Galaktyka spiralna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Przykład galaktyki spiralnej, Galaktyka Wiatraczek (M 101)

Galaktyka spiralna ( oznaczona przez S ) jest jednym z głównych typów galaktyk w sekwencji Hubble'a , opisanej przez niego w 1936 [1] . Takie galaktyki mają znaczną składową dyskową i małe wybrzuszenie oraz, w przeciwieństwie do galaktyk soczewkowatych , mają wyraźne ramiona spiralne , od których otrzymały swoją nazwę. Uważa się, że galaktyki spiralne stanowią około połowy wszystkich galaktyk [2] .

Historia studiów

Po raz pierwszy „mgławica spiralna” jako klasa obiektów została opisana przez Williama Parsonsa w 1845 roku [3] . Jednak w tamtych czasach nadal uważano, że mgławice te znajdują się wewnątrz Drogi Mlecznej i są obłokami gazu i pyłu, i dopiero w 1926 roku Edwin Hubble udowodnił, że takie obiekty faktycznie znajdują się poza Drogą Mleczną [4] .

Charakterystyka fizyczna

Tully - Zależność Fishera dla galaktyk spiralnych i soczewkowatych

Parametry różnych galaktyk, w tym spiralnych, zmieniają się w szerokim zakresie [2] .

Galaktyki spiralne najczęściej mają średnice 20–40 kpc, choć czasami spotykane są również większe: na przykład największa znana galaktyka spiralna, NGC 6872 , ma średnicę około 160 kpc, czyli pięciokrotnie większą niż średnica galaktyki spiralnej. Droga Mleczna [5] . Większość galaktyk ma jasność absolutną od –21 m do –23 m , ale są też galaktyki karłowate o niższych jasnościach. Wreszcie, masy większości galaktyk, w tym karłowatych, mieszczą się w zakresie od 10 9 do 10 12 M , a galaktyki o większej masie występują rzadziej niż te o mniejszej [2] .

Prędkości obrotowe zwykle wahają się od 100 do 300 km/s. Jednocześnie natura rotacji jest różna w różnych galaktykach i w różnych częściach galaktyk: w galaktykach eliptycznych i w wybrzuszeniach galaktyk dyskowych, gwiazdy i inne elementy galaktyki obracają się po wydłużonych orbitach leżących w różnych płaszczyznach. Ruch elementów dysku galaktyk soczewkowatych i spiralnych odbywa się po orbitach kołowych w przybliżeniu w tej samej płaszczyźnie [2] .

W przypadku galaktyk spiralnych spełniona jest zależność Tully - Fisher , która łączy całkowitą jasność galaktyki i prędkość jej obrotu. Ta zależność dotyczy również galaktyk soczewkowatych, ale o nieco innych współczynnikach [6] .

Struktura

Galaktyki spiralne składają się z następujących elementów:

Schemat galaktyki spiralnej, widok profilu

Spośród wszystkich typów galaktyk (z wyjątkiem galaktyk nieregularnych, które nie mają żadnej struktury), przeciętnie komponent dyskowy jest najsilniej zaznaczony w galaktykach spiralnych, a zgrubienie jest najmniejsze [7] [8] . W dyskach galaktyk spiralnych obserwuje się ramiona galaktyczne , a sam dysk jest zwykle otoczony galaktycznym halo. Halo zawiera niewielką część masy galaktyki, głównie gwiazdy drugiej generacji i gromady kuliste . Zgrubienie ma tę samą zawartość, a dysk, przeciwnie, jest bogaty w gwiazdy młodej generacji I, rozproszone gromady gwiazd oraz międzygwiazdowy gaz i pył, a także mgławice [9] .

Bar

Niektóre galaktyki spiralne mają centralną poprzeczkę, zwaną poprzeczką, która biegnie pomiędzy ramionami spiralnymi. Ma ją również Droga Mleczna, jak pokazują obserwacje z 2005 roku za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera , a obecnie posiada 2/3 wszystkich galaktyk spiralnych. Jednak z biegiem czasu liczba ta się zmienia: 8 miliardów lat temu było to tylko w 11% galaktyk spiralnych, a do 2,5 miliarda lat temu liczba ta uległa podwojeniu [10] .

Struktura spiralna

Ramiona galaktyczne, obserwowane tylko w dyskach galaktyk spiralnych, wyróżniają się większą jasnością i niebieskim kolorem na tle dysku oraz mają kształt spirali logarytmicznej . Wszystkie galaktyki spiralne mają ramiona, ale tylko 10% galaktyk spiralnych ma uporządkowaną strukturę . W 60% galaktyk struktura spiralna jest mniej regularna, ale ogólnie jest dobrze prześledzona, a pozostałe 30% należy do galaktyk flokulacyjnych : ich spiralny wzór składa się z oddzielnych części i nie tworzy ciągłych spiral [11] .

Między ramionami znajdują się również gwiazdy i materia międzygwiazdowa, ale ramiona galaktyk wyróżniają się tym, że są najbardziej aktywnymi obszarami formowania się gwiazd w galaktyce. To w nich powstają gwiazdy, jednak najjaśniejsze i najgorętsze z nich nie żyją długo i nie mają czasu, aby przenieść się w inne obszary dysku. Dlatego obserwuje się je tylko w ramionach galaktyki, co zapewnia im wysoką jasność i niebieskawy kolor. Jednak w zakresie podczerwieni obserwuje się również strukturę spiralną, dlatego ramiona są również obszarami o zwiększonej gęstości gwiazd [11] [12] [13] .

Przez długi czas nieznana była odpowiedź na pytanie, czy spirale „skręcają się”, czy „odwijają”: to znaczy, czy galaktyka obraca się odpowiednio zewnętrznym końcem ramienia do tyłu czy do przodu: w kierunku krawędzi galaktyk, nie da się zobaczyć struktury spiralnej, aw galaktykach obserwowanych twarzą w twarz trudno jest zmierzyć prędkość rotacji. Obecnie uważa się, że w większości galaktyk spirale są skręcone, jednak w niektórych oddziałujących galaktykach napotkano coś przeciwnego [11] .

Pochodzenie ramion spiralnych również przez długi czas było tajemnicą: w najprostszym przedstawieniu, w którym ramiona spiralne stale zawierają tę samą substancję, w kilku obrotach galaktyki rozciągałyby się i rozpadały. Dlatego w tej chwili przeważają dwie hipotezy: albo ramiona spiralne nie żyją długo i stale znikają i pojawiają się, albo poruszają się wokół centrum galaktyki z własną prędkością, która różni się od prędkości rotacji galaktyki - w ten sposób formowanie się gwiazd stale zachodzi w różnych regionach [2] [11] [13] .

Przykłady galaktyk spiralnych

Notatki (edytuj)

  1. Hubble, EP Królestwo mgławic . - New Haven: Yale University Press , 1936 .-- (wykłady pamięciowe pani Hepsa Ely Silliman, 25). - ISBN 9780300025002 . (s. 124-151)
  2. 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Ogólny kurs astronomii. - 2 miejsce, poprawione. - URSS, 2004. - S. 468-486. - 544 pkt. - ISBN 5-354-00866-2 .
  3. Parsons William (Lord Ross) . Astronet . Astronet .
  4. Hubble, Edwin. Mgławice pozagalaktyczne (angielski) // The Astrophysical Journal : czasopismo. - Wydawnictwo IOP , 1926 .-- grudzień ( t. 64 , nr 64 ). - str . 321-369 . - doi : 10.1086/143018 . - Kod bib : 1926ApJ .... 64..321H .
  5. Astronomowie zidentyfikowali największą galaktykę spiralną . Lenta.ru . Data zabiegu: 11 maja 2020 r.
  6. Tully, RB, Fisher, JR, „Nowa metoda określania odległości do galaktyk”. (pdf) Astronomia i astrofizyka , tom. 54, nie. 3 lutego 1977, s. 661-673. (abs) .
  7. Binney i Merrifield. Astronomia Galaktyczna. - 1998. - ISBN 0-691-02565-7 .
  8. Lamby, DG; SJ Maddox i J. Loveday. O prawdziwych kształtach galaktyk (ang.) // MNRAS : dziennik. - 1992. - Cz. 258 , nr. 2 . - str . 404-414 . - doi : 10.1093 / mnras / 258.2.404 . - Kod Bib : 1992MNRAS.258..404L .
  9. Galaktyka . Astronet . Astronet .
  10. Hubble i Galaxy Zoo Znajdź bary i galaktyki niemowlęce nie mieszają się . Science Daily.16 stycznia 2014 r.
  11. 1 2 3 4 Wykład 17. Struktura spiralna Galaktyki . Astronet . Astronet .
  12. Galeria galaktyk spiralnych . Astronet . Astronet .
  13. 1 2 Astronomia: XXI wiek / Wyd.-komp. V.G.Surdin . - wyd. 2 - Fryazino: "Century 2", 2008. - S. 349. - ISBN 978-5-85099-181-4 .

Spinki do mankietów