attēls. Aizliegta spirālveida galaktika NGC 1300 Erídano. Kevins Džils no Losandželosas, CA, Amerikas Savienotās Valstis

Piena ceļš

Tā ir galaktika, kurā Saules sistēma atrodas vienā no spirāles balstiem. Tajā ir no 100 līdz 400 miljardiem zvaigžņu ar aptuveno izmēru no 150 līdz 200 tūkstošiem gaismas gadu. Tā ir daļa no tā dēvētās vietējās galaktiku grupas kopā ar Andromedu un aptuveni 50 citām galaktikām, gandrīz visiem punduriem.

Andromeda

Pazīstams arī kā M31, tas atrodas Andromedas zvaigznājā netālu no Cassiopeia ar savu atpazīstamo W formu.To var redzēt ar neapbruņotu aci vai ar labu binokli skaidrās, bez mēness naktīs.

Lai arī tas jau parādījās seno arābu astronomu ierakstos, nebija zināms, ka tā bija galaktika līdz 20. gadsimta sākumam, pateicoties Edvina Habla novērojumiem.

4. attēls. Andromēdas galaktika. Avots: Pixabay.

Tas atrodas aptuveni 2,5 miljonu gaismas gadu attālumā un ir aptuveni Piena Ceļa lieluma, lai gan tiek uzskatīts, ka tas ir nedaudz masīvāks. Tomēr jaunākie aprēķini norāda, ka tā masa ir salīdzināma ar mūsu pašu galaktikas masu.

Andromeda mums tuvojas ar lielu ātrumu, tāpēc sagaidāms, ka apmēram 4,5 miljardu gadu laikā tā sadursies ar Piena ceļu, radot gigantisku eliptisku galaktiku.

Virpuļvannas galaktika

Tas parādās Mesjē katalogā kā objekts M51, un to 1773. gadā atklāja pats Čārlzs Mesjērs. Tas atrodams Kanes Venatici zvaigznājā boreālajās debesīs, netālu no Bootes un Leo, no kurienes to var redzēt ar binokli.

Šim majestātiskajam astronomiskajam objektam ir tipiska spirālveida galaktikas forma, un tā aptuvenais attālums ir no 16 līdz 27 miljoniem gaismas gadu. Tam ir blakusesošā galaktika, kas skaidri redzama teleskopa attēlos: galaktika NGC 5195.

5. attēls. Virpuļveida galaktika un tās satelīta galaktika. Avots: Wikimedia Commons. NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) un Habla mantojuma komanda STScI / AURA)

Atsauces

1. Carroll, B. Ievads mūsdienu astrofizikā. 2. Izdevums. Pīrsons.
2. Heras, A. Ievads Astronomija un astrofizika. Atgūts no: antonioheras.com.
3. Osters, L. 1984. Mūsdienu astronomija. Redakcijas reverss.
4. Wikipedia. Galaktiku veidošanās un evolūcija. Atgūts no: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Spirālveida galaktikas. Atgūts no: en.wikipedia.org.