I store spiralgalakser, som den vi lever i, er den totale massen av stjerner omtrent 100-200 milliarder solmasser. Hvis vi deler dette tallet på galaksens sannsynlige alder (10-20 milliarder år), får vi den gjennomsnittlige stjernedannelseshastigheten fra gass over hele galaksens historie, som er 5-20 solmasser per år. Imidlertid avtar stjernedannelseshastigheten gradvis over tid, så nå er det i de fleste tilfeller 1-5 solmasser per år for de fleste spiralgalakser. Og flere unge stjerner i året er ikke så mye.
Unge stjerner dannes med varierende hastighet i hele galaksen. Hastigheten for stjernedannelse avhenger av avstanden fra sentrum av galaksen omtrent som vist i fig. 6. Selv om unge stjerner kan være tilstede (i lite antall) nær sentrum av galaksen, er de aller fleste assosiert med spiralarmene. Stjernedannelse utenfor de optisk observerte grenene forekommer praktisk talt ikke, til tross for at det er funnet interstellar gass der i en rekke galakser.
Hastigheten for stjernedannelse varierer også for forskjellige typer spiralgalakser. I Sa-galakser er den som regel mindre enn i Sc-galakser. Vanligvis observeres ikke individuelle blå stjerner eller lyse H II-regioner i spiralgrenene til Sa-galaksene - de er ikke bare mindre vanlige der, men også svakere i lysstyrke (sistnevnte er fortsatt et mysterium).
For å forstå hvordan fødslen av stjerner i galakser skjer, er det viktig å finne ut hvor spiralarmene kommer fra og hvorfor stjerner oppstår hovedsakelig i dem?
Hvis du ser på fotografier av noen spiralgalakser, kan det se ut som om hele galaksen, bortsett fra en liten del i sentrum, er laget av spiraler. Men dette inntrykket er feil. Ved å utføre spesielle målinger kan vi bli overbevist om at selv i galakser med en velutviklet struktur er lysstyrken til spiralarmene (og spesielt massen) en liten del av lysstyrken (eller massen) til hele galaksen. De skiller seg ut mot den generelle stjernebakgrunnen fordi spiralene inneholder de lyseste objektene i galakser: varme stjerner med en overflatetemperatur på 20-30 tusen grader, klynger av unge stjerner, stjerneassosiasjoner og massive gassskyer som fluorescerer sterkt under påvirkning av ultrafiolett stråling fra varme stjerner Stjerner med høy lysstyrke og høye temperaturer lever mye kortere enn "vanlige" stjerner som vår sol. Derfor observerer vi dem bare i nærheten av stedene der de ble født. Konsentrasjonen deres i spiralarmer antyder at armene i galakser er områder strukket ut i en lang kjede eller stripe der den majestetiske prosessen med stjernefødsel finner sted. Riktignok er det kjente galakser der vi ser unge stjerner, men de har ikke spiralarmer. Slike galakser har en tendens til å ha mye interstellar gass. Det ser ut til at spiralarmene rett og slett letter og fremskynder stjernedannelsen, noe som gjør prosessen effektiv selv når lite av det nødvendige "råmaterialet" - interstellar gass - gjenstår.
Grenenes spiralform kan ha sammenheng med rotasjonen av galakser. Denne rotasjonen er slik at dens vinkelhastighet avtar med avstanden fra sentrum av galaksen. Det følger av dette at individuelle deler av galaksen løper rundt det galaktiske sentrum med forskjellige perioder, og hvis du på en eller annen måte velger et tilstrekkelig stort område i den roterende skiven, vil den på mindre enn en omdreining bli til et segment av en spiral.
La oss nå forestille oss at i flere områder i galaksens plan har gassen blitt tettere og sentre for stjernedannelse har oppstått. Da vil den differensielle rotasjonen av galaksen veldig raskt (hvis en prosess som tar titalls millioner år kan kalles rask) "smøre" hver slik region inn i et segment - et "klipp" av en spiralgren. Faktisk er "rester" av spiralgrener observert i noen galakser. De eksisterer sannsynligvis i ethvert stjernesystem der stjerneformasjonssentre kan strekkes ved differensiell rotasjon. Men dette er ikke en løsning på problemet, siden i mange galakser er spiralarmene åpenbart ikke segmenter. De kan spores over en eller enda flere omdreininger rundt kjernen. Bare en prosess som dekker en betydelig del av hele galaksen kan føre til dannelse av spiralgrener.
Kanskje spiralgrenene ganske enkelt er utstøting av materie fra sentrum av galaksen? Men for det første "når" spiralgrenene ikke alltid sentrum (i sperrede galakser strekker de seg for eksempel fra det i rette vinkler), og for det andre roterer stoffet til spiralgrenene (stjerner, interstellar gass) rundt senteret av galaksen i nesten sirkulære baner, i stedet for å bevege seg radialt, som man kan forvente i tilfelle en utstøting. Dessuten må utkastene skje ofte for å forklare den utbredte forekomsten av spiralgalakser.
I dette tilfellet representerer kanskje spiralarmene buede rør av relativt tett interstellar gass der stjerner dannes? Observasjoner av nøytralt interstellart hydrogen motsier ikke denne antagelsen, men hva kan holde gassen i slike rør, hvorfor flyr den ikke bort i alle retninger? Gassens eget gravitasjonsfelt kan ikke holde det: tyngdekraftens virkning vil bare føre til at gassrøret bryter i separate kondensasjoner og kollapser. Og differensialrotasjonen til galaksen vil raskt strekke røret til det etter 1-2 omdreininger "snurrer" helt. Så spiralgrenene kan ikke forklares på denne måten.
Da kan kanskje et magnetfelt redde gassrøret fra ødeleggelse? Men selv på denne banen støter man på store vanskeligheter: for at spiralgrenrøret skal rotere som en helhet, er det nødvendig å ha et magnetfelt med en energitetthet flere hundre ganger større enn den tilsvarende verdien for feltet i interstellar gass fra galaksen vår. Dette er neppe mulig: et slikt felt ville føre til lett påviselige effekter, og dets tilstedeværelse ville avsløre seg selv på en eller annen måte.
En løsning (er det den eneste?) på problemet med eksistensen av spiralgrener ble funnet på en annen måte, og betraktet dem ikke som solide rør, men som områder der banene til stjerner som roterer rundt galaksens sentrum er spesielt nær hverandre (for eksempel som vist i fig. 7). Spiralgrener fra dette synspunktet er bare komprimeringer i stjerneskiven, som ikke inkluderer de samme objektene hele tiden, men beveger seg langs galaksens skive, og ikke bærer stoff med seg, akkurat som bølger som forplanter seg over vannoverflaten ikke bære den.
Den første som begynte å utvikle en lignende tilnærming til å forklare naturen til spiralgrener, var den svenske matematikeren B. Linblad. Fra og med 1960-tallet begynte teorien om spiralarmer som tetthetsbølger å utvikle seg raskt takket være en ny hydrodynamisk tilnærming til tetthetsbølgeutbredelse, lånt fra plasmafysikk. Denne tilnærmingen ble brukt på studiet av kompresjonsbølger med en spiralfront som forplanter seg i galaksens gassstjerneskiva. I følge bølgeteorien om dannelsen av spiralarmer, bør den differensielle rotasjonen av galaksen ikke ødelegge spiralstrukturen, siden, i motsetning til stjerneskiven, roterer spiralmønsteret med en konstant periode, lik mønsteret på den faste overflaten til en topp. I dette tilfellet beveger både stjerner og gass seg i forhold til spiralgrenene, og passerer periodisk gjennom bølgefronten. En slik passasje har liten effekt på stjernenes bevegelse: deres tetthet i spiralgrenen blir bare litt (flere prosent) høyere. Interstellar gass er en annen sak. Det kan betraktes som et kontinuerlig, lett komprimerbart medium, hvis tetthet bør øke kraftig når den passerer gjennom "kammen" av en bølge. Her ligger svaret på spørsmålet om hvorfor spiralarmer er fødestedet til stjerner. Tross alt bidrar kompresjonen av interstellar gass til dens raske kondensering til skyer, og deretter til stjerner.
Prosessen med gasspassasje gjennom en spiralgren har gjentatte ganger blitt vurdert teoretisk. Beregningsresultatene viser at når en gass "kommer inn" i en spiralgren, øker dens tetthet og trykk kraftig (i noen tilfeller vises en sjokkbølge), og gassen deler seg raskt i to faser: tett, men kald (skyer) og sjeldne, men med en temperatur på 7-9 tusen grader (mellomskymiljø). Hvis massen til skyene er stor - flere hundre masser av solen, kan det ytre trykket i det varme miljøet komprimere dem så mye at skyene blir gravitasjonsmessig ustabile og kan trekke seg sammen (før dannelsen av stjerner). En annen mekanisme for å øke gasstettheten fungerer samtidig og uavhengig. Det er på grunn av det faktum at interstellar gass i magnetfeltet til galaksen danner et ustabilt system. Gassskyer ser ut til å "gli" langs magnetfeltlinjene, synkende til selve planet til stjerneskiven - inn i de såkalte "potensielle hullene". Der akkumuleres de og smelter sammen til store gasskomplekser, hvor stjernedannelse skjer. Disse gasskompleksene, oppvarmet av stjerner, er det som skaper det fillete utseendet til spiraler i galakser rike på interstellar gass.
Stjernene som dukket opp som et resultat av disse prosessene fortsetter sin bevegelse gjennom galaksen med samme hastighet som gassen som fødte dem, og forlater gradvis - over titalls millioner år - spiralgrenen. Men i løpet av denne tiden har de klareste stjernene allerede blitt eldre og slutter å avgi mye energi ("gassskyene som glødet takket være disse stjernene vil også slukne"). Derfor observerer vi nesten alltid lyse stjerner og varm interstellar gass i spiralarmene, og ikke i hele galaksen. Dessuten er disse gjenstandene (så vel som mørke "årer" av støv, hvis utseende tilsynelatende er assosiert med gasskompresjon) ikke bare konsentrert mot spiralgrenene, men mot deres indre side - nøyaktig hvor det ifølge bølgeteorien forventes "inntrengning" av gass i kompresjonsbølgen og dens kompresjon.
Etter å ha passert gjennom spiralgrenen, blir den interstellare gassen igjen sjeldnet - ett atom per flere kubikkcentimeter rom. Nye gassmasser passerer gjennom bølgefronten, og nye sentra for stjernedannelse dukker opp.
Konklusjonen om at spiralgrenene til galakser kan dannes av tetthetsbølger bekreftes også i beregninger (ved hjelp av høyhastighetsdatamaskiner) av bevegelsen til et stort antall materielle punkter som simulerer stjerner og gass på den galaktiske skiven. Disse beregningene viste at gass i sin bevegelse faktisk kan danne en uttalt spiralstruktur.
Når man forklarte naturen til spiralgrener, møtte bølgeteorien et alvorlig problem: tetthetsbølger viste seg å ikke være "evige". De skulle forfalle sakte og ville forsvinne etter å ha eksistert i ikke mer enn 1 milliard år hvis de ikke ble opphisset igjen eller støttet av en eller annen energikilde. Derfor ble forskere møtt med en annen oppgave: å finne ut hva som er kilden, eller bedre å si, mekanismen for eksitasjon av tetthetsbølger?
Flere slike mekanismer er foreslått, men hvilken av dem som spiller hovedrollen i galakser er fortsatt uklart. Bølger kan også genereres av samspillet mellom to stjerneundersystemer av galakser, hvis det ene roterer raskt og det andre sakte (stjerneskiven og den sfæroidale komponenten av galaksen), og gravitasjonsustabiliteten til det interstellare mediet på periferien av galakser, og den ikke-aksesymmetriske fordelingen av masser, ofte observert nær sentrum av galakser, samt muligens utslipp fra dens sentrale kjerne.
Generelt sett, akkurat som bølger på vann eller lydbølger i luft kan eksiteres på et stort antall måter, kan tetthetsbølger i galakser eksiteres på en rekke måter - resultatet vil være det samme: en spiralstruktur.
Den endelige verifiseringen av riktigheten av bølgeteorien om opprinnelsen til spiralarmene til galakser er tilsynelatende et spørsmål om nær fremtid. Men kunnskapen vår om spiralgrenenes natur er fortsatt langt fra fullstendig, og alle antakelser og beregninger må fortsatt bekreftes. Og formen på spiralgrenene er ofte for kompleks til å kunne anses som en matematisk korrekt spiral. Grener kan være brede og smale, avvike fra formen på spiralen, smelte sammen, forgrene seg, være forbundet med broer, danne flere uavhengige "lag" osv. (B.A. Vorontsov-Velyaminov, blant tusenvis av spiralgalakser, oppdaget en rekke slike , to grener som ser ut til å være vridd i forskjellige retninger!). Det er ennå ikke mulig å forklare denne variasjonen av former. Til slutt, i noen stjernesystemer er spiralarmene tydeligvis ikke-bølgende, selv om formen deres tilsynelatende fortsatt er relatert til galaksens rotasjon. Dette gjelder ikke bare spiralskrap inne i galakser. Det er mange kjente tilfeller når spiralgrener... strekker seg utover grensene til selve galaksene! Brede og svake strekker de seg i en ujevn stripe, noen ganger i mange titusenvis av lysår gjennom de perifere områdene av stjernesystemer, og går inn i det intergalaktiske rommet. De observeres nesten utelukkende der det er to eller flere såkalte interagerende galakser. En av pionerene i studiet av samvirkende galakser, B. A. Vorontsov-Velyamov, oppdaget et stort antall galakser nær hverandre, hvorav en eller to har merkelige intergalaktiske grener, som ikke alltid ser ut som spiral (fig. 8). I noen tilfeller kan slike grener dukke opp når et stjernesystem påvirkes av gravitasjonsfeltet til en nabogalakse. Et eksternt gravitasjonsfelt kan endre den indre strukturen til en galakse (tross alt beveger all materie seg under påvirkning av gravitasjonskrefter). Når et annet massivt stjernesystem nærmer seg en galakse, oppstår det krefter som forsøker å ødelegge galaksen. Men oftest kommer det ikke til fullstendig ødeleggelse. Noen stjerner løsner seg fra hoveddelen av galaksen og kan under visse forhold danne en eller to "jetstråler" som er bøyd på grunn av at stjernene tidligere har kretset rundt sentrum av galaksen. Resultatet er en spiral av stjerner revet fra galaksen. Hvis stjernesystemet ikke er omgitt av et tilstrekkelig tett gassmiljø eller ikke har en størrelse som er mye større enn det som er antatt i dag, er skjebnen til slike spiraler enkel - hundrevis av millioner år vil passere og spiralene vil forsvinne: stjernene inkludert i dem vil "falle" tilbake eller forlate galaksen for alltid. Riktigheten av slike ideer bekreftes av beregninger av samspillet mellom stjernesystemer utført på en datamaskin.
Men her er det som er overraskende: du kan finne galakser der de ytre grenene "forenes" med vanlige spiralgrener. Dette betyr at eksiteringen av tetthetsbølger kan assosieres med ytre påvirkninger. Det viser seg at en galakse på avstand kan påvirke dannelsen av stjerner (og dermed planeter) i en annen, nabogalakse (det er grunn til å tro at vår galakse også har spor av interaksjon med nabosystemer - LMC og IMC Australske radioastronomer har oppdaget at en lang og smal, som krysser mer enn halve himmelen, er en "arm" av spinkelt, kaldt nøytralt hydrogen assosiert med disse to nabogalaksene. Ingen stjerner har ennå blitt oppdaget i gassarmen, men de kan være for svak til å skilles ut som enkeltpunkter der.).
(nesten sfærisk fortykning) omgitt av en skive:
- bulen ligner en elliptisk galakse som inneholder mange gamle stjerner - den såkalte "Population II" - og ofte et supermassivt svart hull i midten;
- Skiven er en flat, roterende formasjon som består av interstellar materie, unge Populasjon I-stjerner og åpne stjernehoper.
Spiralgalakser er så navngitt fordi de har lyse armer av stjerneopprinnelse i skiven som strekker seg nesten logaritmisk ut av bulen. Selv om de noen ganger ikke er lett å skille fra hverandre (for eksempel i flokkulente spiraler), er disse armene hovedmåten for å skille spiralgalakser fra linseformede galakser, som er preget av en skivestruktur og mangel på en uttalt spiral. Spiralarmer er områder med aktiv stjernedannelse og består for det meste av unge, varme stjerner; Dette er grunnen til at ermene skiller seg godt ut i den synlige delen av spekteret. De aller fleste observerte spiralgalakser roterer i retning av vridning av spiralarmene.
Skiven til en spiralgalakse er vanligvis omgitt av en stor kuleformet glorie av gamle Population II-stjerner, hvorav de fleste er konsentrert i kulehoper som kretser rundt det galaktiske sentrum. En spiralgalakse består altså av en flat skive med spiralarmer, en elliptisk bule og en sfærisk glorie, hvis diameter er nær skivens diameter.
Mange (i gjennomsnitt to av tre) spiralgalakser har en bar i sentrum ( "bar"), fra endene som strekker seg spiralarmer. Armene inneholder en betydelig del av støv og gass, samt mange stjernehoper. Stoffet i dem roterer rundt sentrum av galaksen under påvirkning av tyngdekraften.
Massen til spiralgalakser når 10 12 solmasser.
Følgende paradoks er kjent: omløpstiden for stjerner rundt den galaktiske kjernen er omtrent 100 millioner år; Alderen til selve galaksene er flere titalls ganger høyere. I mellomtiden er spiralene vanligvis vridd ved et lite antall omdreininger. Paradokset forklares av det faktum at stjernenes tilhørighet til spiraler ikke er konstant: stjerner kommer inn i området okkupert av spiralarmen, bremser bevegelsen deres i denne regionen i noen tid og forlater spiralen. I mellomtiden kan en spiral, som et område med økt materietetthet i skiven til en spiralgalakse, eksistere på ubestemt tid - spiraler ligner på stående bølger.
Spiralgalakser kan avvike litt i antall stjerner fra skiven som omgir dem, men de kan være betydelig lysere. Gassskyer, som krysser spiralen, opplever kompresjon eller ekspansjon, og genererer sjokkbølger i gassen. Alt dette fører til ubalanse i skyene og intens stjernedannelse i spiralområdet. Og hvis vi tar i betraktning at levetiden til de lyseste gigantene og supergigantene er tusenvis av ganger mindre enn solens alder, viser det seg at de fleste av de knallblå stjernene er samlet i et lite volum av spiralarmen: superkjemper gjør det. ikke har tid til å forlate spiralen på de få millioner årene som eksisterer før supernovaeksplosjonen. Som et resultat gir et stort antall blå superkjemper galaksespiralene en lys blåaktig fargetone.
Plassering av solen
Solen er interessant fordi den befinner seg mellom spiralarmene til galaksen og roterer rundt sentrum av galaksen på nøyaktig samme tid som spiralarmene. Som et resultat krysser ikke solen områder med aktiv stjernedannelse, der supernovaer ofte bryter ut - strålingskilder som er ødeleggende for livet.
Spiralgalakser
- Melkeveien (vår galakse)
se også
Notater
Wikimedia Foundation. 2010.
- Borisov, Alexander Ilyich
- Tetisheri
Se hva "Spiral Galaxy" er i andre ordbøker:
Spiralgalakse- en galakse preget av en spiralstruktur. Enhver galakse med spiralarmer. Edwin Hubble delte spiralgalakser i to brede grupper med en sentral bar (SB-galakser) og uten den (S). Hver gruppe er videre delt inn i... Astronomisk ordbok
SPIRALGALAKSE- SPIRAL GALAXY, en type standard GALAXIES i klassifiseringen av Edwin HUBBLE... Vitenskapelig og teknisk encyklopedisk ordbok
Spiral Galaxy M101- M101 Galaxy Forskningshistorie ... Wikipedia
Spiral Galaxy M74- Galaxy History of exploration Etter å ha oppdaget... Wikipedia
Spiral Galaxy M65- M65 Galaxy Forskningshistorie Oppdager Pierre Mechain Oppdagelsesdato ... Wikipedia
Spiral Galaxy M94- M94 Galaxy Forskningshistorie Oppdager Pierre Mechain ... Wikipedia
Sperret spiralgalakse- Datamodell av Melkeveien galaksen ... Wikipedia
Spiralgalakse med stang- ... Wikipedia
Dvergspiralgalaksen– En dvergspiralgalakse er en type spiralgalakse preget av sin lille størrelse (mindre enn 5 kpc), svake lysstyrke og lave overflatelysstyrke. Dvergspiralgalakser er klassifisert som dverggalakser... ... Wikipedia
Stadig oftere vil du støte på ulike forkortelser og forkortelser som indikerer typer galakser, kom til den konklusjonen at det er nødvendig å skrive en egen artikkel om dette emnet parallelt og uavhengig, slik at hvis du har spørsmål eller misforståelser om typene galakser, refererer du ganske enkelt til denne korte artikkelen.
Det er svært få typer galakser. Det er 4 viktigste, med 6 noen tillegg. La oss finne ut av det.
Typer av galakser
Når vi ser på diagrammet ovenfor, la oss gå i rekkefølge, la oss finne ut hva bokstaven og det tilstøtende tallet (eller en annen tilleggsbokstav) betyr. Alt vil falle på plass.
1. Elliptiske galakser (E)
Type E galakse (M 49)
Elliptiske galakser ha en oval form. De mangler en sentral lys kjerne.
Tallet som legges til etter den engelske bokstaven E deler denne typen inn i 7 undertyper: E0 - E6. (noen kilder rapporterer at det kan være 8 undertyper, noen 9, det spiller ingen rolle). Det bestemmes av en enkel formel: E = (a - b) / a, hvor a er hovedaksen, b er minoraksen til ellipsoiden. Dermed er det ikke vanskelig å forstå at E0 ideelt sett er rund, E6 er oval eller flat.
Elliptiske galakser utgjør mindre enn 15 % av det totale antallet av alle galakser. De mangler stjernedannelse og består hovedsakelig av gule stjerner og dverger.
Når de observeres gjennom et teleskop, er de ikke av stor interesse, fordi Det vil ikke være mulig å undersøke detaljene i detalj.
2. Spiralgalakser (S)
S-type galakse (M 33)
Den mest populære typen galakse. Mer enn halvparten av alle eksisterende galakser er det spiral. Galaksen vår Melkeveien er også spiral.
På grunn av deres "grener" er de de vakreste og mest interessante å observere. De fleste stjernene er plassert i umiddelbar nærhet til sentrum. Videre, på grunn av rotasjon, sprer stjernene seg og danner spiralgrener.
Spiralgalakser er delt inn i 4 (noen ganger 5) undertyper (S0, Sa, Sb og Sc). I S0 kommer spiralgrenene ikke til uttrykk i det hele tatt og har en lett kjerne. De ligner veldig på elliptiske galakser. De er ofte klassifisert som en egen type - linseformet. Slike galakser utgjør ikke mer enn 10 % av det totale antallet. Deretter kommer Sa (ofte enkelt skrevet S), Sb, Sc (noen ganger legges også Sd til) avhengig av graden av vridning av grenene. Jo eldre tilleggsbokstaven er, desto lavere er vridningsgraden og galaksens "grener" omgir kjernen sjeldnere og sjeldnere.
"Grenene" eller "armene" til spiralgalakser har mange unge. Her foregår aktive stjernedannelsesprosesser.
3. Spiralgalakser med en stang (SB)
SBb type galakse (M 66)
Spiralgalakser med stang(eller også kalt "barred") er en type spiralgalakse, men inneholder en såkalt "bar" som passerer gjennom sentrum av galaksen - dens kjerne. Spiralgrener (ermer) divergerer fra endene av disse broene. I vanlige spiralgalakser stråler grener ut fra selve kjernen. Avhengig av graden av vridning av grenene, er de betegnet som SBa, SBb, SBc. Jo lengre ermet er, desto eldre tilleggsbokstav.
4. Uregelmessige galakser (Irr)
Type Irr Galaxy (NGC 6822)
Uregelmessige galakser ikke har noen klart definert form. De har en "flossete" struktur, kjernen kan ikke skilles.
Ikke mer enn 5 % av det totale antallet galakser har denne typen.
Imidlertid har selv uregelmessige galakser to undertyper: Im og IO (eller Irr I, Irr II). Jeg har i det minste noen hint av struktur, noen symmetri eller synlige grenser. IO er helt kaotisk.
5. Galakser med polare ringer
Polarringgalaksen (NGC 660)
Denne typen galakser skiller seg fra andre. Deres særegenhet er at de har to stjerneskiver som roterer i forskjellige vinkler i forhold til hverandre. Mange tror at dette er mulig på grunn av sammenslåingen av to galakser. Men forskerne har fortsatt ikke en eksakt definisjon av hvordan slike galakser ble dannet.
Flertall polare ringgalakser er linseformede galakser eller S0. Selv om de sjelden sees, er synet minneverdig.
6. Sære galakser
Merkelig rumpetroll Galaxy (PGC 57129)
Basert på definisjonen fra Wikipedia:
Merkelig galakse er en galakse som ikke kan klassifiseres i en bestemt klasse, siden den har uttalte individuelle egenskaper. Det er ingen klar definisjon for dette begrepet, og tilordningen av galakser til denne typen kan være omstridt.
De er unike på hver sin måte. Å finne dem på himmelen er ikke lett og krever profesjonelle teleskoper, men det du ser ser fantastisk ut.
Det er alt. Jeg håper ingenting komplisert. Nå vet du det grunnleggende typer (klasser) av galakser. Og når du blir kjent med astronomi eller leser artikler på bloggen min, vil du ikke ha spørsmål om definisjonen deres. Og hvis du plutselig glemmer, referer umiddelbart til denne artikkelen.
Spiralstruktur av galakser
Spiralgrener (ermer) er et karakteristisk trekk ved den såkalte. spiralgalakser, som vår tilhører. Grenene inneholder en relativt liten del av alle stjernene i galaksen, men de er tilstede. en av de mest fremtredende galaktiske. formasjoner, fordi Nesten alle varme stjerner med høy lysstyrke er konsentrert i dem. Stjerner av denne typen regnes som unge, så spiralarmene kan betraktes som stedet for stjernedannelse. I tillegg til unge stjerner, er det meste av den interstellare gassen i galaksen konsentrert i armene, hvorfra, ifølge moderne tid. ideer, og stjerner dannes. I henhold til arten av spiralgrenene og visse andre funksjoner, er spiralgalakser delt inn i klasser. I Sa-klassegalakser (i henhold til Hubble-klassifiseringen, se) er grenene relativt tynne (200-300 stk) og tett viklet; i Sc-klassegalakser er de mer diffuse (diffuse) og beveger seg bratt bort fra det sentrale området. Galakser med en bar (bar) er nær spiralgalakser; spiralgrener strekker seg vanligvis fra endene av strukturen. En av de vanlige klassifiseringene av spiralgalakser tilhører franskmennene. til astronomen J. Vaucouleurs, er det vist i fig. 1. Bokstavene A, B, AB karakteriserer familier av spiralgalakser. SA betegner en normal spiralgalakse, SB - sperret, SAB - overgangsformer. I tillegg til familier, som det fremgår av fig. 1, varianter tas i betraktning (ring - r, spiral s, blandet - rs).Gassen i spiralarmene består hovedsakelig av hydrogen. Det er vanligvis tilnærmet unionisert (nøytralt hydrogen, HI), men rundt varme stjerner ioniseres hydrogen (). Gassen danner ofte tette diffuse tåker, som også fungerer som en veiledning for å bestemme typen spiralarmer. Et annet tegn på grenene av fenomener. spredt i en gass, oppdaget av absorpsjonen den produserer. Den er synlig som en tynn mørk stripe langs den indre (nærmere midten av galaksen) kanten av spiralgrenen. I tillegg observeres tynne striper som krysser armene (fig. 2) og individuelle mørke masser i armene. Konsentrasjon av stjerner som danner galaktiske stjerner. skive, øker også litt i grenene, men ikke så mye som gasskonsentrasjonen.
Stjerner, gass og andre galaktiske objekter. Skivene beveger seg i nesten sirkulære baner. Det er eksperimentelt fastslått at vinkelhastigheten til denne bevegelsen som funksjon av radius, dvs. , avtar med avstanden fra sentrum av galaksen. Med denne typen rotasjon blir store gasskyer eller andre utvidede formasjoner strukket og blir lik en del av en spiralgren. Spiralgrener kunne imidlertid ikke oppstå på denne måten. Differensiell rotasjon kan skape strukturer som ligner på de observerte armene på mindre enn 10 9 år. I løpet av flere omdreininger av galaksen, hvis alder overstiger 10 10 år, bør slike strukturer ha kollapset, den romlige fordelingen av hydrogen, støv og varme stjerner skal ha blitt uregelmessig, noe som ikke observeres i de fleste tilfeller.
B. Lindblad (Sverige) var den første som foreslo ideen om at spiralgrener kunne være tetthetsbølger. I 1964 viste Q. Lin og F. Shu (USA) at spiralformede tetthetsbølger faktisk kan eksistere i galakser som roterer med vinkelhastighet (dvs. formen på fronten til slike bølger blir ikke forvrengt av differensialrotasjonen til galaktisk skive) og forplanter seg langs radien med en viss gruppehastighet v gr. Siden det er lite gass i galaksen (2-5 %), forplanter bølgene seg gjennom stjernepopulasjonen, der de kan eksiteres, og gassen reagerer allerede på forstyrrelsen knyttet til bølgene som reiser gjennom stjernesystemet, dvs. dens bevegelse i gravitasjon ermefelt ikke-selvkonsekvent.
Galakser er såkalte kollisjonsfrie stjernesystemer, fordi tid mellom to påfølgende tilnærminger til et solsystem stjerner med en annen stjerne er 3-4 størrelsesordener større enn galaksens alder. Derfor er muligheten for bølgeutbredelse i slike systemer ganske uvanlig. Her skyldes elastisiteten som er nødvendig for forplantningen av tetthetsbølger Coriolis-krefter som fører til den episykliske bevegelsen til stjerner, dvs. til syvende og sist - rotasjonen av systemet.
I bølgen øker konsentrasjonen av stjerner litt (den tilsvarende endringen i gravitasjonspotensialet er 10-20%). Imidlertid reaksjonen av interstellar gass selv til en så betydelig endring i tyngdekraften. Potensialet til galaksen er stort: akselererende i feltet til en spiralbølge med stjernetetthet, oppnår gassen supersonisk hastighet og komprimeres flere ganger. en gang. Dette kan føre til fremveksten av en global (som omfatter det meste av skiven) sjokkbølge i den interstellare gassen. En av de observasjonsmessige manifestasjonene av nedbremsingen av gass i en sjokkbølge (gassen innhenter armene under sin galaktiske bevegelse og deretter bremses opp) er fenomenet. mørke striper av tett gass med støv på innsiden. kanten av spiralarmene (fig. 2). Komprimering av gass kan tjene som en utløser for dannelsen av stjerner. Faktisk er indikatorer på spiralstruktur vanligvis unge OB-stjerner og deres assosiasjoner, HII-soner, supernova-rester, molekylære mørke skyer, H 2 O-masere og strålingskilder (se). Når interstellar gass strømmer gjennom spiralarmer, kan det oppstå en slags faseovergang i den med dannelsen av en skystruktur. Dette kaster lys over opprinnelsen til de samtidig sameksisterende ulike fasene (kalde, varme, varme) av interstellar gass.Bølgeteorien om spiralstrukturen til galakser er utviklet i tilstrekkelig detalj og tillater kvantitativ sammenligning med observasjoner. Det er imidlertid en rekke uløste problemer. Et regelmessig spiralmønster er ikke observert i alle galakser; en ganske uregelmessig struktur er ofte synlig, bestående av mange korte formasjoner, som bare "generelt" danner et utseende av spiralarmer. Et regelmessig globalt spiralmønster observeres vanligvis i galakser med stang og i galakser med "satelitter" (fig. 2). I disse tilfellene finner den vanlige strukturen en forklaring. Dermed fungerer stangen i sentrum av galaksen som en generator, spennende og opprettholder tetthetsbølger. En satellittgalakse, som databeregninger viser, kan i utgangspunktet også eksitere spiraltetthetsbølger. galakse, takket være tidevannskreftene som oppstår her.
Til tross for at bølgetolkningen av spiralmønsteret til galakser er praktisk talt generelt akseptert, innenfor rammen av selve bølgeteorien er det synspunkter, det endelige valget mellom disse kan bare gjøres ved observasjoner. Hvis Galaxy med alle dens undersystemer betraktes som en uendelig tynn disk med en viss sverm av jfr. spredning av stjernehastigheter og overflatetettheten som tilsvarer projeksjonen av den totale tettheten ved et gitt punkt, og tilskriv galaksens observerte rotasjonskurve til denne modellen, så viser geometrien til toarmsmønsteret seg å falle sammen med den observerte ved 13 km/(skpc) for en viss type tetthetsbølger. I følge et annet synspunkt bestemmes typen av tetthetsbølger av plandelsystemet og hastighetsspredningen av dets komponenter, som er mye mindre enn verdien som ble tatt i bruk i det første tilfellet. I dette tilfellet er geometrien til det observerte mønsteret bedre beskrevet av en annen type bølger med 24 km/(skpc). Det finnes en rekke teoretiske betraktninger og observasjonsdata som tilsynelatende indikerer at det andre tilfellet blir realisert i Galaxy. Hvis dette er tilfelle, er Solen i galaksen i en eksepsjonell posisjon, noe som kan få vidtrekkende konsekvenser for solsystemets kosmogoni og livets opprinnelse i det. Siden galaktisk skiven roterer differensielt, og spiralarmene roterer solid, det må være en sirkel i galaksen der vinkelhastighetene til skiven og tetthetsbølgen er like. Denne sirkelen kalles corotation (fra engelsk corotation - joint rotation). Dens radius R=R C bestemmes av tilstanden. Siden bare én slik sirkel kan eksistere i hver spiralgalakse, så er det åpenbart et fenomen. dedikert. Vinkelhastigheten for solens rotasjon i galaksen er 25 km/(skpc), avstanden fra solen til sentrum av galaksen er 10 kpc. Hvis 24 km/(skpc), så, ifølge Schmidt-modellen (1965), for eksempel 10,3 kpc. Dette betyr at galaktisk. Solsystemets bane er nær korotasjonssirkelen og er derfor i en spesiell posisjon.
En galakse er en stor formasjon av stjerner, gass og støv som holdes sammen av tyngdekraften. Disse største forbindelsene i universet kan variere i form og størrelse. De fleste romobjekter er en del av en bestemt galakse. Dette er stjerner, planeter, satellitter, tåker, sorte hull og asteroider. Noen av galaksene har store mengder usynlig mørk energi. På grunn av det faktum at galakser er atskilt av tomt rom, kalles de billedlig talt oaser i den kosmiske ørkenen.
| Elliptisk galakse | Spiralgalakse | Feil galakse | |
|---|---|---|---|
| Kuleformet komponent | Hele galaksen | Spise | Meget svak |
| Stjernedisk | Ingen eller svakt uttrykt | Hovedkomponent | Hovedkomponent |
| Gass- og støvskive | Nei | Spise | Spise |
| Spiralgrener | Ingen eller bare nær kjernen | Spise | Nei |
| Aktive kjerner | Møte | Møte | Nei |
| 20% | 55% | 5% |
Galaksen vår
Den nærmeste stjernen til oss, Solen, er en av milliardstjernene i Melkeveien. Når du ser på den stjerneklare nattehimmelen, er det vanskelig å ikke legge merke til en bred stripe strødd med stjerner. De gamle grekerne kalte klyngen av disse stjernene for galaksen.
Hvis vi hadde muligheten til å se på dette stjernesystemet fra utsiden, ville vi lagt merke til en oblate ball der det er over 150 milliarder stjerner. Galaksen vår har dimensjoner som er vanskelig å forestille seg. En lysstråle går fra den ene siden til den andre i hundretusenvis av jordår! Sentrum av galaksen vår er okkupert av en kjerne, hvorfra enorme spiralgrener fylt med stjerner strekker seg. Avstanden fra solen til galaksens kjerne er 30 tusen lysår. Solsystemet ligger i utkanten av Melkeveien.
Stjerner i galaksen, til tross for den enorme ansamlingen av kosmiske kropper, er sjeldne. For eksempel er avstanden mellom de nærmeste stjernene titalls millioner ganger større enn deres diametere. Det kan ikke sies at stjerner er spredt tilfeldig i universet. Deres plassering avhenger av gravitasjonskreftene som holder himmellegemet i et visst plan. Stjernesystemer med egne gravitasjonsfelt kalles galakser. I tillegg til stjerner inkluderer galaksen gass og interstellart støv.
Sammensetning av galakser.
Universet består også av mange andre galakser. De nærmeste til oss er fjerne i en avstand på 150 tusen lysår. De kan sees på himmelen på den sørlige halvkule i form av små tåkeflekker. De ble først beskrevet av Pigafett, et medlem av den magellanske ekspedisjonen rundt om i verden. De gikk inn i vitenskapen under navnet de store og små magellanske skyene.
Den nærmeste galaksen til oss er Andromedatåken. Den er veldig stor i størrelse, så den er synlig fra jorden med en vanlig kikkert, og i klart vær, selv med det blotte øye.
Selve strukturen til galaksen ligner en gigantisk spiral konveks i verdensrommet. På en av spiralarmene, ¾ av avstanden fra sentrum, er solsystemet. Alt i galaksen kretser rundt den sentrale kjernen og er underlagt tyngdekraften. I 1962 klassifiserte astronomen Edwin Hubble galakser avhengig av deres form. Forskeren delte alle galakser inn i elliptiske, spiralformede, uregelmessige og sperrede galakser.
I den delen av universet som er tilgjengelig for astronomisk forskning, er det milliarder av galakser. Samlet kaller astronomer dem Metagalaxy.
Galakser i universet
Galakser er representert av store grupper av stjerner, gass og støv holdt sammen av tyngdekraften. De kan variere betydelig i form og størrelse. De fleste romobjekter tilhører en galakse. Dette er sorte hull, asteroider, stjerner med satellitter og planeter, tåker, nøytronsatellitter.
De fleste galakser i universet inneholder enorme mengder usynlig mørk energi. Siden rommet mellom forskjellige galakser anses som tomt, kalles de ofte for oaser i rommets tomrom. For eksempel er en stjerne kalt Solen en av milliarder av stjerner i Melkeveisgalaksen i universet vårt. Solsystemet er plassert ¾ av avstanden fra sentrum av denne spiralen. I denne galaksen beveger alt seg konstant rundt den sentrale kjernen, som adlyder dens tyngdekraft. Imidlertid beveger kjernen seg også med galaksen. Samtidig beveger alle galakser seg i superhastigheter.
Astronom Edwin Hubble utførte i 1962 en logisk klassifisering av universets galakser, tatt i betraktning deres form. Nå er galakser delt inn i 4 hovedgrupper: elliptiske, spiralformede, sperrede og uregelmessige galakser.
Hva er den største galaksen i universet vårt?
Den største galaksen i universet er en supergigantisk linseformet galakse som ligger i Abell 2029-hopen.
Spiralgalakser
De er galakser hvis form ligner en flat spiralskive med et lyst senter (kjerne). Melkeveien er en typisk spiralgalakse. Spiralgalakser kalles vanligvis med bokstaven S; de er delt inn i 4 undergrupper: Sa, So, Sc og Sb. Galakser som tilhører So-gruppen kjennetegnes ved lyse kjerner som ikke har spiralarmer. Når det gjelder Sa-galaksene, kjennetegnes de av tette spiralarmer som er tett viklet rundt den sentrale kjernen. Armene til Sc- og Sb-galaksene omgir sjelden kjernen.
Spiralgalakser i Messier-katalogen
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Sperrede galakser
Bargalakser ligner spiralgalakser, men har én forskjell. I slike galakser begynner spiraler ikke fra kjernen, men fra broene. Omtrent 1/3 av alle galakser faller inn under denne kategorien. De er vanligvis betegnet med bokstavene SB. På sin side er de delt inn i 3 undergrupper Sbc, SBb, SBa. Forskjellen mellom disse tre gruppene bestemmes av formen og lengden på hopperne, der faktisk spiralarmene begynner.
Spiralgalakser med Messier-kataloglinjen
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Elliptiske galakser
Formen på galakser kan variere fra perfekt rund til langstrakt oval. Deres kjennetegn er fraværet av en sentral lys kjerne. De er betegnet med bokstaven E og er delt inn i 6 undergrupper (i henhold til form). Slike skjemaer er betegnet fra E0 til E7. Førstnevnte har en nesten rund form, mens E7 er preget av en ekstremt langstrakt form.
Elliptiske galakser i Messier-katalogen
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Uregelmessige galakser
De har ingen distinkt struktur eller form. Uregelmessige galakser er vanligvis delt inn i 2 klasser: IO og Im. Den vanligste er Im-klassen av galakser (den har bare et lite hint av struktur). I noen tilfeller er spiralformede rester synlige. IO tilhører klassen av galakser som har kaotisk form. De små og store magellanske skyene er et godt eksempel på Im-klassen.
Uregelmessige galakser i Messier-katalogen
|
|
|
Tabell over karakteristika for hovedtypene av galakser
| Elliptisk galakse | Spiralgalakse | Feil galakse | |
| Kuleformet komponent | Hele galaksen | Spise | Meget svak |
| Stjernedisk | Ingen eller svakt uttrykt | Hovedkomponent | Hovedkomponent |
| Gass- og støvskive | Nei | Spise | Spise |
| Spiralgrener | Ingen eller bare nær kjernen | Spise | Nei |
| Aktive kjerner | Møte | Møte | Nei |
| Prosentandel av totale galakser | 20% | 55% | 5% |
Stort portrett av galakser
For ikke lenge siden begynte astronomer å jobbe med et felles prosjekt for å identifisere plasseringen av galakser i hele universet. Målet deres er å få et mer detaljert bilde av den generelle strukturen og formen til universet i store skalaer. Dessverre er omfanget av universet vanskelig for mange mennesker å forstå. Ta vår galakse, som består av mer enn hundre milliarder stjerner. Det er flere milliarder galakser i universet. Fjerne galakser har blitt oppdaget, men vi ser lyset deres slik det var for nesten 9 milliarder år siden (vi er atskilt med så stor avstand).
Astronomer lærte at de fleste galakser tilhører en bestemt gruppe (den ble kjent som en "klynge"). Melkeveien er en del av en klynge, som igjen består av førti kjente galakser. Vanligvis er de fleste av disse klyngene en del av en enda større gruppe kalt superklynger.
Vår klynge er en del av en superklynge, som vanligvis kalles Jomfruklyngen. En slik massiv klynge består av mer enn 2 tusen galakser. På den tiden da astronomer laget et kart over plasseringen av disse galaksene, begynte superklynger å ta en konkret form. Store superklynger har samlet seg rundt det som ser ut til å være gigantiske bobler eller tomrom. Hva slags struktur dette er, vet ingen ennå. Vi forstår ikke hva som kan være i disse tomrommene. I følge antagelsen kan de være fylt med en viss type mørk materie ukjent for forskere eller ha tom plass inni. Det vil ta lang tid før vi vet hva slike tomrom er.
Galaktisk databehandling
Edwin Hubble er grunnleggeren av galaktisk utforskning. Han er den første som bestemmer hvordan man skal beregne den nøyaktige avstanden til en galakse. I sin forskning stolte han på metoden for pulserende stjerner, som er bedre kjent som Cepheider. Forskeren var i stand til å legge merke til en sammenheng mellom perioden som trengs for å fullføre én pulsering av lysstyrke og energien som stjernen frigjør. Resultatene av hans forskning ble et stort gjennombrudd innen galaktisk forskning. I tillegg oppdaget han at det er en korrelasjon mellom det røde spekteret som sendes ut av en galakse og dens avstand (Hubbles konstant).
I dag kan astronomer måle avstanden og hastigheten til en galakse ved å måle mengden rødforskyvning i spekteret. Det er kjent at alle galakser i universet beveger seg bort fra hverandre. Jo lenger en galakse er fra Jorden, desto større er bevegelseshastigheten.
For å visualisere denne teorien, se for deg selv å kjøre en bil som beveger seg med en hastighet på 50 km i timen. Bilen foran deg kjører 50 km i timen raskere, noe som betyr at hastigheten er 100 km i timen. Det er en annen bil foran ham, som kjører raskere med ytterligere 50 km i timen. Selv om hastigheten på alle 3 bilene vil være forskjellig med 50 km i timen, beveger den første bilen seg faktisk bort fra deg 100 km i timen raskere. Siden det røde spekteret snakker om hastigheten til galaksen som beveger seg bort fra oss, oppnås følgende: Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger galaksen seg og jo større avstand fra oss.
Vi har nå nye verktøy for å hjelpe forskere med å søke etter nye galakser. Takket være Hubble-romteleskopet kunne forskerne se det de bare kunne drømme om før. Den høye kraften til dette teleskopet gir god synlighet til selv små detaljer i nærliggende galakser og lar deg studere fjernere galakser som ennå ikke har vært kjent for noen. For tiden er nye romobservasjonsinstrumenter under utvikling, og i nær fremtid vil de bidra til å få en dypere forståelse av universets struktur.
Typer av galakser
- Spiralgalakser. Formen ligner en flat spiralskive med et uttalt senter, den såkalte kjernen. Melkeveisgalaksen vår faller inn i denne kategorien. I denne delen av portalsiden finner du mange forskjellige artikler som beskriver romobjekter fra vår galakse.
- Sperrede galakser. De ligner spiral, bare de skiller seg fra dem i en betydelig forskjell. Spiralene strekker seg ikke fra kjernen, men fra de såkalte hopperne. En tredjedel av alle galakser i universet kan tilskrives denne kategorien.
- Elliptiske galakser har forskjellige former: fra perfekt runde til ovale langstrakte. Sammenlignet med spiraler mangler de en sentral, uttalt kjerne.
- Uregelmessige galakser har ikke en karakteristisk form eller struktur. De kan ikke klassifiseres i noen av typene som er oppført ovenfor. Det er mye færre irregulære galakser i universets vidstrakter.
Astronomer har nylig lansert et felles prosjekt for å identifisere plasseringen av alle galaksene i universet. Forskere håper å få et klarere bilde av strukturen i stor skala. Størrelsen på universet er vanskelig for menneskelig tanke og forståelse å anslå. Vår galakse alene er en samling av hundrevis av milliarder stjerner. Og det er milliarder av slike galakser. Vi kan se lys fra oppdagede fjerne galakser, men ikke engang antyde at vi ser inn i fortiden, fordi lysstrålen når oss over titalls milliarder år, så stor avstand skiller oss.
Astronomer forbinder også de fleste galakser med visse grupper som kalles klynger. Melkeveien vår tilhører en klynge som består av 40 utforskede galakser. Slike klynger er kombinert til store grupper kalt superklynger. Klyngen med galaksen vår er en del av Jomfru-superhopen. Denne gigantiske klyngen inneholder mer enn 2 tusen galakser. Etter at forskere begynte å tegne et kart over plasseringen av disse galaksene, fikk superklynger visse former. De fleste galaktiske superklynger var omgitt av gigantiske tomrom. Ingen vet hva som kan være inne i disse tomrommene: ytre rom som interplanetarisk rom eller en ny form for materie. Det vil ta lang tid å løse dette mysteriet.
Interaksjon mellom galakser
Ikke mindre interessant for forskere er spørsmålet om samspillet mellom galakser som komponenter i kosmiske systemer. Det er ingen hemmelighet at romobjekter er i konstant bevegelse. Galakser er intet unntak fra denne regelen. Noen typer galakser kan forårsake en kollisjon eller sammenslåing av to kosmiske systemer. Hvis du forstår hvordan disse romobjektene fremstår, blir store endringer som følge av deres interaksjon mer forståelige. Under kollisjonen mellom to romsystemer spruter det ut en gigantisk mengde energi. Møtet mellom to galakser i universets vidstrakter er en enda mer sannsynlig hendelse enn kollisjonen mellom to stjerner. Kollisjoner av galakser ender ikke alltid med en eksplosjon. Et lite romsystem kan fritt passere sin større motpart, og endre strukturen bare litt.
Dermed oppstår dannelsen av formasjoner som ligner på langstrakte korridorer. De inneholder stjerner og gasssoner, og det dannes ofte nye stjerner. Det er tider da galakser ikke kolliderer, men bare berører hverandre lett. Men selv en slik interaksjon utløser en kjede av irreversible prosesser som fører til store endringer i strukturen til begge galaksene.
Hvilken fremtid venter galaksen vår?
Som forskerne antyder, er det mulig at Melkeveien i en fjern fremtid vil kunne absorbere et bitte lite satellittsystem på kosmisk størrelse, som befinner seg i en avstand på 50 lysår fra oss. Forskning viser at denne satellitten har et langt livspotensial, men hvis den kolliderer med sin gigantiske nabo, vil den mest sannsynlig avslutte sin separate eksistens. Astronomer spår også en kollisjon mellom Melkeveien og Andromedatåken. Galakser beveger seg mot hverandre med lysets hastighet. Ventetiden på en sannsynlig kollisjon er omtrent tre milliarder jordår. Hvorvidt det faktisk vil skje nå er imidlertid vanskelig å spekulere på grunnet mangelen på data om bevegelsen til begge romsystemene.
Beskrivelse av galakser påKvant. Rom
Portalsiden tar deg til en verden av interessant og fascinerende rom. Du vil lære naturen til universets struktur, bli kjent med strukturen til kjente store galakser og deres komponenter. Ved å lese artikler om galaksen vår blir vi mer tydelige på noen av fenomenene som kan observeres på nattehimmelen.
Alle galakser er i stor avstand fra jorden. Bare tre galakser kan sees med det blotte øye: de store og små magellanske skyene og Andromedatåken. Det er umulig å telle alle galaksene. Forskere anslår at antallet er rundt 100 milliarder. Den romlige fordelingen av galakser er ujevn - en region kan inneholde et stort antall av dem, mens den andre ikke vil inneholde en eneste liten galakse. Astronomer klarte ikke å skille bilder av galakser fra individuelle stjerner før tidlig på 90-tallet. På dette tidspunktet var det rundt 30 galakser med individuelle stjerner. Alle ble tildelt den lokale gruppen. I 1990 fant en majestetisk begivenhet sted i utviklingen av astronomi som vitenskap - Hubble-teleskopet ble skutt opp i jordens bane. Det var denne teknikken, samt nye bakkebaserte 10-meters teleskoper, som gjorde det mulig å se et betydelig større antall oppløste galakser.
I dag klør verdens "astronomiske sinn" seg i hodet om rollen til mørk materie i konstruksjonen av galakser, som bare manifesterer seg i gravitasjonsinteraksjon. For eksempel, i noen store galakser utgjør den omtrent 90 % av den totale massen, mens dverggalakser kanskje ikke inneholder den i det hele tatt.
Evolusjon av galakser
Forskere mener at fremveksten av galakser er et naturlig stadium i utviklingen av universet, som fant sted under påvirkning av gravitasjonskrefter. For omtrent 14 milliarder år siden begynte dannelsen av protokluster i primærstoffet. Videre, under påvirkning av forskjellige dynamiske prosesser, fant separasjonen av galaktiske grupper sted. Overfloden av galakseformer forklares av mangfoldet av startforhold i deres dannelse.
Sammentrekningen av galaksen tar omtrent 3 milliarder år. Over en gitt tidsperiode blir gasskyen til et stjernesystem. Stjernedannelse skjer under påvirkning av gravitasjonskompresjon av gasskyer. Etter å ha nådd en viss temperatur og tetthet i sentrum av skyen, tilstrekkelig for starten av termonukleære reaksjoner, dannes en ny stjerne. Massive stjerner er dannet av termonukleære kjemiske elementer som er mer massive enn helium. Disse elementene skaper det primære helium-hydrogen-miljøet. Under enorme supernovaeksplosjoner dannes grunnstoffer tyngre enn jern. Det følger av dette at galaksen består av to generasjoner stjerner. Den første generasjonen er de eldste stjernene, bestående av helium, hydrogen og svært små mengder tunge grunnstoffer. Andre generasjons stjerner har en mer merkbar blanding av tunge grunnstoffer fordi de dannes fra urgass anriket på tunge grunnstoffer.
I moderne astronomi får galakser som kosmiske strukturer en spesiell plass. Galaksetypene, egenskapene til deres interaksjon, likheter og forskjeller studeres i detalj, og det lages en prognose for deres fremtid. Dette området inneholder fortsatt mye ukjent som krever ytterligere studier. Moderne vitenskap har løst mange spørsmål angående typene konstruksjon av galakser, men det er også mange tomme flekker knyttet til dannelsen av disse kosmiske systemene. Det nåværende tempoet for modernisering av forskningsutstyr og utviklingen av nye metoder for å studere kosmiske kropper gir håp om et betydelig gjennombrudd i fremtiden. På en eller annen måte vil galakser alltid være i sentrum for vitenskapelig forskning. Og dette er ikke bare basert på menneskelig nysgjerrighet. Etter å ha mottatt data om utviklingsmønstrene til kosmiske systemer, vil vi være i stand til å forutsi fremtiden til vår galakse kalt Melkeveien.
De mest interessante nyhetene, vitenskapelige og originale artiklene om studiet av galakser vil bli gitt til deg av nettstedsportalen. Her kan du finne spennende videoer, bilder av høy kvalitet fra satellitter og teleskoper som ikke lar deg likegyldig. Dykk inn i verden av ukjent plass med oss!