GALAKTYKA: CHARAKTERYSTYKA, SKŁADNIKI, RODZAJE, FORMACJA - ARTE - 2025

Galaktyka jest konglomeratem astronomicznych obiektów i materii, takich jak gaz i pył, miliardy gwiazd, mgławic, planet, planetoid, komet, czarnych dziur, a nawet dużo ciemnej materii, wszystkich strukturyzowanych dzięki sile grawitacji.

Nasz układ słoneczny jest częścią dużej galaktyki spiralnej zwanej Drogą Mleczną. Nazwę tę wywodzącą się z języka greckiego można przetłumaczyć jako „mleczna ścieżka”, ze względu na jej podobieństwo do słabo oświetlonego pasma przecinającego sferę niebieską.

Rysunek 1. Piękna galaktyka soczewkowa znana jako Galaktyka Sombrero M104 w konstelacji Panny, oddalona o 29,35 miliona lat świetlnych, widziana przez teleskop Hubble'a. Źródło: Wikimedia Commons.

W pogodne letnie noce można go bardzo dobrze obserwować między konstelacjami Skorpiona i Strzelca, ponieważ w tym kierunku znajduje się jądro, a gęstość gwiazd jest znacznie większa.

Historia odkrycia galaktyk

Wielki grecki myśliciel i matematyk Demokryt z Abdery (460-370 pne) jako pierwszy zasugerował - w jego czasach nie było teleskopów - że Droga Mleczna składała się w rzeczywistości z tysięcy gwiazd tak odległych od siebie, że nie można było ich odróżnić. inny.

Minęło trochę czasu, zanim Galileusz (1564-1642) się z nim zgodził, kiedy wskazując swój teleskop stwierdził, że na niebie jest więcej gwiazd, niż mógł zliczyć.

Galileo Galilei - Źródło: Domenico Tintoretto

To niemiecki filozof Immanuel Kant (1724-1804) spekulował, że Droga Mleczna składa się z tylu tysięcy układów słonecznych, a całość ma eliptyczny kształt i rotuje rytmicznie wokół środka.

Ponadto zasugerował również, że istnieją inne zestawy gwiazd i planet, takie jak Droga Mleczna, i nazwał je wszechświatami wyspiarskimi. Te wszechświaty wyspowe byłyby widoczne z Ziemi jako maleńkie, słabe plamki światła.

20 lat później, w 1774 roku, ukazał się katalog Messiera, kompilacja 103 widocznych do tej pory obiektów kosmicznych wykonanych przez francuskiego astronoma Charlesa Messiera (1730-1817).

Wśród nich byli kandydaci do wszechświatów wyspiarskich, znanych po prostu jako mgławice. Jedną z nich była mgławica M31, znana dziś jako sąsiednia galaktyka Andromedy.

William Herschel (1738-1822) rozszerzył listę obiektów kosmicznych do 2500 i jako pierwszy opisał kształt Drogi Mlecznej. Jednak naukowcy nie zdawali sobie jeszcze sprawy, że niektóre mgławice, takie jak M31, same były ogromnymi konglomeratami gwiazd podobnych do Drogi Mlecznej.

Potrzebny był teleskop o wystarczającej rozdzielczości, który można było kupić w 1904 r., Kiedy to ogromny teleskop w Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii został zbudowany z lustrem o średnicy 100 cali. Dopiero wtedy rozmiar wszechświata stał się oczywisty, ponieważ i tak ogromna Droga Mleczna to tylko jedna galaktyka, pośród niezliczonych ich konglomeratów.

W 1924 roku Edwin Hubble (1889-1953) zdołał zmierzyć odległość do jednej z tych mgławic spiralnych, obserwując gwiazdy podobne do cefeid w obiekcie M31, najbardziej niezwykłej mgławicy o kształcie spirali zwanej Andromedą.

Cefeidy to gwiazdy, które okresowo zmieniają swoją jasność i jest to proporcjonalne do okresu. Jaśniejsze mają dłuższe okresy.

Do tego czasu Harold Shapley (1885-1972) oszacował wielkość Drogi Mlecznej, ale była ona tak duża, że ​​był przekonany, że Mgławica Andromedy znajduje się we wnętrzu Drogi Mlecznej.

Jednak Hubble ustalił, że odległość do cefeid Andromedy była znacznie większa niż wielkość Drogi Mlecznej i dlatego nie można jej znaleźć w jej obrębie. Andromeda, podobnie jak Droga Mleczna, była galaktyką samą w sobie, chociaż przez długi czas nazywano ją „mgławicą pozagalaktyczną”.

Charakterystyka ogólna

Galaktyki mają kształt i, jak zobaczymy później, można je klasyfikować według tego kryterium. Zawierają również masę i wcale nie są statycznymi bytami, ponieważ mają ruch.

Istnieją gigantyczne i bardzo jasne galaktyki, takie jak Droga Mleczna i Andromeda, a także galaktyki zwane „karłami”, nawet tysiąc razy mniej jasne. Aby zapoznać się z rozmiarami, warto znać jednostki miary stosowane w astronomii. Najpierw mamy rok świetlny.

Rok świetlny to jednostka odległości równa odległości, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku. Biorąc pod uwagę, że prędkość światła wynosi 300 000 km / s, mnożąc przez liczbę sekund w ciągu 365 dni, wynik wynosi około 9 i pół miliarda kilometrów.

Dla celów porównawczych odległość od Słońca do Ziemi wynosi 8,5 minuty świetlnej, około 150 milionów kilometrów, co w przybliżeniu odpowiada jednej jednostce astronomicznej AU lub astronomicznej, przydatnej w pomiarach w Układzie Słonecznym. Następną najbliższą Słońcu gwiazdą jest Proxima Centauri o 4,2 roku świetlnego.

AU daje początek kolejnej szeroko stosowanej jednostce: parsek lub paralaksa sekundy łukowej. To, że punkt znajduje się w odległości parseka, oznacza, że ​​jego paralaksa jest równa 1 sekundzie łukowej między Ziemią a Słońcem. Poniższy rysunek wyjaśnia to:

Rysunek 2. Schemat definiowania parseku. Źródło: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Rozmiar, ruch i skład chemiczny

Rozmiary galaktyk są niezwykle zróżnicowane, od tak małych, że mają zaledwie tysiąc gwiazd, po gigantyczne galaktyki eliptyczne, o których szczegółowo omówimy później.

Tak więc nasza Droga Mleczna ma około 100 000 lat świetlnych średnicy, jest to duża galaktyka, ale nie największa. NGC 6872 ma 520 000 lat świetlnych średnicy, około 5 razy większą od średnicy Drogi Mlecznej i jest największą znaną dotychczas galaktyką spiralną.

Galaktyki nie są statyczne. Ogólnie rzecz biorąc, gwiazdy i obłoki gazu i pyłu mają ruchy rotacyjne wokół centrum, ale nie wszystkie części galaktyki obracają się z jednakową prędkością. Gwiazdy w centrum obracają się szybciej niż zewnętrzne, w tzw. Rotacji różnicowej.

Jeśli chodzi o skład chemiczny, najpowszechniejszymi pierwiastkami we wszechświecie są wodór i hel. W gwiazdach, podobnie jak w reaktorze termojądrowym, najcięższe pierwiastki, jakie znamy, powstają w układzie okresowym.

Kolor i jasność galaktyk zmieniają się w czasie. Młodsze galaktyki są bardziej niebieskie i jaśniejsze niż starsze.

Galaktyki w kształcie elipsy mają tendencję do czerwieni, z licznymi starszymi gwiazdami, podczas gdy nieregularne są najbardziej niebieskie. W galaktykach w kształcie spirali niebieski jest skoncentrowany w centrum, a czerwony w kierunku peryferii.

Składniki galaktyk

Obserwując galaktykę, można zidentyfikować struktury, takie jak poniższe, obecne w Drodze Mlecznej, która została przyjęta jako model, ponieważ jest najlepiej zbadana:

Dyskoteka i aureola

Dwie podstawowe struktury naszej galaktyki to dysk i halo. Dysk znajduje się w środkowej płaszczyźnie wyznaczonej przez galaktykę i zawiera dużą ilość gazu międzygwiazdowego, z którego powstają nowe gwiazdy. Zawiera również stare gwiazdy i gromady otwarte - słabo ustrukturyzowaną grupę gwiazd.

Należy zauważyć, że nie wszystkie galaktyki mają taką samą szybkość tworzenia się gwiazd. Uważa się, że galaktyki eliptyczne mają znacznie mniejszą szybkość, w przeciwieństwie do spirali.

Słońce znajduje się w galaktycznym dysku Drogi Mlecznej, na płaszczyźnie symetrii i podobnie jak wszystkie gwiazdy w dysku, okrąża galaktykę po torze w przybliżeniu kołowym i prostopadłym do galaktycznej osi obrotu. Pokonanie jednej orbity zajmuje około 250 milionów lat.

Halo pokrywa galaktykę z mniejszą gęstością sferoidalną, ponieważ jest to obszar o znacznie mniejszej ilości pyłu i gazu. Zawiera gromady kuliste, gwiazdy zgrupowane pod działaniem grawitacji i znacznie starsze od dysku, pojedyncze gwiazdy, a także tak zwaną ciemną materię.

Ciemna materia to rodzaj materii, której natura jest nieznana. Swoją nazwę zawdzięcza temu, że nie emituje promieniowania elektromagnetycznego, a jego istnienie zostało zaproponowane w celu wyjaśnienia faktu, że gwiazdy na zewnątrz poruszają się szybciej niż oczekiwano.

Prędkość, z jaką gwiazda porusza się w stosunku do środka galaktyki, zależy od tego, jak rozkłada się materia, ponieważ jest to spowodowane przyciąganiem grawitacyjnym, że gwiazda pozostaje na orbicie. Większa prędkość oznacza, że ​​jest więcej materii, której nie można zobaczyć: ciemna materia.

Żarówka, jądro galaktyki i słupek

Oprócz dysku i halo, w galaktyce występuje wybrzuszenie, centralne zgrubienie lub jądro galaktyczne, w którym występuje większa gęstość gwiazd, przez co jest bardzo jasna.

Jej kształt jest w przybliżeniu kulisty - chociaż Drogi Mlecznej bardziej przypomina orzeszek ziemny - aw jej środku znajduje się jądro składające się z czarnej dziury, co wydaje się być powszechne w wielu galaktykach, zwłaszcza w spiralne.

Obiekty, które są w pobliżu jądra, obracają się, jak powiedzieliśmy, znacznie szybciej niż te, które są dalej. Tam prędkość jest proporcjonalna do odległości do centrum.

Niektóre galaktyki spiralne, takie jak nasza, mają pręt, strukturę biegnącą przez środek, z której wyłaniają się ramiona spiralne. Jest więcej galaktyk spiralnych z zakazami niż nieobjęte.

Uważa się, że pręciki umożliwiają transport materii z końców do bańki, pogrubiając ją, sprzyjając tworzeniu się gwiazd w jądrze.

Rysunek 3. Elementy Drogi Mlecznej. Słońce znajduje się w jednym z ramion i wykonuje ruch obrotowy wokół centrum galaktyki, a także ruch pionowy. Źródło: Wikimedia Commons.

Rodzaje galaktyk

Pierwszą rzeczą, którą docenia się podczas obserwacji galaktyk przez teleskop, jest ich kształt. Na przykład duża galaktyka Andromedy ma kształt spiralny, podczas gdy jej towarzysząca NGC 147 jest eliptyczna.

System klasyfikacji galaktyk jest oparty na ich kształcie, a obecnie najczęściej używanym jest kamerton lub sekwencja Hubble'a, stworzona około 1926 roku przez Edwina Hubble'a, a później zmodyfikowana przez niego i innych astronomów, gdy pojawiły się nowe informacje.

Hubble zaprojektował schemat w przekonaniu, że reprezentuje on rodzaj ewolucji galaktyk, ale dziś wiadomo, że tak nie jest. Litery są używane w sekwencji do oznaczania galaktyk: E - galaktyki eliptyczne, S - galaktyki spiralne, a Irr - galaktyki o nieregularnych kształtach.

Rysunek 4. Widełki stroikowe Hubble'a. Źródło: Wikimedia Commons.

Galaktyki eliptyczne

Po lewej stronie, na szyjce kamertonu, znajdują się eliptyczne galaktyki reprezentowane przez literę E. Gwiazdy, które je tworzą, są rozmieszczone w mniej lub bardziej jednolity sposób.

Liczba towarzysząca literze wskazuje, jak eliptyczna jest galaktyka -elipticity-, począwszy od E0, która jest najbardziej kulista, do E7, która jest najbardziej spłaszczona. Nie zaobserwowano żadnych galaktyk o eliptyczności większej niż 7. Oznaczając ten parametr jako є:

Є = 1 - (β / ɑ)

Z α i β jako pozornymi odpowiednio dużymi i małymi półosiami elipsy. Jednak ta informacja jest względna, ponieważ mamy widok tylko z Ziemi. Na przykład nie można stwierdzić, czy galaktyka pokazana na krawędzi jest eliptyczna, soczewkowata czy spiralna.

Gigantyczne galaktyki eliptyczne należą do największych obiektów we wszechświecie. Są najłatwiejsze do zaobserwowania, chociaż znacznie mniejsze wersje, zwane karłowatymi galaktykami eliptycznymi, są znacznie liczniejsze.

Rycina 5. Galaktyka eliptyczna NGC 1316 w konstelacji Piecka, łącząca się z inną mniejszą galaktyką. Źródło: Źródło: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

Galaktyki soczewkowe i spiralne

Galaktyki soczewkowe mają kształt dysku, bez ramion spiralnych, ale można je zakryć. Ich nomenklatura to S0 lub SB0 i znajdują się na rozwidleniu figury. W zależności od ilości pyłu (strefy o wysokiej absorpcji) na dysku, są one podzielone na S01, SB01 do S03 i SB03.

Galaktyki S to właściwe galaktyki spiralne, podczas gdy SB to galaktyki spiralne z poprzeczką, ponieważ spirale wydają się wystawać z pręta przez centralne wybrzuszenie. Zdecydowana większość galaktyk ma ten kształt.

Obie klasy galaktyk rozróżnia się z kolei stopniem łatwości ramion spiralnych i zaznaczono małymi literami. Są one określane przez porównanie wielkości największego wybrzuszenia z długością dysku: wybrzuszenie L / dysk L.

Rysunek 6. Piękna galaktyka spiralna Andromedy w konstelacji Kasjopei. Źródło: Wikimedia Commons, zdjęcie z NASA).

Na przykład, jeśli ten iloraz wynosi ≈ 0,3, galaktyki są oznaczane jako Sa, jeśli jest to prosta spirala, lub SBa, jeśli jest z poprzeczką. W nich spirale wydają się być ciaśniejsze, a koncentracja gwiazd w ramionach jest słabsza.

W miarę jak sekwencja biegnie w prawo, spirale wydają się luźniejsze. Stosunek wybrzuszenia / dysku dla tych galaktyk wynosi: L wybrzuszenie / L dysk ≈ 0,05.

Jeśli galaktyka ma charakterystykę pośrednią, można dodać maksymalnie dwie małe litery. Na przykład Droga Mleczna jest przez niektórych klasyfikowana jako SBbc.

Nieregularne galaktyki

Są to galaktyki, których kształt nie pasuje do żadnego z opisanych powyżej wzorów.

Sam Hubble podzielił je na dwie grupy: Irr I i Irr II, gdzie te pierwsze są tylko nieco bardziej zorganizowane niż drugie, ponieważ mają coś przypominającego kształt ramion spiralnych.

Galaktyki Irr II są, można by powiedzieć, amorficzne i bez rozpoznawalnej struktury wewnętrznej. Zarówno Irr I, jak i Irr II są zwykle mniejsze niż galaktyki eliptyczne lub majestatyczne galaktyki spiralne. Niektórzy autorzy wolą nazywać je galaktykami karłowatymi. Do najbardziej znanych galaktyk nieregularnych należą sąsiednie Obłoki Magellana, sklasyfikowane jako Irr I.

Rysunek 7. Galaktyka nieregularna NGC 5408, odkryta w gwiazdozbiorze Centaura przez Johna Herschela w 1834 roku. Początkowo sądzono, że jest to mgławica planetarna. Źródło: Wikimedia Commons.

Po opublikowaniu sekwencji Hubble'a, francuski astronom Gerard de Vaucouleurs (1918-1995) zasugerował usunięcie nomenklatury Irr I i Irr II i nazwanie Irr I, które mają pewne ramiona spiralne, jako galaktyki Sd - SBd, Sm - SBm lub Im („m” oznacza galaktykę Magellana).

Wreszcie galaktyki, których kształt jest naprawdę nieregularny i bez śladu spiral, nazywane są po prostu Go. Dzięki temu współczesna klasyfikacja pozostała taka:

Jak powstają galaktyki?

Formacja galaktyk jest dziś przedmiotem aktywnej dyskusji. Kosmolodzy uważają, że wczesny wszechświat był dość ciemny, wypełniony chmurami gazu i ciemnej materii. Wynika to z teorii, że pierwsze gwiazdy powstały w ciągu kilkuset milionów lat po Wielkim Wybuchu.

Po wprowadzeniu gwiezdnego mechanizmu produkcji okazuje się, że jego tempo wzrasta. A ponieważ gwiazdy tworzą galaktyki, istnieją różne mechanizmy, które prowadzą do powstawania galaktyk.

Przyciąganie grawitacyjne jest pierwotną siłą, która wprawia w ruch powstawanie obiektów kosmicznych. Niewielkie nagromadzenie materii w pewnym momencie przyciąga więcej materii i zaczyna się gromadzić.

Uważa się, że Droga Mleczna rozpoczęła się w ten sposób: małe nagromadzenia materii, które ostatecznie dały początek gromadom kulistym halo, wśród których znajdują się najstarsze gwiazdy w galaktyce.

Rotacja jest nieodłącznie związana z akumulacją masy, która nastąpiła po tym początkowym okresie formowania się gwiazd. Wraz z obrotem powstaje moment pędu, którego zachowanie spowodowało załamanie się kulistej masy, przekształcając ją w płaski dysk.

Galaktyki mogą powiększać się, łącząc się z innymi mniejszymi galaktykami. Uważa się, że dzieje się tak dzisiaj w przypadku Drogi Mlecznej i jej mniejszych sąsiadów, chmur Magellana.

Kolejną fuzją spodziewaną w bardzo odległej przyszłości jest zderzenie z Andromedą, która w przeciwieństwie do większości galaktyk zbliża się do nas. Andromeda znajduje się obecnie 2,2 miliona lat świetlnych stąd.

Ile galaktyk znajduje się we wszechświecie?

Chociaż większość przestrzeni jest pusta, według niektórych szacunków istnieją miliony galaktyk, być może 100 bilionów z nich. Inni szacują 2 biliony galaktyk. Większość wszechświata pozostaje niezbadana i nie ma dokładnej odpowiedzi na to pytanie.

W ciągu zaledwie 12 dni Kosmiczny Teleskop Hubble'a odkrył 10000 galaktyk o najróżniejszych formach. Rzeczywista liczba galaktyk we Wszechświecie nie jest znana. Obserwując teleskopem trzeba podkreślić, że idziesz dalej nie tylko w oddali, ale także w czasie.

Dotarcie do nas zajęło nam 8,5 minuty. Widok Andromedy, który obserwujemy przez lornetkę, jest taki jak 2,2 miliona lat temu. Dlatego to, co widzimy z Ziemi, znajduje się w zasięgu obserwowalnego wszechświata. Na razie nie ma sposobu, aby zobaczyć, co jest poza nią.

Jednym ze sposobów oszacowania liczby galaktyk w obserwowalnym wszechświecie jest wykonanie bardzo głębokich ujęć pola z Hubble'a lub XDF, które reprezentują niewielki obszar sfery niebieskiej.

W jednym takim ujęciu znaleziono 5500 galaktyk w odległości 13,2 miliarda lat świetlnych. Mnożąc tę ​​wartość przez wielkość XDF dla całej sfery niebieskiej, oszacowali liczbę wspomnianych 100 000 milionów galaktyk.

Wszystko wskazuje na to, że dawniej było więcej galaktyk niż obecnie, ale są one mniejsze, niebieskie i mają bardziej nieregularny kształt niż eleganckie galaktyki spiralne, które widzimy dzisiaj.

Przykłady galaktyk

Pomimo swoich ogromnych rozmiarów galaktyki nie są samotne, ale raczej są pogrupowane w hierarchiczne struktury.

Droga Mleczna należy do tak zwanej Grupy Lokalnej, w której wszyscy członkowie - około 54 - znajdują się w odległości nie większej niż 1 Mega-parsek. Następnie gęstość galaktyk maleje, aż pojawi się kolejna gromada podobna do grupy lokalnej.

Wśród ogromnej różnorodności znalezionych galaktyk warto wyróżnić kilka zaskakujących przykładów ich cech szczególnych:

Gigantyczne galaktyki eliptyczne

Największe dotychczas odkryte galaktyki znajdują się w centrum gromad galaktyk. Są to ogromne galaktyki eliptyczne, których grawitacja przyciąga inne galaktyki, pochłaniając je. W tych galaktykach tempo tworzenia się gwiazd jest bardzo niskie, więc aby dalej rosnąć, chwytają inne.

Aktywne galaktyki

Aktywne galaktyki, w przeciwieństwie do bardziej normalnych i cichych, takich jak Droga Mleczna, emitują częstotliwości o bardzo wysokiej energii, znacznie wyższej niż te emitowane przez jądra gwiazd, powszechne w każdej galaktyce.

Te wysokoenergetyczne częstotliwości, których moc jest równoważna miliardom słońc, wychodzą z jądra obiektów takich jak kwazary, odkrytych w 1963 roku. Co zaskakujące, kwazar, jeden z najjaśniejszych obiektów we Wszechświecie, jest w stanie utrzymać tę szybkość przez miliony lat.

Galaktyki Seyferta to kolejny przykład galaktyk aktywnych. Do tej pory odkryto ich kilkaset. Jego rdzeń emituje zmienne w czasie promieniowanie silnie zjonizowane.

Rysunek 8. Galaktyka Seyfert M 106. Źródło: Wikimedia Commons. Rentgen: NASA / CXC / Univ. Maryland / AS Wilson i wsp.; Optyczne: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

Uważa się, że w pobliżu centrum ogromna ilość materiału gazowego pędzi w kierunku centralnej czarnej dziury. Utrata masy uwalnia energię promieniowania w widmie rentgenowskim.

Galaktyki radiowe to eliptyczne galaktyki, które emitują duże ilości częstotliwości radiowych, dziesięć tysięcy razy więcej niż zwykłe galaktyki. W tych galaktykach istnieją źródła - płaty radiowe - połączone włóknami materii z jądrem galaktyki, które emituje elektrony w obecności intensywnego pola magnetycznego.

Bibliografia

1. Carroll, B. Wprowadzenie do współczesnej astrofizyki. 2nd. Wydanie. Osoba. 874-1037.
2. Galaktyka. Odzyskane z: es.wikipedia.org
3. Jak to działa. 2016. Księga Przestrzeni. 8th. Ed. Imagine Publishing Ltd. 134–150.
4. Galaktyki. Odzyskany z: astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. Oster, L. 1984. Współczesna astronomia. Od redakcji Reverté. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Gwiazdy i planety. Przewodnicy polowi Petersona. 148-154.
7. Quora. Ile jest galaktyk? Odzyskany z: es.quora.com.
8. Linijka do pomiaru wszechświata. Odzyskany z: henrietta.iaa.es
9. Co to jest galaktyka? Pobrane z: spaceplace.nasa.gov.