ГАЛАКТИКА: ХАРАКТЕРИСТИКИ, КОМПОНЕНТИ, ВИДОВЕ, ФОРМАЦИЯ - ARTE - 2025

Една галактика е съвкупност от астрономически обекти и материя, като облаци газ и прах, милиарди звезди, мъглявини, планети, астероиди, комети, черни дупки и дори много тъмна материя, всички структурирани благодарение на силата на гравитацията.

Слънчевата ни система е част от голяма спирална галактика, наречена Млечен път. Това име, получено от гръцки, може да се преведе като „млечен път“, поради сходството му с слабо осветена лента, която пресича небесната сфера.

Фигура 1. Красивата лентикуларна галактика, известна като Сомбреро Галактика М104 в съзвездието Дева, на разстояние 29,35 милиона светлинни години, гледано с телескопа Хъбъл. Източник: Wikimedia Commons.

В ясни летни нощи може да се наблюдава много добре между съзвездията Скорпион и Стрелец, тъй като в тази посока е ядрото и където плътността на звездите е много по-висока.

История на откриването на галактики

Големият гръцки мислител и математик Демокрит от Абдера (460-370 г. пр. Н. Е.) Е първият, който предполага - по негово време няма телескопи - че Млечният път всъщност е съставен от хиляди звезди толкова далеч, че човек не може да бъде различен. друг.

Мина известно време, преди Галилей (1564-1642 г.) да се съгласи с него, когато с насочване на телескопа си установи, че на небето има повече звезди, отколкото можеше да преброи.

Галилео Галилей - Източник: Доменико Тинторето

Именно немският философ Имануел Кант (1724-1804 г.) спекулира, че Млечният път е съставен от толкова хиляди слънчеви системи и че цялата е имала елиптична форма и се върти ритмично около център.

Освен това той предположи, че съществуват и други звезди и планети, като Млечния път, и ги нарече островни вселени. Тези островни вселени ще бъдат видими от Земята като малки, слаби петна от светлина.

20 години по-късно, през 1774 г., се появява каталогът на Messier - компилация от 103 обекта в дълбоки пространства, видими до момента и направени от френския астроном Чарлз Месиер (1730-1817).

Сред тях имаше някои кандидати за островни вселени, които бяха известни просто като мъглявини. Мъглявината М31 беше една от тях, известна днес като съседната галактика на Андромеда.

Уилям Хершел (1738-1822) би разширил списъка с обекти в дълбоки космически пространства до 2500 и първо описва формата на Млечния път. Учените все още не са осъзнали, че определени мъглявини като М31 сами по себе си са огромни конгломерати от звезди, подобни на Млечния път.

Нужен е телескоп с достатъчна разделителна способност и той може да бъде закупен през 1904 г., когато огромният телескоп в обсерваторията Маунт Уилсън в Калифорния е построен със огледало с диаметър 100 инча. Едва тогава размерите на Вселената станаха ясни, защото и без това огромният Млечен път е само една галактика, сред безбройните конгломерати от тях.

През 1924 г. Едвин Хъбъл (1889-1953) успява да измери разстоянието до една от тези спираловидни мъглявини, като наблюдава цефеидните звезди в обекта М31, най-забележителната мъглявина с форма на спирала, наречена Андромеда.

Цефеидите са звезди, които периодично променят яркостта си и това е пропорционално на периода. По-светлите имат по-дълги периоди.

Дотогава Харолд Шапли (1885-1972) е преценил размерите на Млечния път, но той е бил толкова голям, че е убеден, че мъглявината на Андромеда е във вътрешността на Млечния път.

Хъбъл обаче определи, че разстоянието до цефеидите на Андромеда е много по-голямо от размера на Млечния път и следователно не може да се намери в него. Андромеда, подобно на Млечния път, беше сама по себе си галактика, въпреки че дълго време оставаше наречена „екстрагалактична мъглявина“.

Основни характеристики

Галактиките имат форма и, както ще видим по-късно, те могат да бъдат класифицирани според този критерий. Те също съдържат маса и изобщо не са статични образувания, тъй като имат движение.

Има гигантски и много ярки галактики, като Млечния път и Андромеда, а също и галактики, наречени "джуджета", до хиляда пъти по-малко ярки. За да се запознаете с размерите е полезно да знаете някои измервателни единици, използвани в астрономията. Първо имаме светлинната година.

Светлинната година е единица разстояние, равна на разстоянието, което светлината изминава за една година. Тъй като скоростта на светлината е 300 000 км / сек, умножавайки се по броя на секундите за 365 дни, резултатът е приблизително 9 милиарда и половина километра.

За сравнение разстоянието от Слънцето до Земята е 8,5 светлинни минути, около 150 милиона километра, което е приблизително еквивалентно на една АС или астрономическа единица, полезна при измервания в Слънчевата система. Следващата най-близка звезда до Слънцето е Проксима Кентавър на 4,2 светлинни години.

AU поражда друга широко използвана единица: парсека или паралакса на дъга секунда. Това, че една точка е на разстоянието на парсек, означава, че паралаксът му е равен на 1 дъга секунда между Земята и Слънцето. Следващата фигура го изяснява:

Фигура 2. Схема за дефиниране на парсека. Източник: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Размер, движение и химичен състав

Размерите на галактиките са изключително разнообразни - от толкова малки, че едва имат хиляди звезди, до гигантските елиптични галактики, за които ще говорим подробно по-късно.

По този начин ние имаме Млечния път с диаметър около 100 000 светлинни години, като сме голяма галактика, но не и най-голямата. NGC 6872 е с ширина 520 000 светлинни години, около 5 пъти по-голям от диаметъра на Млечния път и е най-голямата спирална галактика, известна до момента.

Галактиките не са статични. Най-общо казано, звездите и облаците от газ и прах имат въртеливи движения около центъра, но не всички части на галактика се въртят с еднаква скорост. Звездите в центъра се въртят по-бързо от външните, при това, което се нарича диференциално въртене.

По отношение на химичния състав най-често срещаните елементи във Вселената са водород и хелий. Вътре в звездите, като реактор за ядрен синтез, най-тежките елементи, които знаем, се формират чрез периодичната таблица.

Цветът и светимостта на галактиките се променят с течение на времето. По-младите галактики са по-сини и ярки от по-старите.

Галактиките с форма на елипс са склонни към червено, с множество по-стари звезди, докато неправилните са най-сините. В галактики със спираловидна форма синьото е концентрирано към центъра, а червеното - към покрайнините.

Компоненти на галактики

При наблюдение на галактика могат да се идентифицират структури като следната, които присъстват в Млечния път, който е взет за модел, защото е най-добре проучен:

Диско и ореол

Двете основни структури на нашата галактика са дискът и ореолът. Дискът е в средната равнина, определена от галактиката и съдържа голямо количество междузвезден газ, който поражда нови звезди. Той също така съдържа стари звезди и отворени клъстери - лошо структурирано групиране на звезди.

Трябва да се отбележи, че не всички галактики имат една и съща скорост на образуване на звезди. Смята се, че елиптичните галактики имат много по-ниска скорост, за разлика от спиралите.

Слънцето е разположено в галактическия диск на Млечния път, в равнината на симетрия и подобно на всички звезди в диска, той обикаля около орбитата на галактиката по пътека, приблизително кръгла и перпендикулярна на галактическата ос на въртене. Отнема около 250 милиона години, за да завършите една орбита.

Ореолът покрива галактиката с по-малко плътен сфероидален обем, тъй като е регион с много по-малко прах и газ. Съдържа кълбовидни клъстери, звезди, групирани под действието на гравитацията и много по-стари от диска, отделни звезди, а също така и така наречената тъмна материя.

Тъмната материя е вид материя, чиято природа е неизвестна. Дължи името си на факта, че не излъчва електромагнитно излъчване, а съществуването му е предложено да обясни факта, че звездите отвън се движат по-бързо от очакваното.

Скоростта, с която една звезда се движи по отношение на центъра на галактиката, зависи от това как се разпределя материята, тъй като именно гравитационното привличане се дължи на нея, че звезда остава в орбита. По-бързата скорост означава, че има повече материя, която не може да се види: тъмна материя.

Крушката, галактическото ядро ​​и щангата

Освен диска и ореола, в галактиката има издутина, централната издутина или галактическо ядро, където има по-голяма плътност на звездите, поради което са много светещи.

Формата му е приблизително сферична - макар че тази на Млечния път прилича повече на фъстък, а в центъра му е ядрото, съставено от черна дупка, факт, който изглежда е често срещан в много галактики, особено в спиралните.

Обектите, които са в близост до ядрото, се въртят, както казахме, много по-бързо от тези, които са по-далеч. Там скоростта е пропорционална на разстоянието до центъра.

Някои спирални галактики като нашата имат щанга, структура, която минава през центъра и от която излизат спирални рамена. Има повече прегради, отколкото неостриени спираловидни галактики.

Смята се, че прътите позволяват транспортирането на материята от краищата до крушката, като я сгъстяват, като насърчават образуването на звезди в ядрото.

Фигура 3. Компоненти на Млечния път. Слънцето е в едно от ръцете и има въртеливо движение около центъра на галактиката, както и вертикално движение. Източник: Wikimedia Commons.

Видове галактики

Първото нещо, което се оценява при наблюдение на галактики през телескопа, е тяхната форма. Голямата галактика Андромеда например има спираловидна форма, докато нейният спътник NGC 147 е елиптичен.

Класификационната система на галактиката се основава на формата, която имат и най-използваната днес е настройката или последователността на Хъбъл, създадена около 1926 г. от Едвин Хъбъл и по-късно модифицирана от него и други астрономи, тъй като се появи нова информация.

Хъбъл проектира схемата с убеждението, че тя представлява вид еволюция на галактиката, но днес се знае, че това не е така. Буквите се използват в последователността за обозначаване на галактики: E за елиптични галактики, S за спирални галактики и Irr за неправилни форми.

Фигура 4. Настройката на вилката на Хъбъл. Източник: Wikimedia Commons.

Елиптични галактики

Отляво, на шията на вилката, са елипсовидните галактики, представени с буквата Е. Звездите, които ги съставят, са разпределени по повече или по-малко еднакъв начин.

Числото, което придружава буквата, показва колко елиптична е галактиката -елиптичност-, започвайки от Е0, който е най-сферичен, до Е7, който е най-сплескан. Не са наблюдавани галактики с елиптичност по-голяма от 7. Означаване на този параметър като:

Є = 1 - (β / ɑ)

С α и β като видимите главни и малки полуоси съответно на елипсата. Тази информация обаче е относителна, тъй като ние имаме само гледката от Земята. Например, не е възможно да се знае дали една галактика, показана на ръба, е елиптична, лещовидна или спирална.

Гигантските елиптични галактики са сред най-големите обекти във Вселената. Те са най-лесни за наблюдение, въпреки че много по-малки версии, наречени джудже елиптични галактики, са много по-обилни.

Фигура 5. Елиптична галактика NGC 1316, в съзвездието Форнакс, сливаща се с друга по-малка галактика. Източник: Кредитен имидж: НАСА / JPL-Caltech / CTIO.

Лентикуларни и спирални галактики

Лентикуларните галактики са дискови, без спираловидни рамена, но могат да имат щанга. Номенклатурата им е S0 или SB0 и те са точно на разклонението на фигурата. В зависимост от количеството прах (зоните с висока абсорбция) на вашия диск, те се подразделят на S01, SB01 до S03 и SB03.

S галактиките са правилните спирални галактики, докато SB са преградени спирални галактики, тъй като изглежда, че спиралите стърчат от стълб през централната издутина. По-голямата част от галактиките имат тази форма.

И двата класа галактики се отличават от своя страна по степента на лекота на спиралните рамена и са маркирани с малки букви. Те се определят чрез сравняване на размера на най-голямата издутина в с дължината на диска: L издутина / L диск.

Фигура 6. Красивата спирална галактика Андромеда в съзвездието Касиопея. Източник: Wikimedia Commons Image от НАСА).

Например, ако този коефициент е ≈ 0,3, галактиките са обозначени като Sa, ако е проста спирала, или SBa, ако е преградена. При тях спиралите изглеждат по-стегнати, а концентрацията на звезди в ръцете е по-слаба.

Докато последователността продължава вдясно, спиралите изглеждат по-свободни. Съотношението на издутина / диск за тези галактики е: L издутина / L диск ≈ 0,05.

Ако една галактика има междинни характеристики, могат да се добавят до две малки букви. Например Млечният път е класифициран от някои като SBbc.

Нерегулярни галактики

Това са галактики, чиято форма не съответства на нито един от описаните по-горе модели.

Самият Хъбъл ги раздели на две групи: Irr I и Irr II, където първите са само малко по-организирани от вторите, защото имат нещо, напомнящо формата на спиралните рамена.

Галактиките Irr II са, можем да кажем, аморфни и без разпознаваема вътрешна структура. И Irr I, и Irr II са обикновено по-малки от елиптичните галактики или величествените спирални галактики. Някои автори предпочитат да ги наричат ​​галактики джуджета. Сред най-известните неправилни галактики са съседните Магеланови облаци, класифицирани като Irr I.

Фигура 7. Неправилна галактика NGC 5408, открита в съзвездието Кентавър от Джон Хершел през 1834 г. В началото се смяташе, че е планетарна мъглявина. Източник: Wikimedia Commons.

След публикуването на последователността на Хъбъл френският астроном Жерар дьо Волеурърс (1918-1995) предложи да се премахне номенклатурата Irr I и Irr II и да се нарече Irr I, които имат някои спираловидни рамена, като Sd - SBd галактики, Sm - SBm или Im („m“ е за Магеланова галактика).

И накрая, галактиките, чиято форма е наистина неправилна и без следа от спирали, просто се наричат ​​Go. С това съвременната класификация е останала така:

Как се образуват галактики?

Формирането на Галактика е обект на активна дискусия днес. Космолозите смятат, че ранната Вселена е била доста тъмна, изпълнена с облаци от газ и тъмна материя. Това се дължи на теорията, че първите звезди са се образували в рамките на няколкостотин милиона години след Големия взрив.

След като се въведе механизмът на звездното производство, се оказва, че има скокове и спадове. И тъй като звездите са това, което съставлява галактики, има различни механизми, които водят до образуването на галактики.

Гравитационното привличане е основната сила, която движи образуването на космически обекти. Малко натрупване на материя в даден момент привлича повече материя и тя започва да се натрупва.

Смята се, че Млечният път е започнал по този начин: малки натрупвания от материя, които в крайна сметка са породили кълбовидните струпвания на ореола, сред които са най-старите звезди в галактиката.

Въртенето е присъщо на натрупването на маса, последвала този първоначален период на образуване на звезди. И с въртенето се създава ъгловият импулс, чието запазване доведе до срив на сферичната маса, превръщайки го в плосък диск.

Галактиките могат да се увеличат по размер, като се слеят с други по-малки галактики. Смята се, че това е случаят днес с Млечния път и неговите по-малки съседи - магелановите облаци.

Друго сливане, очаквано в много далечно бъдеще, е сблъсъкът с Андромеда, който за разлика от повечето галактики се затваря върху нас. В момента Андромеда е на 2,2 милиона светлинни години.

Колко галактики има във Вселената?

Въпреки че по-голямата част от пространството е празно, по някои оценки има милиони галактики, може би 100 трилиона от тях. Други оценяват 2 трилиона галактики. По-голямата част от Вселената остава неизследвана и няма точен отговор на този въпрос.

Само за 12 дни космическият телескоп Хъбъл откри 10 000 галактики от най-разнообразни форми. Реалният общ галактик във Вселената не е известен. Когато наблюдавате с телескоп, е необходимо да подчертаете, че вървите по-далеч не само в разстояние, но и във времето.

Слънчевата светлина, която виждаме, отне 8,5 минути, за да стигне до нас. Гледката на Андромеда, която наблюдаваме с бинокъл, е тази от преди 2,2 милиона години. Ето защо това, което виждаме от Земята, е в обхвата на наблюдаваната вселена. Засега няма начин да се види какво се крие отвъд.

Един от начините да се прецени колко галактики има в наблюдаваната вселена е чрез вземане на изключително дълбоки полеви снимки от Хъбъл или XDF, които представляват малка площ от небесната сфера.

В един такъв кадър бяха открити 5500 галактики на 13,2 милиарда светлинни години. Умножавайки тази стойност на количеството XDF за цялата небесна сфера, те оцениха споменатите 100 000 милиона галактики.

Всичко показва, че в по-ранни времена е имало повече галактики, отколкото сега, но по-малки, сини и с по-неправилна форма от елегантните спирални галактики, които виждаме днес.

Примери за галактики

Въпреки огромния си размер, галактиките не са уединени, а са групирани в йерархични структури.

Млечният път принадлежи към така наречената местна група, в която всички членове - около 54 - са на разстояние не по-голямо от 1 Мега-парсек. Тогава плътността на галактиките намалява, докато не се появи друг клъстер, подобен на Local Group.

Сред огромното разнообразие от открити галактики си струва да подчертаем някои изненадващи примери за техните особености:

Гигантски елиптични галактики

Най-големите галактики, открити досега, са в центъра на галактическите клъстери. Те са огромни елиптични галактики, чиято гравитация дърпа други галактики, поглъщайки ги. В тези галактики скоростта на образуване на звезди е много ниска, така че за да продължат да растат, те улавят другите.

Активни галактики

Активните галактики, за разлика от по-нормалните и тихи като Млечния път, излъчват честоти с много висока енергия, много по-високи от тези, излъчвани от ядрата на звездите, обичайни във всяка галактика.

Тези високоенергийни честоти, чиято мощност е еквивалентна на милиарди слънца, излизат от ядрото на обекти като квазари, открити през 1963 г. Изненадващо, квазарът, един от най-ярките обекти във Вселената, е способен да поддържа тази скорост в продължение на милиони години.

Галактиките Сейферт са друг пример за активни галактики. Досега са открити няколкостотин от тях. Ядрото му излъчва силно йонизирано лъчение, променливо във времето.

Фигура 8. Галактиката Сейферт М 106. Източник: Wikimedia Commons. Рентгенова снимка: НАСА / CXC / Univ. от Мериленд / AS Wilson et al.; Оптично: Pal.Obs. DSS; IR: НАСА / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

Смята се, че в близост до центъра огромно количество газообразен материал се втурва към централната черна дупка. Загубата на маса освобождава сияйна енергия в рентгеновия спектър.

Радио галактиките са елипсовидни галактики, които излъчват големи количества радиочестоти, десет хиляди пъти повече от обикновените галактики. В тези галактики има източници - радио лобове - свързани от нишки на материята с галактическото ядро, които излъчват електрони в присъствието на интензивно магнитно поле.

Препратки

1. Карол, Б. Въведение в съвременната астрофизика. 2-ри. Edition. Пиърсън. 874-1037.
2. Galaxy. Възстановено от: es.wikipedia.org
3. Как работи. 2016. Книга на космоса. 8-ми. Ред. Представете си издателство ООД 134-150.
4. Галактиките. Възстановени от: astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. Остер, Л. 1984. Модерна астрономия. Редакционно реверте. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Звезди и планети. Питърсън полеви водачи. 148-154.
7. Quora. Колко галактики има? Възстановена от: es.quora.com.
8. Владетел за измерване на Вселената. Възстановени от: henrietta.iaa.es
9. Какво е галактика? Извлечено от: spaceplace.nasa.gov.