Galaktyka

Article

January 29, 2023

Galaktyka to grupa gigantycznych ciał niebieskich, które są połączone ze sobą grawitacyjnie przez gwiazdy, gwiazdy zwarte, materię międzygwiazdową i ciemną materię. Termin „galaktyka” dla galaktyki pochodzi od greckiego słowa „galaxias” (γαλαξίας) oznaczającego drogę mleczną. Galaktyki są małe i mają mniej niż 10 milionów (107) gwiazd, a duże z ponad 100 bilionami (1014) gwiazd, wszystkie krążą wokół środka masy galaktyki. Słońce, podobnie jak inne gwiazdy, krąży wokół galaktyki wraz z Ziemią i innymi obiektami Układu Słonecznego. W galaktykach istnieje wiele układów gwiezdnych, gromad gwiazd i obłoków międzygwiazdowych, a przestrzeń między nimi jest wypełniona materią międzygwiazdową składającą się z gazu, pyłu i promieni kosmicznych. Powszechnie uważa się, że materia zwana ciemną materią, której natury wciąż nie do końca rozumiemy, stanowi około 90% masy galaktyk. Tymczasem wiele obserwacji sugeruje, że supermasywne czarne dziury istnieją w centrach wielu galaktyk. Uważa się, że te supermasywne czarne dziury są główną przyczyną aktywnych jąder galaktycznych (wysoce skompresowanych obszarów w centralnych obszarach galaktyk) występujących w jądrach niektórych galaktyk. Wydaje się, że nasza własna galaktyka również zawiera tę bardzo masywną czarną dziurę w swoim centrum.W przeszłości galaktyki były klasyfikowane na podstawie ich wyglądu lub formy wizualnej. Powszechne formy obejmują galaktyki eliptyczne i spiralne, pierwsze z mniej więcej eliptycznymi zarysami, a drugie z wirującymi, podobnymi do dysku strukturami zakurzonych ramion spiralnych. Nieregularne lub dziwnie ukształtowane galaktyki są klasyfikowane jako galaktyki nieregularne. Kształt jest zwykle zakłócany przez przyciąganie grawitacyjne sąsiednich galaktyk. Interakcje między galaktykami zwykle skutkują wysokim tempem formowania się gwiazd, gdy galaktyki łączą się ze sobą, co czasami skutkuje wybuchami gwiazd, w których gwiazdy tworzą się bardzo szybko. Mniejsze galaktyki, które nie mają jednolitej struktury, takie jak elipsy lub dyski, również są klasyfikowane jako galaktyki nieregularne.Szacuje się, że w obserwowalnym wszechświecie istnieje ponad 170 miliardów (1,7 × 1011) galaktyk. Większość galaktyk ma średnicę od 1000 do 100 000 parseków i są oddalone od siebie o miliony parseków. Przestrzeń międzygalaktyczna jest wypełniona rozrzedzonymi gazami o średniej gęstości mniejszej niż jeden atom na metr sześcienny. Większość galaktyk tworzy nadbudowy zwane grupami i gromadami galaktyk, a gromady galaktyk łączą się, tworząc ogromne struktury zwane supergromadami. Supergromady są rozmieszczone wzdłuż cienkich linii lub szerokich struktur podobnych do arkuszy (arkuszy i włókien), które są otoczone rozległymi pustymi przestrzeniami (hiperwnękami). Gromady galaktyk łączą się, tworząc ogromne struktury zwane supergromadami. Supergromady są rozmieszczone wzdłuż cienkich linii lub szerokich struktur podobnych do arkuszy (arkuszy i włókien), które są otoczone rozległymi pustymi przestrzeniami (hiperwnękami). Gromady galaktyk łączą się, tworząc ogromne struktury zwane supergromadami. Supergromady są rozmieszczone wzdłuż cienkich linii lub szerokich struktur podobnych do arkuszy (arkuszy i włókien), które są otoczone rozległymi pustymi przestrzeniami (hiperwnękami).

etymologia

„Galaktyka”, co oznacza galaktykę, pochodzi od greckiego słowa „galaxias” (γαλαξίας, galaxias), co oznacza Drogę Mleczną, która wygląda mętnie jak płynące mleko. W mitologii greckiej Zeus karmił Herę podczas snu, aby uczynić młodego Heraklesa nieśmiertelnym. Kiedy Hera się obudziła i zdała sobie sprawę, że karmi dziecko, którego nie znała, odepchnęła je. Jej mleko rozlało się więc po nocnym niebie, a śladami ponoć stała się Droga Mleczna, zapisana jako , oznacza jedną z niezliczonych galaktyk. Słowo „Droga Mleczna”, które odnosi się tylko do naszej galaktyki lub Drogi Mlecznej, pojawia się po raz pierwszy w pismach Geoffreya Chaucera. W 1786 roku William Herschel skompilował swój katalog obiektów głębokiego nieba, nazywając niektóre obiekty, takie jak Messier 31, „mgławicami spiralnymi”. Później, kiedy odkryto, że obiekty te w rzeczywistości składają się z dużej liczby gwiazd i że obiekty te istnieją poza naszą galaktyką, nazwano je „wszechświatami wyspowymi”. Jednak słowo „Wszechświat” można było łatwo zrozumieć jako odnoszące się do wszystkich istniejących rzeczy, więc termin ten został porzucony i użyto terminu „galaktyki”.

Historia obserwacji galaktyk

Droga Mleczna (nasza Droga Mleczna)

To, że Droga Mleczna składa się z wielu gwiazd, zostało po raz pierwszy odkryte przez Galileo Galilei w 1610 roku. Obserwował Drogę Mleczną własnym teleskopem i odkrył, że Droga Mleczna, która wyglądała jak mgławica, w rzeczywistości rozpadała się na pojedyncze gwiazdy. W 1750 roku Thomas Wright z Anglii wywnioskował z obserwacji Układu Słonecznego, że Droga Mleczna jest ciałem niebieskim, w którym wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie i obraca się. Próby określenia rzeczywistego kształtu Drogi Mlecznej i położenia w niej Słońca jako pierwszy podjął William Herschel. W 1788 roku Herschel podjął próbę określenia rozmieszczenia gwiazd, licząc liczbę gwiazd w każdym kierunku nocnego nieba, zakładając, że najciemniejsze gwiazdy znajdują się daleko. W rezultacie stwierdzono, że im bliżej Drogi Mlecznej znajduje się gwiazda, tym bardziej jest ona rozłożona, a Słońce znajduje się w centrum galaktyki. W 1920 roku Jacobus Kaptein z Holandii dokonał bardziej szczegółowych obserwacji zgodnie z metodą Herschela i argumentował, że średnica Drogi Mlecznej wynosi około 15 kpc, a Słońce, podobnie jak Herschel, znajduje się prawie w centrum. Z drugiej strony Harlow Shapley ze Stanów Zjednoczonych argumentował, że ponieważ rozmieszczenie gromad kulistych koncentruje się w kierunku Strzelca, nasza Galaktyka jest płaskim dyskiem o średnicy około 70 kpc, a Słońce znajduje się poza nim. Twierdzenie Shapleya, że ​​Układ Słoneczny leży poza Drogą Mleczną w kształcie dysku, jest nadal uważane za poprawne, chociaż w rzeczywistości wszystkie opinie na temat wielkości galaktyki były błędne, ponieważ nie uwzględniały efektu pochłaniania światła przez ośrodek międzygwiazdowy.

odkrycie zewnętrznych galaktyk

Pierwszą galaktyką poza Drogą Mleczną, którą zaobserwowali ludzie, była Galaktyka Andromedy (M31). W X wieku perski astronom Abd al-Rahman al-Sufi po raz pierwszy zaobserwował Galaktykę Andromedy i opisał ją jako „mały obłok”. Później Galaktyka Andromedy została ponownie odkryta przez Simona Mariusa z Niemiec w 1612 roku. Al Sufi obserwował również Wielki Obłok Magellana, który znajdował się na półkuli południowej i był znany Europie dopiero w XVI wieku. W 1755 roku Niemiec Immanuel Kant rozwinął tę ideę, wskazując, że mgławice to odległe ciała niebieskie, takie jak Droga Mleczna, i nazwał to „wszechświatem wyspowym”. W 1774 roku Charles Messier z Francji opublikował Katalog obiektów Messiera, aby odróżnić obiekty w kształcie chmur od komet. W latach czterdziestych XIX wieku angielski Lord Rosse zbudował duży teleskop o aperturze 72 cali i użył go do szkicowania różnych ciał niebieskich. Odkrył, że M51 w Canis Hound porusza się spiralnie. Odkrył, że wiele znanych mgławic miało kształt spirali, podczas gdy inne były po prostu eliptyczne bez takich cech. W tym czasie nie było wiadomo, że te ciała niebieskie są galaktykami zewnętrznymi, dlatego nazwano je „mgławicą” lub „mgławicą spiralną” w zależności od ich kształtu. Obserwując ich widma, odkryli, że te mgławice wykazują duże przesunięcia ku czerwieni i dlatego oddalają się od nas bardzo szybko. W 1920 roku odbyła się tak zwana Wielka Debata pomiędzy Harlowem Shapleyem i Heberem Doustem Curtisem na temat natury mgławic spiralnych. W tym słynnym argumencie Shapley argumentował, że Droga Mleczna jest ciałem kosmicznym i że Andromeda, mgławica spiralna, jest po prostu częścią naszej własnej galaktyki, podczas gdy Curtis twierdzi, że Andromeda i mgławice spiralne to inne galaktyki, które istnieją poza Drogą Mleczną, tak zwany wszechświat wyspowy (tzw. wszechświat wyspowy). wszechświat wyspowy). Debata ta została rozstrzygnięta dopiero w 1924 roku przez Edwina Hubble'a. Hubble odkrył gwiazdę zmienną cefeidy w Galaktyce Andromedy i obliczył odległość do Galaktyki Andromedy na około 900 000 lat świetlnych, korzystając z zależności między jasnością bezwzględną a okresem zmiennym gwiazdy zmiennej. Ponieważ wartość ta była wystarczająco duża w porównaniu do znanego wówczas rozmiaru Drogi Mlecznej, potwierdzono, że Galaktyka Andromedy była obiektem poza Drogą Mleczną. Dzięki temu ustalono, że wszystkie mgławice spiralne, w tym Galaktyka Andromedy, są ciałami niebieskimi poza Drogą Mleczną. W 1936 roku Hubble opracował morfologiczną klasyfikację galaktyk, która jest nadal używana jako klasyfikacja Hubble'a. Jedna z mgławic spiralnych, Andromeda, twierdziła, że ​​jest po prostu częścią naszej własnej galaktyki, podczas gdy Curtis argumentował, że Andromeda i mgławice spiralne to inne galaktyki poza naszą własną, tak zwany wszechświat wyspowy. Debata ta została rozstrzygnięta dopiero w 1924 roku przez Edwina Hubble'a. Hubble odkrył gwiazdę zmienną cefeidy w Galaktyce Andromedy i obliczył odległość do Galaktyki Andromedy na około 900 000 lat świetlnych, korzystając z zależności między jasnością bezwzględną a okresem zmiennym gwiazdy zmiennej. Ponieważ wartość ta była wystarczająco duża w porównaniu do znanego wówczas rozmiaru Drogi Mlecznej, potwierdzono, że Galaktyka Andromedy była obiektem poza Drogą Mleczną. Dzięki temu ustalono, że wszystkie mgławice spiralne, w tym Galaktyka Andromedy, są ciałami niebieskimi poza Drogą Mleczną. W 1936 roku Hubble opracował morfologiczną klasyfikację galaktyk, która jest nadal używana jako klasyfikacja Hubble'a. Jedna z mgławic spiralnych, Andromeda, twierdziła, że ​​jest po prostu częścią naszej własnej galaktyki, podczas gdy Curtis argumentował, że Andromeda i mgławice spiralne to inne galaktyki poza naszą własną, tak zwany wszechświat wyspowy. Debata ta została rozstrzygnięta dopiero w 1924 roku przez Edwina Hubble'a. Hubble odkrył gwiazdę zmienną cefeidy w Galaktyce Andromedy i obliczył odległość do Galaktyki Andromedy na około 900 000 lat świetlnych, korzystając z zależności między jasnością bezwzględną a okresem zmiennym gwiazdy zmiennej. Ponieważ wartość ta była wystarczająco duża w porównaniu do znanego wówczas rozmiaru Drogi Mlecznej, potwierdzono, że Galaktyka Andromedy była obiektem poza Drogą Mleczną. Dzięki temu ustalono, że wszystkie mgławice spiralne, w tym Galaktyka Andromedy, są ciałami niebieskimi poza Drogą Mleczną. W 1936 roku Hubble opracował morfologiczną klasyfikację galaktyk, która jest nadal używana jako klasyfikacja Hubble'a.

współczesne badania galaktyk

W 1944 roku Hendrik van de Hulst z Holandii przewidział, że międzygwiazdowy wodór w Drodze Mlecznej wyemituje linię o długości 21 cm, co ostatecznie zaobserwowano w 1951 roku. Ponieważ fale radiowe nie są pochłaniane przez ośrodek międzygwiazdowy, efekt Dopplera 21-centymetrowej wiązki wodoru można wykorzystać do zbadania dystrybucji i ruchu gazowego wodoru w naszej galaktyce. W rezultacie okazało się, że nasza galaktyka ma również strukturę ramion spiralnych. Obecnie, wraz z rozwojem radioteleskopów, bada się również rozmieszczenie wodoru w galaktykach poza Drogą Mleczną. W latach siedemdziesiątych Vera Rubin odkryła, że ​​prędkość obrotowa galaktyk, uzyskana z obserwacji linii wodorowych, nie zwalnia nawet w pobliżu zewnętrznych granic galaktyki. Stało się jasne, że krzywych prędkości obrotowych galaktyk nie można wyjaśnić samymi gwiazdami lub gazem w galaktyce, więc potrzebne są inne materiały. Ta „materia, która nie emituje światła, ale ma masę” nazywana jest ciemną materią. Istnieją różne teorie na temat tożsamości ciemnej materii, ale nie została ona jeszcze wyjaśniona i pozostaje jednym z najważniejszych problemów do rozwiązania przez współczesną fizykę i astronomię.Wraz z pojawieniem się wielkiego teleskopu i Kosmicznego Teleskopu Hubble'a w lata 90. wreszcie bardzo odległe stało się możliwe obserwowanie odległych galaktyk (a więc jak wyglądały miliardy lat temu). Te bardzo odległe galaktyki nazywane są galaktykami o wysokim przesunięciu ku czerwieni. Na przykład w 1995 roku Teleskop Hubble'a uzyskał najgłębszy zarejestrowany obraz przestrzeni kosmicznej, zwany Głębokim Polem Hubble'a, który obejmował galaktyki oddalone o ponad 10 miliardów lat świetlnych.

morfologia i klasyfikacja

Istnieją trzy podstawowe kategorie galaktyk. Są to owalne, spiralne i nieregularne kształty. Specyficzna klasyfikacja galaktyk ze względu na ich kształt nosi nazwę Klasyfikacji Hubble'a. Ponieważ jednak klasyfikacja Hubble'a opiera się wyłącznie na wyglądzie, może pomijać inne ważne właściwości, takie jak tempo powstawania gwiazd (galaktyki gwiazdotwórcze) lub aktywność jąder galaktycznych (galaktyki aktywne).

galaktyka eliptyczna

W systemie klasyfikacji Hubble'a galaktyki eliptyczne są podzielone według ich eliptyczności, od prawie okrągłej E0 do zniekształconej E7. Ponieważ galaktyki eliptyczne są elipsoidalne, wyglądają na eliptyczne z dowolnego kierunku. Struktura galaktyk eliptycznych jest prosta i zawiera stosunkowo mało materii międzygwiazdowej. Dlatego w galaktykach eliptycznych powstaje mniej nowych gwiazd i mniej gromad otwartych, ale składają się one głównie ze starych gwiazd krążących wokół centrum galaktyki w losowych kierunkach. Podobnie jest w przypadku gromad kulistych, które są znacznie mniejsze niż galaktyki eliptyczne.Największe galaktyki we wszechświecie to zazwyczaj galaktyki eliptyczne. Uważa się, że wiele galaktyk eliptycznych powstało w wyniku interakcji między galaktykami, które zderzyły się i połączyły. W ten sposób galaktyki eliptyczne rosną do ogromnych rozmiarów w porównaniu z galaktykami spiralnymi.Gigantyczne galaktyki eliptyczne zwykle znajdują się w pobliżu centrów dużych gromad galaktyk.Galaktyki gwiazdotwórcze powstają w wyniku zderzeń tych galaktyk, które później tworzą galaktyki eliptyczne.Możesz.

galaktyka spiralna

Galaktyki spiralne to dyski gwiazd i materii międzygwiazdowej obracające się wokół zgrubienia starszych gwiazd. Ramiona spiralne rozciągają się na zewnątrz od ampułki. W klasyfikacji Hubble'a galaktyki spiralne są oznaczane przez S i są klasyfikowane jako Sa, Sb lub Sc w zależności od stopnia skręcenia ramion spiralnych i wielkości wybrzuszenia. W typie Sa ramiona spiralne są ciasno owinięte, odstęp między ramionami spiralnymi a ramionami spiralnymi nie jest wyraźny, a wybrzuszenie jest stosunkowo duże. W typie Sc ramiona spiralne są luźne i wyraźne, a brodawka jest stosunkowo mała. Sb jest w połowie drogi między nimi. Galaktyki z niewyraźnymi ramionami spiralnymi nazywane są kłaczkowatymi galaktykami spiralnymi, podczas gdy galaktyki z wyraźnymi ramionami spiralnymi nazywane są galaktykami spiralnymi wielkiego projektu.Uważa się, że jest to obszar występowania o dużej gęstości. Podobnie jak gwiazdy, ramiona spiralne krążą ze stałą prędkością, ale znacznie wolniej niż gwiazdy. Gdy gwiazdy zbliżają się do ramion spiralnych w dysku galaktycznym, siła grawitacji tego gęstego obszaru powoduje, że gwiazdy poruszają się szybko i zbiegają na ramionach spiralnych. Efekt ten można porównać do autostrady, która jest podatna na zatory. Następuje zatłoczenie samochodów, a odcinek, w którym skupia się wiele samochodów, odpowiada spiralnemu ramieniu galaktyki. Tak jak samochody zawsze wjeżdżają i wyjeżdżają z zatłoczonych stref, tak gwiazdy i gaz również gromadzą się w ramionach spiralnych, a następnie opuszczają. Ramiona spiralne są zatem bardziej rozpoznawalne, ponieważ są gęstsze niż ich otoczenie i są także domem dla nowych gwiazd. Wiele galaktyk spiralnych ma również strukturę w kształcie pręta, która zaczyna się od zgrubienia i łączy się z zewnętrznymi ramionami spiralnymi. Galaktyki te nazywane są galaktykami spiralnymi z poprzeczką. W klasyfikacji Hubble'a jest oznaczona jako SB i podobnie jak SBa, podobnie jak zwykłe galaktyki spiralne, a, b i c są dołączane zgodnie ze stopniem skręcenia ramion spiralnych. Uważa się, że te struktury prętowe są strukturami tymczasowymi, które powstają w wyniku fal gęstości lub interakcji między galaktykami. Wiele galaktyk poprzecznych ma często aktywne jądra galaktyczne, co prawdopodobnie wynika z faktu, że struktura poprzeczki ułatwia przepływ gazu w kierunku centrum galaktyki.Nasza galaktyka jest galaktyką spiralną z poprzeczką o średnicy około 30 kpc i grubości około 1 kpc należą Nasza galaktyka zawiera około 200 miliardów (2 × 1011) gwiazd i ma masę około 600 miliardów (6 × 1011) mas Słońca.

galaktyka soczewkowata

Galaktyki soczewkowate to galaktyki o właściwościach pośrednich między galaktykami eliptycznymi a spiralnymi i są klasyfikowane jako S0 w klasyfikacji Hubble'a. Jeśli ma strukturę prętową, jest klasyfikowana jako galaktyka soczewkowata z poprzeczką (SB0). Nie widać żadnych widocznych ramion spiralnych, a rozmieszczenie gwiazd jest podobne do rozmieszczenia galaktyk eliptycznych.

inne galaktyki

Osobliwe galaktyki to galaktyki, których kształty są dziwnie zdeformowane, w przeciwieństwie do elips lub dysków, z powodu interakcji między galaktykami. Reprezentatywnym przykładem jest galaktyka pierścieniowa, która ma tylko galaktyczne zgrubienie w centrum i jest otoczona pierścieniem gwiazd i materii międzygwiazdowej. Uważa się, że te galaktyki pierścieniowe powstają, gdy mała galaktyka przechodzi przez centrum galaktyki spiralnej. Słynna Galaktyka Andromedy również wykazuje kilka kształtów pierścieni obserwowanych w podczerwieni, które wydają się być utworzone przez podobne zdarzenie. Galaktyki Irr-I mają podobną budowę do galaktyk eliptycznych lub spiralnych, ale trudno je sklasyfikować. Przykładem galaktyki nieregularnej są Obłoki Magellana.

galaktyka karłowata

Chociaż mniej rzucają się w oczy niż galaktyki eliptyczne i spiralne, galaktyki karłowate pod względem liczby stanowią większość wszechświata. Galaktyki karłowate mają zwykle tylko około 1/100 wielkości naszej Drogi Mlecznej i zawierają tylko około 1 miliarda gwiazd. Niedawno odkryte ultrakompaktowe galaktyki karłowate mają rozmiar zaledwie około 100 sztuk. Wiele galaktyk karłowatych to galaktyki satelitarne krążące wokół innych większych galaktyk. Na przykład wokół naszej Drogi Mlecznej znanych jest i wciąż odkrywanych dziesiątki takich galaktyk satelitarnych. Galaktyki karłowate są również klasyfikowane według ich kształtu na karły eliptyczne, karły spiralne i karły nieregularne.

dziwne spojrzenia

Interakcja

Podczas gdy zderzenia gwiazd zdarzają się rzadko, zderzenia i interakcje między galaktykami zdarzają się dość często, co ma bardzo istotny wpływ na powstawanie i ewolucję galaktyk. Istnieje wiele stopni interakcji. Jeśli galaktyki nie zderzają się czołowo, ale nieco na uboczu, wzajemne siły pływowe rozrywają lub rozciągają galaktyki, a gaz lub pył mogą wymieniać się między sobą. W niektórych przypadkach galaktyki zderzają się bezpośrednio, ale ich względny pęd jest tak duży, że nie łączą się. Nawet w przypadku zderzenia tych galaktyk gwiazdy obu galaktyk nie zderzają się bezpośrednio ze sobą, ponieważ rozmiar gwiazd jest zbyt mały w porównaniu do odległości między nimi. Ale gaz i pył galaktyki silnie oddziałują ze sobą. Może to skompresować lub zdestabilizować ośrodek międzygwiazdowy, prowadząc do wybuchów gwiazd. Zderzenia między galaktykami poważnie zmieniają kształt jednej lub wszystkich galaktyk, tworząc różne struktury, takie jak poprzeczki, pierścienie, mostki łączące lub ogony.Jeśli galaktyki mają mały pęd, galaktyki mogą się łączyć po interakcji. , Nazywa się to połączeniem galaktyk . W tym przypadku galaktyki stopniowo łączą się w nową, większą galaktykę, całkowicie zmieniając przy tym swój kształt. Jeśli jedna z dwóch galaktyk jest znacznie większa od drugiej, mniejsza galaktyka jest całkowicie wchłaniana (zjadana) przez większą galaktykę, co jest czasem nazywane galaktycznym kanibalizmem. W tym przypadku duże galaktyki prawie nie zmieniają kształtu, podczas gdy małe galaktyki są łatwo rozrywane przez siły pływowe. na przykład,

galaktyka gwiazdozbiorowa

Ogólnie rzecz biorąc, gwiazdy powstają z ogromnych obłoków molekularnych utworzonych z zimnego gazu galaktyk. Jednak w niektórych galaktykach gwiazdy powstają znacznie szybciej (10-100 razy) niż w normalnych galaktykach, a galaktyki te nazywane są galaktykami gwiazdotwórczymi. Jeśli jednak nadal będziesz tworzyć takie gwiazdy, galaktyka szybko zużyje gaz, który może tworzyć gwiazdy, które masz. Tak więc ten wybuch formowania się gwiazd nie może trwać długo, tylko około 10 milionów lat, znacznie krócej niż wiek galaktyki. Uważa się, że te galaktyki gwiazdotwórcze były znacznie częstsze w młodej przeszłości Wszechświata i obecnie odpowiadają za około 15% tempa powstawania gwiazd we Wszechświecie. W galaktykach gwiazdotwórczych zawartość pyłu jest bardzo wysoka i rodzi się wiele gwiazd, w tym gwiazdy masywne, które mogą jonizować otaczające obłoki gazu, tworząc regiony H II. Galaktyki gwiazdotwórcze mogą łączyć się lub oddziaływać ze sobą. Uważa się, że powstały, ponieważ Najbardziej typowym przykładem jest interakcja galaktyki M82 z pobliską dość dużą galaktyką M81.

aktywne jądra galaktyczne

Niektóre galaktyki mają aktywne jądro galaktyczne w swoim centrum. Oznacza to, że znaczna część energii emitowanej przez galaktyki lub jądra galaktyk pochodzi z innych źródeł energii (czarnych dziur) niż gwiazdy, pył czy materia międzygwiazdowa. Uważa się, że te aktywne jądra galaktyczne to supermasywne czarne dziury z dyskiem akrecyjnym. Energia z aktywnego jądra galaktyki to energia grawitacyjna uwalniana przez materię spadającą z tego dysku do czarnej dziury. W około 10% tych aktywnych jąder obserwuje się wysokoenergetyczne dżety wyrzucające materię w przeciwnych kierunkach z prędkością bliską prędkości światła, ale nadal nie wiadomo dokładnie, w jaki sposób te dżety powstają. Są one dalej klasyfikowane według ich właściwości. Na przykład istnieją galaktyki Seyferta i kwazary (obiekty quasi-gwiazdowe), które są klasyfikowane według jasności i wykazują niezwykłe linie emisyjne głównie w świetle widzialnym. Blazar to aktywne jądro galaktyczne o szybko zmieniającej się jasności i bardzo małym wyglądzie, ponieważ relatywistyczny strumień z jądra galaktyki jest skierowany bezpośrednio na obserwatora. Galaktyki radiowe to aktywne galaktyki, które emitują silne fale radiowe z powodu tych dżetów. „Ujednolicony model AGN” sugeruje, że właściwości tych różnorodnych aktywnych jąder galaktycznych są określone tylko przez kierunek, w którym patrzy się na czarną dziurę. Oprócz tego „LINER” ma linie emisyjne ze słabo zjonizowanych gazów. Ma region linii emisji jądrowej o niskiej jonizacji, który jest uważany za jedno z bardzo słabo aktywnych jąder galaktycznych, ale jego natura nie została jeszcze wyjaśniona. Około jedna trzecia pobliskich galaktyk wpada do tego LINERA.

Powstawanie i ewolucja galaktyk

To, jak powstały galaktyki i jak galaktyki zmieniały się w długiej historii wszechświata, jest przedmiotem badań nad powstawaniem i ewolucją galaktyk. Chociaż wiele teorii w tej dziedzinie jest powszechnie akceptowanych przez astronomów, powstawanie i ewolucja galaktyk jest nadal głównym obszarem badań w astrofizyce.

powstawanie galaktyk

Zgodnie z obecnie powszechnie akceptowaną teorią Wielkiego Wybuchu, wodór i hel zaczęły powstawać podczas rekombinacji wszechświata około 300 000 lat po Wielkim Wybuchu. Ponieważ prawie cały wodór znajdował się wówczas w stanie zjednoczonym, neutralnym, a gwiazdy jeszcze się nie uformowały, okresy te nazywane są „ciemnymi wiekami” wszechświata. Z tych fluktuacji gęstości ciemnej materii w pierwotnym wszechświecie zaczęła się wyłaniać wielka struktura wszechświata. Gdy materia barionowa zbiegła się w halo ciemnej materii, zaczęły się formować galaktyki, a te wczesne galaktyki ewoluowały w galaktyki, które znamy dzisiaj. Te pierwsze galaktyki zostały zaobserwowane dopiero niedawno. Na przykład galaktyka o nazwie IOK-1 odkryta w 2006 roku ma bardzo duże przesunięcie ku czerwieni (z6,96), odpowiadające zaledwie 750 milionom lat po Wielkim Wybuchu. Obecnie (maj 2012) najodleglejszy, a więc najmłodszy kwazar (ULAS J1120+0641) potwierdzony spektroskopowo ma przesunięcie ku czerwieni z7,085. Istnienie tych pierwotnych galaktyk sugeruje, że rosły one w tak zwanych ciemnych wiekach.Jak galaktyki powstały we wczesnym wszechświecie, jest jednym z najstarszych tematów badawczych w astronomii. W przeszłości model formowania galaktyk „z góry na dół”, zalecany przez Eggena·Lyndena-Bell·Sandage'a, oraz model „od dołu do góry”, zalecany przez Searle'a·Zinna „(oddolne) modele formowania się, ale teraz mała ciemna materia najpierw powstają aureole i galaktyki, Powszechnie akceptowany jest „oddolny” model formowania się galaktyk, w którym te mniejsze galaktyki łączą się i rosną, tworząc znacznie większe galaktyki. W miarę formowania się protogalaktyk powstały pierwsze gwiazdy, zwane gwiazdami III grupy gwiazd. Uważa się, że gwiazdy te składają się z czystego wodoru i helu, bez innych ciężkich pierwiastków i mają bardzo duże masy. Jeśli tak, tym masywnym gwiazdom bardzo szybko skończyłoby się paliwo, które miały do ​​wytwarzania światła, i zakończyłyby swoje życie eksplozjami supernowych, wysyłając utworzone przez siebie ciężkie pierwiastki z powrotem do ośrodka międzygwiezdnego. Te pierwsze generacje gwiazd ponownie zjonizowały otaczający neutralny wodór za pomocą intensywnego światła ultrafioletowego, umożliwiając swobodne przemieszczanie się światła gwiazd bez pochłaniania ich przez ośrodek międzygalaktyczny. Ten okres wczesnego wszechświata nazywany jest rejonizacją.

ewolucja galaktyki

Około miliarda lat po tym, jak galaktyki zaczęły się formować, zaczęły formować się główne składniki galaktyk. Na przykład pojawiają się gromady kuliste, bardzo masywne czarne dziury w centrach galaktyk i wybrzuszenia niskometalicznej populacji gwiazd II. Chociaż czarna dziura w centrum galaktyki ma niewielkie rozmiary w porównaniu z galaktyką jako całością, uważa się, że odgrywa ważną rolę w regulowaniu procesu wzrostu galaktyki, wpływając na tempo formowania się gwiazd w galaktyce. Na tym wczesnym etapie galaktycznej ewolucji galaktyka eksploduje dużą liczbą gwiazd.Z biegiem czasu z materii nagromadzonej w galaktyce powstaje galaktyczny dysk młodszych gwiazd. Galaktyki nadal otrzymują nowy gaz z ośrodka międzygalaktycznego lub wymieniają gaz lub gwiazdy poprzez interakcje z innymi galaktykami. Chociaż początkowo zawierała niewiele metali i składała się prawie wyłącznie z wodoru i helu, galaktyka stopniowo stawała się bogatsza w miarę formowania się w niej gwiazd, a gdy te gwiazdy umierały, zwracały ciężkie pierwiastki z powrotem do ośrodka międzygwiezdnego. Gdy z tych gazów powstają ponownie gwiazdy, w końcu osiągane są warunki, w których planety mogą formować się wokół gwiazd.Na ewolucję galaktyk duży wpływ mają interakcje i zderzenia między galaktykami. Zderzenia galaktyk o podobnych rozmiarach były powszechne we wczesnym Wszechświecie, więc większość wczesnych młodych galaktyk miała dziwny i niepokojący wygląd. W tych międzygalaktycznych zderzeniach gwiazdy nie zderzają się ze sobą, ale siły pływowe rozciągają lub rozrywają gaz i pył galaktyk, tworząc szereg struktur zwanych ogonami pływowymi. Przykładami tego są NGC 4676 i Anteny. Innym przykładem jest Droga Mleczna i Galaktyka Andromedy, które obecnie zbliżają się do siebie z prędkością około 130 km/s. Uważa się, że za mniej więcej 6 miliardów lat dwie galaktyki zderzą się. Chociaż nie ma dowodów na to, że Droga Mleczna zderzyła się w przeszłości z galaktyką tak dużą jak Andromeda, badania nadal sugerują, że Droga Mleczna zderzyła się lub pożarła inne mniejsze galaktyki karłowate. Jednak w miarę upływu czasu i rozszerzania się wszechświata galaktyki o podobnej masie zderzają się ze sobą coraz rzadziej, aw praktyce w obecnym wszechświecie takie wielkoskalowe interakcje są bardzo rzadkie. Tak więc najjaśniejsze i najbardziej masywne dzisiejsze galaktyki wytworzyły wiele gwiazd głównie w odległej przeszłości (około 10 miliardów lat temu) i pozostały w dużej mierze niezmienione przez ostatnie około 2 miliardy lat.

Makrostruktura i środowisko galaktyk

Patrząc na liczbę i rozmieszczenie galaktyk, galaktyki nie istnieją niezależnie od siebie. Jest skupiona z innymi galaktykami. Pojedyncze galaktyki stanowią tylko około 5% całości. W większej skali wszechświat nadal się rozszerza, więc odległość między poszczególnymi galaktykami nadal rośnie zgodnie z prawem Hubble'a. Jeśli jednak galaktyki tworzą gromady, mogą przezwyciężyć tę ekspansję, ponieważ ich wzajemne przyciąganie grawitacyjne staje się ważniejsze w skali lokalnej. Te gromady galaktyk, które powstały we wczesnych dniach wszechświata, stopniowo łączą się z sąsiednimi galaktykami i innymi gromadami, rozwijając się w większe struktury gromad galaktyk w miarę starzenia się wszechświata. Podczas tego procesu łączenia rozrzedzony gaz w gromadzie galaktyk osiąga bardzo wysoką temperaturę, około 30 do 100 milionów stopni Celsjusza. Około 70-80% gromad galaktyk składa się z ciemnej materii, około 10-30% z gorącego gazu, a pozostałe kilka procent z samych galaktyk.Większość galaktyk jest związana grawitacyjnie z innymi galaktykami. Zbiór galaktyk składający się z kilku galaktyk nazywany jest grupą galaktyk, a wszechświat ma hierarchiczną strukturę w taki sposób, że te grupy galaktyk gromadzą się, tworząc większą strukturę. Grupa galaktyk, która zajmuje najniższą część tej hierarchii, jest najpowszechniejszą grupą galaktyk, a większość galaktyk i barionów wszechświata należy do tej grupy. Nazywa się je gromadami galaktyk. W centrum gromady galaktyk często znajdują się ogromne galaktyki, które wyróżniają się na tyle, że dorównują jasnością całej gromadzie. Nazywa się je gromadami rozproszonymi (cD) i najjaśniejszymi galaktykami w gromadach (BCG). Wydaje się, że galaktyki te powiększyły się, łącząc wokół siebie mniejsze galaktyki Supergromady to gigantyczne struktury utworzone przez gromady galaktyk, grupy galaktyk i pojedyncze galaktyki, zawierające tysiące lub dziesiątki tysięcy galaktyk. W skali supergromad galaktyki są rozmieszczone we włóknach i warstwach otaczających duże wnęki. W skalach większych niż supergromady Wszechświat jest izotropowy i jednorodny.Nasza galaktyka należy do stosunkowo małej Grupy Lokalnej o średnicy około 1 Mpc. Poza Drogą Mleczną najjaśniejszą galaktyką w Grupie Lokalnej jest galaktyka Andromedy, a wszyscy pozostali członkowie to galaktyki satelitarne obu galaktyk. Sama Grupa Lokalna znajduje się na obrzeżach Supergromady w Pannie lub Supergromady Lokalnej, z gromadą w Pannie w jej centrum. Wszechświat jest izotropowy i jednorodny Nasza Galaktyka należy do stosunkowo małej Grupy Lokalnej o średnicy około 1 Mpc. Poza Drogą Mleczną najjaśniejszą galaktyką w Grupie Lokalnej jest galaktyka Andromedy, a wszyscy pozostali członkowie to galaktyki satelitarne obu galaktyk. Sama Grupa Lokalna znajduje się na obrzeżach Supergromady w Pannie lub Supergromady Lokalnej, z gromadą w Pannie w jej centrum. Wszechświat jest izotropowy i jednorodny Nasza Galaktyka należy do stosunkowo małej Grupy Lokalnej o średnicy około 1 Mpc. Poza Drogą Mleczną najjaśniejszą galaktyką w Grupie Lokalnej jest galaktyka Andromedy, a wszyscy pozostali członkowie to galaktyki satelitarne obu galaktyk. Sama Grupa Lokalna znajduje się na obrzeżach Supergromady w Pannie lub Supergromady Lokalnej, z gromadą w Pannie w jej centrum.

Obserwacja galaktyk na różnych długościach fal

Odkąd po raz pierwszy odkryto galaktyki poza naszą Drogą Mleczną, większość obserwacji prowadzono w świetle widzialnym. Optyczna obserwacja galaktyk w przeszłości rozwinęła się w główną dziedzinę astronomii obserwacyjnej, ponieważ gwiazdy emitują większość swojego światła w świetle widzialnym, a światło ze zjonizowanego obszaru H II należy do tej kategorii. Jednak potrzebne są badania na różnych długościach fal, aby kompleksowo określić charakterystykę galaktyk. Na przykład pył międzygwiezdny w przestrzeni kosmicznej pochłania światło widzialne. Z drugiej strony światło podczerwone nie jest dobrze pochłaniane przez taki pył, więc możliwe jest obserwowanie wnętrza gigantycznego obłoku molekularnego, w którym formują się gwiazdy, lub szczegółowa obserwacja centralnej części Drogi Mlecznej przesłoniętej przez pył. Światło podczerwone jest również wykorzystywane do obserwacji bardzo odległych galaktyk o dużym przesunięciu ku czerwieni, które powstały we wczesnym wszechświecie. Ponieważ para wodna i dwutlenek węgla w atmosferze pochłaniają większość promieniowania podczerwonego z ciał niebieskich, teleskopy na podczerwień są umieszczane na bardzo dużych wysokościach lub na orbicie kosmicznej. Historycznie rzecz biorąc, pierwszą falą elektromagnetyczną używaną w badaniach galaktycznych poza światłem widzialnym były fale radiowe. Teleskopy radiowe mogą wykorzystywać linię 21 cm do obserwacji neutralnego wodoru w Drodze Mlecznej lub pozagalaktycznych, a duże interferometry radiowe do wykrywania aktywnych galaktyk. jądro można zobaczyć z bardzo dużą rozdzielczością. Ponadto obłoki molekularne galaktyk obserwuje się za pomocą fal milimetrowych.Promienie ultrafioletowe i rentgenowskie można wykorzystać do obserwacji bardzo wysokoenergetycznych zjawisk fizycznych. Światło ultrafioletowe jest wykorzystywane do badania rozmieszczenia bardzo młodych gwiazd, które właśnie powstały w galaktykach. W odległych galaktykach rozbłyski są również obserwowane, gdy gwiazdy są zasysane do centralnej czarnej dziury i rozrywane przez silne siły pływowe. Promienie rentgenowskie można wykorzystać do badania rozmieszczenia gorącego gazu w gromadach galaktyk.

zobaczyć razem

Droga Mleczna, Galaktyka Andromedy Powstawanie i ewolucja galaktyk Lista galaktyk Lista pobliskich galaktyk Kalendarium odkryć bardzo masywnych czarnych dziur, aktywnych jąder galaktycznych

notatka

notatka merytoryczna

notatka referencyjna

dodatkowe podręczniki

Belkora, L. (2003). „Minding the Heavens: Story of our Discovery of the Milky Way” . Prasa CRC. ISBN 0-7503-0730-7 . Bertin, G.; Lin, C.-C. (1996). „Struktura spiralna w galaktykach: teoria fal gęstości”. MIT Press. ISBN 0-262-02396-2. Binney, J.; Merrifield, M. (1998). „Astronomia galaktyczna”. Wydawnictwo Uniwersytetu Princeton. ISBN 0-691-00402-1. OCLC 39108765. Dickinson, T. (2004). „Wszechświat i nie tylko” 4. Książki Firefly. ISBN 1-55297-901-6. OCLC 55596414. Heidarzadeh, T. (2008). „Historia fizycznych teorii komet, od Arystotelesa do Whipple'a”. Skoczek. ISBN 1-4020-8322-X. Kepple, GR; Sanner, GW (1998). „Przewodnik obserwatora nocnego nieba, tom 1”. Willmann-Bell. ISBN 0-943396-58-1. Mohamed, M. (2000). „Wielcy muzułmańscy matematycy”. Penerbit UTM. ISBN 983-52-0157-9 . OCLC 48759017. Paul, ER (1993). „Galaktyka Drogi Mlecznej i kosmologia statystyczna, 1890–1924”. Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge. ISBN 0-521-35363-7. Sparke, LS; Gallagher III, JS (2000). „Galaktyki we wszechświecie: wprowadzenie”. Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge. ISBN 0-521-59740-4. Van den Bergh, S. (1998). „Morfologia i klasyfikacja galaktyk”. Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge. ISBN 0-521-62335-9. Waller, WH; Hodge, PW (2003). „Galaktyki i kosmiczna granica”. Wydawnictwo Uniwersytetu Harvarda. ISBN 0-674-01079-5. „Galaktyki i kosmiczna granica”. Wydawnictwo Uniwersytetu Harvarda. ISBN 0-674-01079-5. „Galaktyki i kosmiczna granica”. Wydawnictwo Uniwersytetu Harvarda. ISBN 0-674-01079-5.

link zewnętrzny

(angielski) SEDS Explanation of Galaxy Classification Zarchiwizowane 12 sierpnia 2011 r. - The Wayback Machine (angielski) An Atlas of the Universe (angielski) Informacje z obserwacji galaktyk dla astronomów-amatorów (angielski) „Galaxy Zoo” - Klasyfikacja galaktyk dla projektu Layman (angielski) Ile jest galaktyk we wszechświecie? (angielski) Gallery of Galaxies (koreański) Naver Cast - Ewolucja galaktyk, Galaktyka tyle ile gwiazd, Konflikt między galaktykami, Galaktyka w Mieście Gwiazd

Original article in Korean language