W 1845 roku angielski astronom Lord Ross odkrył całą klasę mgławic typu spiralnego. Ich natura ustaliła się dopiero na początku XX wieku. Naukowcy udowodnili, że te mgławice są ogromnymi systemami gwiezdnymi podobnymi do naszej Galaktyki, ale są oddalone od niej o wiele milionów lat świetlnych.
Informacje ogólne
Galaktyki spiralne (zdjęcia w tym artykule pokazują cechy ich struktury) wyglądają jak para spodków ułożonych razem lub dwuwypukła soczewka. Mogą wykryć zarówno masywny dysk gwiezdny, jak i halo. Część środkowa, która wizualnie przypomina obrzęk, potocznie nazywana jest wybrzuszeniem. Ciemne pasmo (nieprzezroczysta warstwa ośrodka międzygwiazdowego) biegnące wzdłuż dysku nazywa się pyłem międzygwiazdowym.
Galaktyki spiralne są zwykle oznaczane literą S. Ponadto są one zwykle podzielone ze względu na stopień budowy. Aby to zrobić, do głównego bohatera dodawane są litery a, b lub c. Tak więc Sa odpowiada galaktyce o słabo rozwiniętejspiralna konstrukcja, ale z dużym rdzeniem. Trzecia klasa - Sc - odnosi się do przeciwstawnych obiektów, ze słabym rdzeniem i potężnymi spiralnymi gałęziami. Niektóre układy gwiezdne w centralnej części mogą mieć zworkę, którą potocznie nazywa się drążkiem. W tym przypadku do oznaczenia dodawany jest symbol B. Nasza Galaktyka jest typu pośredniego, bez zworki.
Jak powstały spiralne struktury dysków?
Płaskie formy w kształcie dysku są wyjaśnione przez rotację gromad gwiazd. Istnieje hipoteza, że podczas formowania się galaktyki siła odśrodkowa uniemożliwia ściskanie tzw. obłoku protogalaktycznego w kierunku prostopadłym do osi obrotu. Powinieneś także mieć świadomość, że natura ruchu gazów i gwiazd wewnątrz mgławic nie jest taka sama: rozproszone gromady obracają się szybciej niż stare gwiazdy. Na przykład, jeśli charakterystyczna prędkość obrotowa gazu wynosi 150-500 km/s, gwiazda halo zawsze będzie się poruszać wolniej. A wybrzuszenia składające się z takich obiektów będą miały prędkość trzykrotnie mniejszą niż dyski.
Gwiazdy gazowe
Miliardy systemów gwiezdnych poruszających się po swoich orbitach wewnątrz galaktyk można uznać za zbiór cząstek, które tworzą rodzaj gazu gwiezdnego. A co najciekawsze, jego właściwości są bardzo zbliżone do zwykłego gazu. Można do niego zastosować takie pojęcia jak „stężenie cząstek”, „gęstość”, „ciśnienie”, „temperatura”. Analogiem ostatniego parametru jest tutaj uśredniona energia„chaotyczny” ruch gwiazd. W wirujących dyskach utworzonych przez gaz gwiezdny mogą się rozchodzić fale typu spiralnego o gęstości rozrzedzenia i kompresji zbliżonej do fal dźwiękowych. Są w stanie okrążać galaktykę ze stałą prędkością kątową przez kilkaset milionów lat. Odpowiadają za tworzenie się spiralnych gałęzi. W momencie, gdy następuje kompresja gazu, rozpoczyna się proces formowania zimnych obłoków, co prowadzi do aktywnego formowania się gwiazd.
To ciekawe
W systemach halo i eliptycznych gaz jest dynamiczny, to znaczy gorący. W związku z tym ruch gwiazd w galaktyce tego typu jest chaotyczny. W rezultacie średnia różnica między ich prędkościami dla obiektów bliskich przestrzennie wynosi kilkaset kilometrów na sekundę (dyspersja prędkości). W przypadku gazów gwiazdowych dyspersja prędkości wynosi zwykle odpowiednio 10-50 km/s, a ich „stopień” jest zauważalnie zimny. Uważa się, że przyczyną tej różnicy są te odległe czasy (ponad dziesięć miliardów lat temu), kiedy galaktyki Wszechświata dopiero zaczynały się formować. Jako pierwsze uformowały się elementy sferyczne.
Fale spiralne nazywane są falami gęstości, które biegną wzdłuż wirującego dysku. W rezultacie wszystkie gwiazdy tego typu galaktyki są niejako wypychane na swoje gałęzie, a następnie stamtąd wychodzą. Jedynym miejscem, w którym prędkości ramion spiralnych i gwiazd pokrywają się, jest tak zwany okrąg koronacyjny. Nawiasem mówiąc, to tutaj znajduje się słońce. Dla naszej planety ta okoliczność jest bardzo korzystna: Ziemia znajduje się w stosunkowo cichym miejscu w galaktyce, w wyniku czego przez wiele miliardów lat nie była szczególnie dotknięta kataklizmami na skalę galaktyczną.
Cechy galaktyk spiralnych
W przeciwieństwie do formacji eliptycznych, każda galaktyka spiralna (przykłady można zobaczyć na zdjęciach przedstawionych w artykule) ma swój niepowtarzalny smak. Jeśli pierwszy typ kojarzy się ze spokojem, stacjonarnością, stabilnością, to drugi typ to dynamika, trąby powietrzne, rotacje. Może dlatego astronomowie mówią, że kosmos (wszechświat) jest „wściekły”. Struktura galaktyki spiralnej obejmuje centralny rdzeń, z którego wyłaniają się piękne ramiona (gałęzie). Stopniowo tracą swoje kontury poza swoją gromadą gwiazd. Taki wygląd nie może nie kojarzyć się z potężnym, szybkim ruchem. Galaktyki spiralne charakteryzują się różnorodnością kształtów i wzorów ich gałęzi.
Jak klasyfikowane są galaktyki
Pomimo tej różnorodności naukowcy byli w stanie sklasyfikować wszystkie znane galaktyki spiralne. Jako główny parametr postanowiliśmy wykorzystać stopień rozwoju ramion i rozmiar ich rdzenia, a poziom kompresji zniknął w tle jako niepotrzebny.
Sa
Edwin P. Hubble przypisał do klasy Sa te galaktyki spiralne, które mają słabo rozwinięte gałęzie. Takie klastry zawsze mają duże rdzenie. Często centrum galaktyki danej klasyjest o połowę mniejszy od całego klastra. Obiekty te charakteryzują się najmniejszą wyrazistością. Można je nawet porównać do eliptycznych gromad gwiazd. Najczęściej galaktyki spiralne Wszechświata mają dwa ramiona. Znajdują się na przeciwległych krawędziach jądra. Gałęzie rozwijają się symetrycznie, podobnie. Wraz z odległością od centrum jasność gałęzi maleje, a w pewnej odległości w ogóle przestają być widoczne, gubiąc się w peryferyjnych rejonach gromady. Są jednak przedmioty, które nie mają dwóch, a więcej rękawów. To prawda, że taka struktura galaktyki jest dość rzadka. Jeszcze rzadsze są mgławice asymetryczne, gdy jedna gałąź jest bardziej rozwinięta niż druga.
Sb i Sc
Podklasa Sb Edwina P. Hubble'a ma zauważalnie bardziej rozwinięte ramiona, ale nie mają one bogatych rozgałęzień. Jądra są zauważalnie mniejsze niż u pierwszego gatunku. Trzecia podklasa (Sc) spiralnych gromad gwiazd obejmuje obiekty z wysoko rozwiniętymi gałęziami, ale ich środek jest stosunkowo mały.
Czy odrodzenie jest możliwe?
Naukowcy odkryli, że spiralna struktura jest wynikiem niestabilnego ruchu gwiazd, wynikającego z silnej kompresji. Ponadto należy zauważyć, że z reguły gorące olbrzymy koncentrują się w ramionach i gromadzą się tam główne masy materii rozproszonej - pył międzygwiazdowy i gaz międzygwiazdowy. Zjawisko to można również zobaczyć pod innym kątem. Nie ma wątpliwości, że bardzo skompresowana gromada gwiazd w trakcie swojej ewolucjinie może już stracić stopnia kompresji. W związku z tym przejście odwrotne jest również niemożliwe. W rezultacie dochodzimy do wniosku, że galaktyki eliptyczne nie mogą zamienić się w galaktyki spiralne i odwrotnie, ponieważ tak układa się kosmos (Wszechświat). Innymi słowy, te dwa rodzaje gromad gwiazd nie są dwoma różnymi etapami jednego ewolucyjnego rozwoju, ale zupełnie różnymi systemami. Każdy taki typ jest przykładem przeciwnych ścieżek ewolucyjnych ze względu na inny stopień kompresji. A ta cecha z kolei zależy od różnicy w rotacji galaktyk. Na przykład, jeśli układ gwiezdny otrzyma wystarczającą rotację podczas formowania, może skurczyć się i rozwinąć ramiona spiralne. Jeśli stopień rotacji będzie niewystarczający, to galaktyka będzie mniej skompresowana, a jej gałęzie nie uformują się – będzie to klasyczny kształt eliptyczny.
Jakie jeszcze są różnice
Istnieją inne różnice między układami gwiazd eliptycznych i spiralnych. Tak więc pierwszy rodzaj galaktyk, który ma niski poziom kompresji, charakteryzuje się niewielką ilością (lub całkowitym brakiem) materii rozproszonej. Jednocześnie skupiska spiralne o wysokim stopniu kompresji zawierają zarówno cząstki gazu, jak i pyłu. Naukowcy wyjaśniają tę różnicę w następujący sposób. Podczas ruchu okresowo zderzają się cząsteczki pyłu i cząsteczki gazu. Ten proces jest nieelastyczny. Po zderzeniu cząstki tracą część swojej energii, w wyniku czego stopniowo osadzają się w tychmiejsca w układzie gwiezdnym, w których energia potencjalna jest najmniejsza.
Wysoce skompresowane systemy
Jeżeli opisany powyżej proces zachodzi w silnie skompresowanym układzie gwiezdnym, wówczas materia rozproszona powinna osiąść na głównej płaszczyźnie galaktyki, ponieważ to tutaj poziom energii potencjalnej jest najniższy. To tam gromadzą się cząsteczki gazu i pyłu. Co więcej, materia rozproszona zaczyna swój ruch w głównej płaszczyźnie gromady gwiazd. Cząstki poruszają się prawie równolegle po orbitach kołowych. W rezultacie kolizje są tutaj dość rzadkie. Jeśli się pojawią, to straty energii są znikome. Wynika z tego, że materia nie przemieszcza się dalej do centrum galaktyki, gdzie energia potencjalna ma jeszcze niższy poziom.
Słabo skompresowane systemy
Teraz zastanów się, jak zachowuje się galaktyka elipsoidalna. System gwiezdny tego typu wyróżnia się zupełnie innym rozwinięciem tego procesu. Tutaj główna płaszczyzna wcale nie jest wyraźnym regionem o niskim poziomie energii potencjalnej. Silny spadek tego parametru występuje tylko w centralnym kierunku gromady gwiazd. A to oznacza, że międzygwiazdowy pył i gaz będą przyciągane do centrum galaktyki. W konsekwencji gęstość materii rozproszonej będzie tutaj bardzo duża, znacznie wyższa niż przy rozpraszaniu płaskim w układzie spiralnym. Cząsteczki pyłu i gazu zgromadzone w centrum akumulacji pod działaniem siły przyciągania zaczną się kurczyć, tworząc w ten sposób niewielką strefę gęstej materii. Naukowcy sugerują, że z tej sprawy w przyszłościzaczynają formować się nowe gwiazdy. Co innego jest tutaj ważne – mały obłok gazu i pyłu, znajdujący się w jądrze słabo skompresowanej galaktyki, nie daje się wykryć podczas obserwacji.
Etapy pośrednie
Rozważaliśmy dwa główne typy gromad gwiazd - o słabym i silnym poziomie kompresji. Istnieją jednak również etapy pośrednie, w których kompresja systemu znajduje się pomiędzy tymi parametrami. W takich galaktykach ta cecha nie jest wystarczająco silna, aby rozproszona materia gromadziła się wzdłuż całej głównej płaszczyzny gromady. A jednocześnie nie jest wystarczająco słaby, aby cząsteczki gazu i pyłu koncentrowały się w obszarze jądra. W takich galaktykach rozproszona materia zbiera się w małą płaszczyznę, która gromadzi się wokół jądra gromady gwiazd.
Galaktyki z poprzeczką
Znany jest inny podtyp galaktyk spiralnych - jest to gromada gwiazd z poprzeczką. Jego funkcja jest następująca. Jeżeli w konwencjonalnym układzie spiralnym ramiona wychodzą bezpośrednio z rdzenia w kształcie dysku, to w tym typie środek znajduje się pośrodku mostu prostego. A gałęzie takiego klastra zaczynają się od końców tego segmentu. Nazywane są również galaktykami skrzyżowanych spiral. Nawiasem mówiąc, fizyczna natura tego skoczka jest nadal nieznana.
Ponadto naukowcy odkryli inny rodzaj gromad gwiazd. Charakteryzują się jądrem, jak galaktyki spiralne, ale nie mają ramion. Obecność rdzenia wskazuje na silną kompresję, alewszystkie inne parametry przypominają układy elipsoidalne. Takie skupiska nazywane są soczewkowatymi. Naukowcy sugerują, że te mgławice powstają w wyniku utraty rozproszonej materii przez galaktykę spiralną.
