Mikä on spiraaligalaksi. Galaksityypit. Suuri muotokuva galakseista

Suurissa spiraaligalakseissa, kuten siinä, jossa elämme, tähtien kokonaismassa on noin 100-200 miljardia auringon massaa. Jos jaamme tämän luvun galaksien todennäköisellä iällä (10-20 miljardia vuotta), saadaan keskimääräinen tähtien muodostumisnopeus kaasusta koko galaksin historian ajalta, mikä on 5-20 auringon massaa vuodessa. Tähtien muodostumisnopeus kuitenkin hidastuu vähitellen ajan myötä, joten nyt useimmissa tapauksissa se on useimmissa spiraaligalakseissa 1-5 auringon massaa vuodessa. Ja muutama nuori tähti vuodessa ei ole niin paljon.

Nuoret tähdet muodostuvat eri nopeudella koko galaksissa. Tähtien muodostumisnopeus riippuu etäisyydestä galaksin keskustasta suunnilleen, kuten kuvassa 2 on esitetty. 6. Vaikka nuoria tähtiä saattaa esiintyä (pieninä määrinä) lähellä galaksin keskustaa, suurin osa niistä liittyy kierrehaaroihin. Tähtien muodostumista optisesti havaittavien haarojen ulkopuolelle ei käytännössä tapahdu huolimatta siitä, että tähtienvälistä kaasua on löydetty useista galakseista siellä.

Tähtien muodostumisnopeus vaihtelee myös erityyppisissä spiraaligalakseissa. Sa-galakseissa se on yleensä pienempi kuin Sc-galakseissa. Yleensä Sa-galaksien spiraalihaaroissa ei ole yksittäisiä sinisiä tähtiä tai kirkkaita H II -alueita - ne eivät ole vain harvinaisempia siellä, vaan myös heikompia valovoimaltaan (jälkimmäinen on edelleen mysteeri).

Jotta ymmärtäisit, kuinka tähdet syntyvät galakseissa, on tärkeää selvittää, mistä spiraalin haarat tulevat ja miksi tähdet esiintyvät niissä pääasiassa?

Jos katsot valokuvia joistakin spiraaligalakseista, saattaa vaikuttaa siltä, ​​että koko galaksi, lukuun ottamatta pientä osaa keskustassa, koostuu spiraaleista. Mutta tämä käsitys on virheellinen. Erikoismittausten jälkeen voidaan vakuuttua siitä, että jopa hyvin kehittyneissä galakseissa spiraalihaarojen (ja erityisesti massa) kirkkaus on pieni osa koko galaksin valoisuudesta (tai massasta). Ne erottuvat yleisestä tähtitaustasta, koska galaksien kirkkaimmat kohteet kerätään spiraaleihin: kuumat tähdet, joiden pinnan lämpötila on 20-30 tuhatta astetta, nuorten tähtien klusterit, tähtiassosiaatiot ja massiiviset kaasupilvet, jotka fluoresoivat kirkkaasti galaksien alla. Kuumien tähtien ultraviolettisäteilyn vaikutus. Tähdet, joilla on korkea kirkkaus ja korkea lämpötila, elävät paljon vähemmän kuin "tavalliset" tähdet, kuten aurinkomme. Siksi tarkkailemme niitä vain lähellä syntymäpaikkoja. Niiden keskittyminen spiraalihaaroihin viittaa siihen, että galaksien käsivarret ovat alueita, jotka on venytetty pitkäksi ketjuksi tai kaistaleeksi, missä tapahtuu majesteettinen tähtien syntyprosessi. Totta, galaksit tunnetaan siellä, missä näemme nuoria tähtiä, mutta niillä ei ole spiraalivarsia. Tällaisissa galakseissa on yleensä paljon tähtienvälistä kaasua. Näyttää siltä, ​​​​että spiraalivarret yksinkertaisesti helpottavat ja nopeuttavat tähtien muodostumista, mikä tekee tästä prosessista tehokkaan, vaikka siihen tarvittavaa "raaka-ainetta" - tähtienvälistä kaasua - olisi vähän.

Haarojen spiraalimuoto voi liittyä galaksien pyörimiseen. Tämä pyöriminen on sellainen, että sen kulmanopeus pienenee etäisyyden mukaan galaksin keskustasta. Tästä seuraa, että galaksin yksittäiset osat kiertävät galaksin keskuksen ympärillä eri jaksoilla, ja jos pyörivässä kiekossa erotetaan riittävän suuri alue, niin se muuttuu alle yhdessä kierrossa spiraalin segmentiksi.

Kuvitellaan nyt, että useilla galaksin tason alueilla kaasu on tiivistynyt ja tähtien muodostumiskeskuksia on syntynyt. Sitten galaksin differentiaalinen pyöriminen hyvin nopeasti (jos sitä voi kutsua nopeaksi prosessiksi, joka kestää kymmeniä miljoonia vuosia) "takertaa" jokaisen tällaisen alueen segmentiksi - spiraalihaaran "romuksi". Itse asiassa joissakin galakseissa havaitaan kierrehaarojen "romuja". Niitä on luultavasti jokaisessa tähtijärjestelmässä, jossa tähtiä muodostavia polttimia voidaan venyttää differentiaalisella kiertoliikkeellä. Mutta tämä ei ole ratkaisu ongelmaan, koska monissa galakseissa spiraalivarret eivät selvästikään ole segmenttejä. Ne voidaan jäljittää yhden tai useamman kierroksen aikana ytimen ympärillä. Vain prosessi, joka kattaa merkittävän osan koko galaksista, voi johtaa spiraalivarsien muodostumiseen.

Ehkä spiraalivarret ovat vain aineen ulostyöntöjä galaksin keskustasta? Mutta ensinnäkin spiraalivarret eivät aina "ulotu" keskustaan ​​(esimerkiksi galakseissa, joissa on tanko, ne poikkeavat siitä suorassa kulmassa), ja toiseksi spiraalivarsien aine (tähdet, tähtienvälinen kaasu) pyörii galaksin keskustan ympäri kiertoradalla, joka on lähellä ympyrän muotoista, eikä liiku säteittäisesti, kuten voitaisiin odottaa ejektiossa. Lisäksi ejektioita on tapahduttava usein, jotta voidaan ottaa huomioon spiraaligalaksien esiintyvyys.

Tässä tapauksessa spiraalivarret ovat kenties kaarevia putkia suhteellisen tiheästä tähtienvälisestä kaasusta, joissa tähdet muodostuvat? Havainnot neutraalista tähtienvälisestä vedystä eivät ole ristiriidassa tämän oletuksen kanssa, mutta mikä voi pitää kaasun sellaisissa putkissa, miksi se ei hajoa kaikkiin suuntiin? Kaasun oma gravitaatiokenttä ei pysty pitämään sitä: painovoiman vaikutus johtaa vain siihen, että kaasuputki hajoaa erillisiksi kondensaatioiksi ja romahtaa. Ja galaksin differentiaalinen pyöriminen venyttää putkea nopeasti, kunnes se "pyörii" kokonaan 1-2 kierroksen jälkeen. Joten kierrehaaroja ei voi selittää tällä tavalla.

Sitten ehkä pystyt pelastamaan kaasuputken tuhoutumasta magneettikentän vaikutuksesta? Mutta myös tällä tiellä kohdataan suuria vaikeuksia: jotta spiraalihaaraputki voisi pyöriä kokonaisuutena, tarvitaan magneettikenttä, jonka energiatiheys on useita satoja kertoja suurempi kuin vastaava kentän arvo galaksimme tähtienvälinen kaasu. Tämä tuskin on mahdollista: tällainen kenttä johtaisi helposti havaittaviin vaikutuksiin, ja sen läsnäolo pettäisi itsensä tavalla tai toisella.

Ratkaisu (onko se ainoa?) spiraalihaarojen olemassaolon ongelmaan löydettiin eri tavalla, kun niitä ei pidetty jatkuvina putkina, vaan alueina, joissa galaksin keskustan ympäri kiertävien tähtien kiertoradat ovat erityisen tärkeitä lähellä toisiaan (esimerkiksi kuten kuvassa .7). Spiraalihaarat ovat tästä näkökulmasta vain tähtikiekon sinettejä, jotka eivät sisällä samoja kohteita koko ajan, vaan liikkuvat galaksin kiekon poikki kantamatta ainetta mukanaan, aivan kuten veden pinnalla etenevät aallot. älä kanna sitä.

Ensimmäinen, joka alkoi kehittää samanlaista lähestymistapaa spiraalihaarojen luonteen selittämiseen, oli ruotsalainen matemaatikko B. Linblad. 1960-luvulta lähtien teoria spiraalivarsista tiheysaaltoina on kehittynyt nopeasti plasmafysiikasta lainatun uuden hydrodynaamisen lähestymistavan ansiosta tiheysaallon etenemiseen. Tätä lähestymistapaa sovellettiin puristusaaltojen tutkimukseen, joissa spiraalirintama etenee galaksin kaasutähtilevyssä. Mukaan aaltoteoria spiraalihaarojen muodostumisen vuoksi galaksin differentiaalinen kierto ei saisi tuhota spiraalirakennetta, koska toisin kuin tähtikiekko, spiraalikuvio pyörii vakiojaksolla, kuten kuvio huipun kiinteällä pinnalla. Tässä tapauksessa sekä tähdet että kaasu liikkuvat suhteessa spiraalivarsiin ja kulkevat ajoittain aaltorintaman läpi. Tällaisella kulkuväylällä on vain vähän vaikutusta tähtien liikkeeseen: niiden tiheys spiraalihaarassa kasvaa vain hieman (muutaman prosentin) korkeammaksi. Toinen asia on tähtienvälinen kaasu. Sitä voidaan pitää jatkuvana, helposti kokoonpuristuvana väliaineena, jonka tiheyden tulisi kasvaa jyrkästi kulkiessaan aallon "harjan" läpi. Tässä on vastaus kysymykseen, miksi kierrevarret ovat tähtien syntymäpaikka. Loppujen lopuksi tähtienvälisen kaasun puristuminen edistää sen nopeaa tiivistymistä pilviksi ja sitten tähdiksi.

Kaasun kulkua spiraalihaaran läpi on toistuvasti tarkasteltu teoreettisesti. Laskentatulokset osoittavat, että kun kaasu "tulee" spiraalihaaraan, sen tiheys ja paine kasvavat jyrkästi (joissakin tapauksissa tapahtuu shokkiaalto), ja kaasu jakautuu nopeasti kahteen vaiheeseen: tiheäksi, mutta kylmäksi (pilvet) ja harvinaiseksi. , mutta lämpötila on 7-9 tuhatta astetta (pilvien välinen ympäristö). Jos pilvien massa on suuri - useita satoja auringon massoja, niin kuuman väliaineen ulkoinen paine voi puristaa ne niin paljon, että pilvet muuttuvat gravitaatiovakaiksi ja voivat kutistua (ennen tähtien muodostumista). Samanaikaisesti ja itsenäisesti on olemassa toinen mekanismi kaasun tiheyden lisäämiseksi. Se liittyy siihen tosiasiaan, että galaksin magneettikentässä oleva tähtienvälinen kaasu muodostaa epävakaan järjestelmän. Kaasupilvet näyttävät "liukuvan" voimalinjoja pitkin magneettikenttä, laskeutuu tähtilevyn tasolle - niin kutsuttuihin "potentiaalisiin reikiin". Siellä ne kerääntyvät ja sulautuvat suuriksi kaasukomplekseiksi, joissa tapahtuu tähtien muodostumista. Nämä tähtien lämmittämät kaasukompleksit luovat repaleisia spiraaleja galakseihin, joissa on runsaasti tähtienvälistä kaasua.

Näiden prosessien seurauksena ilmestyneet tähdet jatkavat liikkumistaan ​​galaksin läpi samoilla nopeuksilla kuin ne synnyttäneet kaasut, ja vähitellen - kymmenien miljoonien vuosien aikana - poistuvat spiraalin haarasta. Mutta tänä aikana kirkkaimmilla tähdillä on jo aikaa vanheta ja lakata säteilemästä paljon energiaa ("näiden tähtien ansiosta hehkuneet kaasupilvet myös sammuvat"). Siksi näemme melkein aina kirkkaat tähdet ja kuuma tähtienvälinen kaasu on spiraalivarsissa, ei koko galaksissa. Lisäksi nämä esineet (sekä tummat pölyjuovat, joiden esiintyminen ilmeisesti liittyy kaasun puristumiseen) ei keskittynyt vain kierrevarsiin, vaan niiden sisäpuolelle - aaltoteorian mukaan juuri sinne, missä , voitaisiin odottaa kaasun "pääsyä" puristusaaltoon ja sen puristumiseen.

Spiraalihaaran läpi kulkemisen jälkeen tähtienvälinen kaasu taas harvinaistuu - yksi atomi useita kuutiosenttimetriä tilaa kohti. Aaltorintaman läpi kulkee uusia kaasumassoja, uusia tähtien muodostumiskeskuksia ilmaantuu.

Johtopäätös, että galaksien kierrehaarat voidaan muodostaa tiheysaalloilla, vahvistetaan myös laskelmissa (nopeiden tietokoneiden avulla) suuren määrän materiaalipisteiden liikkeestä, jotka jäljittelevät galaksilevyn tähtiä ja kaasua. Nämä laskelmat osoittivat, että liikkeessä oleva kaasu voi todellakin muodostaa selvän kierteisen rakenteen.

Selitettäessä spiraalihaarojen luonnetta aaltoteoria kohtasi vakavan ongelman: tiheysaallot eivät osoittautuneet "ikuisiksi". Niiden täytyy vähitellen rapistua, ja ne katoaisivat, kun ne ovat olleet olemassa korkeintaan miljardi vuotta, ellei niitä kiihotettaisi tai tuettaisi jokin energialähde. Siksi tutkijat kohtasivat vielä yhden tehtävän: selvittää, mikä on tiheysaaltojen lähde tai, paremmin sanottuna, mekanismi?

Useita tällaisia ​​mekanismeja on ehdotettu, mutta mikä niistä on päärooli galakseissa, on vielä epäselvä. Aallot voivat virittyä myös galaksien kahden tähtialijärjestelmän vuorovaikutuksesta, jos toinen pyörii nopeasti ja toinen hitaasti (tähtikiekko ja galaksin pallomainen komponentti), ja tähtienvälisen väliaineen gravitaatiovakaus galaksien reuna-alueella, ja ei-akselisymmetrinen massajakauma, jota usein havaitaan lähellä galaksien keskustaa, sekä mahdollisesti päästöt sen keskusytimestä.

Yleisesti ottaen, aivan kuten aallot vedessä tai ääniaallot ilmassa voidaan virittää monin tavoin, samoin tiheysaallot galakseissa voidaan virittää monin eri tavoin - tulos on sama: spiraalirakenne.

Galaksien spiraalihaarojen alkuperän aaltoteorian oikeellisuuden lopullinen varmistus on ilmeisesti lähitulevaisuuden asia. Tietomme spiraalivarsien luonteesta on kuitenkin vielä kaukana täydellisestä, ja kaikki oletukset ja laskelmat on vielä vahvistettava. Ja spiraalin oksien muoto on usein liian monimutkainen, jotta sitä voitaisiin pitää matemaattisesti oikeana spiraalina. Haarat voivat olla sekä leveitä että kapeita, poiketa spiraalin muodosta, sulautua, haarautua, liittyä hyppyjohtimiin, muodostaa useita itsenäisiä "tasoja" jne. (B. A. Vorontsov-Velyaminov tuhansien spiraaligalaksien joukosta löysi useita sellaisia, jotka näyttävät olevan kierretty eri suuntiin!). Tätä muotojen vaihtelua ei ole vielä mahdollista selittää. Lopuksi, joissakin tähtijärjestelmissä spiraalivarret ovat luonteeltaan selvästi ei-aaltollisia, vaikka niiden muoto ilmeisesti liittyy edelleen galaksin pyörimiseen. Tämä ei koske vain galaksien sisällä olevia spiraalisia "romuja". On monia tapauksia, joissa spiraalihaarat ... menevät itse galaksien ulkopuolelle! Leveät ja himmeät ne ulottuvat epätasaisena kaistaleena, joskus kymmenien tuhansien valovuosien ajan tähtijärjestelmien reuna-alueiden läpi ja lähtevät galaksien väliseen tilaan. Niitä havaitaan lähes yksinomaan siellä, missä on kaksi tai useampi niin kutsuttu vuorovaikuttava galaksi. Yksi vuorovaikutteisten galaksien tutkimuksen pioneereista, B. A. Vorontsov-Velyaminov, löysi suuri määrä lähellä toisiaan sijaitsevat galaksit, joista yhdellä tai kahdella on outoja galaksien välisiä haaroja, jotka eivät aina ole spiraalimaisia ​​(kuva 8). Tällaisia ​​haaroja saattaa joissain tapauksissa ilmaantua tähtijärjestelmän viereisen galaksin gravitaatiokentän vaikutuksesta. Ulkoinen gravitaatiokenttä voi muuttaa galaksin sisäistä rakennetta (kaikki sen aine liikkuu gravitaatiovoimien vaikutuksesta). Kun toinen massiivinen tähtijärjestelmä lähestyy galaksia, syntyy voimia, jotka pyrkivät tuhoamaan galaksin. Mutta useammin kuin ei, se ei tule täydelliseen tuhoon. Jotkut tähdistä irtautuvat galaksin päärungosta ja voivat tietyissä olosuhteissa muodostaa yhden tai kaksi "suihkua", jotka ovat taipuneet johtuen siitä, että tähdet aiemmin pyörivät galaksin keskustan ympäri. Spiraalit saadaan galaksista irti repeytyneistä tähdistä. Jos tähtijärjestelmää ei ympäröi riittävän tiheä kaasumainen väliaine tai sen koko ei ole paljon suurempi kuin tällä hetkellä oletetaan, tällaisten spiraalien kohtalo on yksinkertainen - kuluu satoja miljoonia vuosia ja spiraalit katoavat: tähdet tulevat sisään ne "pudottavat" takaisin tai jättävät galaksin ikuisesti. Tällaisten ideoiden oikeellisuuden vahvistavat tietokoneella tehdyt tähtijärjestelmien vuorovaikutuksen laskelmat.

Mutta mikä on yllättävää: voit löytää sellaisia ​​galakseja, joissa ulkohaarat "liittyvät" tavallisiin spiraalihaaroihin. Tämä tarkoittaa, että tiheysaaltojen viritys voi liittyä ulkoiseen vaikutukseen. Osoittautuu, että yksi galaksi voi kaukaa vaikuttaa tähtien (ja siten planeettojen) muodostumiseen toisessa, naapurigalaksissa (On syytä uskoa, että galaksissamme on myös jälkiä vuorovaikutuksesta naapurijärjestelmien – LMC:n ja MMO:n – kanssa. Australialaiset radioastronomit ovat löytäneet pitkän ja kapean, yli puolet taivaan "hihasta" harvinaisen kylmän neutraalin vedyn, joka liittyy näihin kahteen naapurigalaksiin. Kaasuholkin tähtiä ei ole vielä havaittu, mutta ne saattavat olla liian himmeitä erotettavaksi siellä. erilliset kohdat.).

Yksi havaittavimmista muodostelmista meidän kaltaisten galaksien kiekoissa ovat spiraalivarret (tai varret). He antoivat tämän tyyppisille esineille nimen - spiraaligalakseja. Galaxymme spiraalirakenne on erittäin hyvin kehittynyt. Käsivarsien varrella ovat pääasiassa keskittyneet nuorimmat tähdet, monet avoimet tähtiklusterit ja -assosiaatiot sekä tiheiden tähtienvälisten kaasupilvien ketjut, joissa tähtien muodostuminen jatkuu. Kierrevarret sisältävät suuren määrän muuttuvia ja soihduttavia tähtiä, ja niissä havaitaan useimmiten joidenkin supernovatyyppien räjähdyksiä. Toisin kuin sädekehä, jossa kaikki tähtien toiminnan ilmentymät ovat erittäin harvinaisia, oksissa jatkuu myrskyinen elämä, joka liittyy jatkuvaan aineen siirtymiseen tähtienvälisestä avaruudesta tähtiin ja takaisin. Galaktinen magneettikenttä, joka tunkeutuu koko kaasumaisen kiekon läpi, on myös keskittynyt pääasiassa spiraaleihin.

kierrevarret Linnunrata suurelta osin piilossa meiltä absorboimalla ainetta. Heidän yksityiskohtainen tutkimus alkoi radioteleskooppien syntymisen jälkeen. Ne mahdollistivat galaksin rakenteen tutkimisen tarkkailemalla pitkiä spiraaleja pitkin keskittyneiden tähtienvälisten vetyatomien radiosäteilyä. Nykyaikaisten käsitteiden mukaan spiraalivarret liittyvät galaksin levyn poikki eteneviin puristusaaloihin. Puristusalueiden läpi kulkeessaan kiekon aines tihenee ja tähtien muodostuminen kaasusta voimistuu. Syyt tällaisen omituisen aaltorakenteen esiintymiseen spiraaligalaksien kiekoissa eivät ole täysin selviä.

Galaksimme ja Auringon paikka siinä Tähtijoukot ja tähtiyhdistykset: pallomaiset tähtijoukot

Joukko on ryhmä tähtiä, jotka liittyvät yhteiseen alkuperään, asemaan avaruudessa ja liikkeen perusteella. Ilmestyi klusterien jakautuminen pallomaisiin ja avoimiin ryhmiin, sitten ilmestyi toisen tyyppisiä tähtiryhmiä. Pienessä kaukoputkessa pallomaiset tähtijoukot näyttävät hyvin läheisiltä tähtijoukoilta. Niillä kaikilla on selkeä pallomainen tai hieman litistetty muoto, niissä olevat tähdet ovat keskittyneet voimakkaasti keskustaan ​​sulautuen yhdeksi vaaleaksi täpläksi. Vain erittäin korkean kulmaresoluution omaavat havainnot, kuten Hubble-avaruusteleskooppi, antavat meille mahdollisuuden nähdä yksittäisiä tähtiä aivan keskustaan ​​asti. Suurimmissa klusteissa on yli miljoona tähteä. Tähtien määrä kuutioparsekkia kohden pallomaisten klustereiden keskuksissa vaihtelee muutamasta sadasta kymmeniin tuhansiin. Huomaa, että Auringon läheisyydessä yksi tähti putoaa enemmän kuin kuutioparsekin tilavuudelle. Pallomaisten klustereiden halkaisijat vaihtelevat 20 - 100 kpl. Pallomaiset klusterit ovat galaksissamme vanhimmat esineet: ne muodostuivat samanaikaisesti sen kanssa. Kun klusterien ikä oli vielä pieni, niihin kuului hyvin eri massaisia ​​tähtiä. Kevyimmät olivat useita kertoja vähemmän massiivisia kuin Aurinko, ja raskaimpien massa oli kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon. Massiivisissa tähdissä kaikki prosessit ovat voimakkaampia kuin kevyissä, ne kuluttavat nopeasti energiavaransa ja "kuolevat". Siksi pallomaisissa klusteissa on nyt vain pienimassaisia ​​tähtiä, ja useimmat niistä ovat evoluutionsa loppuvaiheessa. Kun ne kuolevat pois, vain pienimmät tähdet, jotka elävät hyvin pitkään, jäävät ryhmiin. Kun tiedät kuinka monta eri massaista tähteä on joukossa, voit määrittää, kuinka kauan sitten se syntyi. Pallomaisten klustereiden ikä tällä tavalla arvioituna ylittää 12 miljardia vuotta.

Massiiviset tähdet, jotka olivat aikoinaan näiden järjestelmien jäseniä, eivät ole kadonneet jälkiä jättämättä. He jättivät jälkeensä valkoisia kääpiöitä, neutronitähtiä ja mahdollisesti mustia aukkoja. Useimmiten ne paljastavat itsensä gravitaatiovuorovaikutuksessa muiden klusterin jäsenten kanssa. Tulos: uusien tähtien purkaukset, pulsarit. Vanhat tähdet menettävät usein vakauden ja alkavat muuttaa kirkkautta säännöllisesti - niistä tulee muuttuvia. Samanlaisia ​​tähtiä - kefeidejä - on paljon pallomaisissa ryhmissä. Galaksin kanssa samaan aikaan syntyneet pallomaiset klusterit ovat käytännössä säilyneet kemiallinen koostumus siitä jättimäisestä esigalaktisesta pilvestä, josta ne muodostuivat. Alhainen raskaspitoisuus kemiallisia alkuaineita. Pallomaisten klustereiden muodostumisen historia heijastuu niiden alueellisessa jakautumisessa galaksissa. Kaikki ne sijaitsevat pallomaisesti symmetrisesti galaksin keskustaan ​​nähden.

Ulkoavaruuden syrjäisillä alueilla on hiljattain löydetty uudentyyppinen galaksi, jota kutsutaan ehdollisesti "superspiraaleiksi". Ne ovat kooltaan todella jättimäisiä, ylittävät Linnunrattamme kaikilta osin ja voivat kilpailla kooltaan ja kirkkaudeltaan suurimpien galaksien kanssa, jotka on vain löydetty universumista.

Superspiraaligalaksit, kuten kävi ilmi, ovat olleet tähtitieteilijöiden mielessä pitkään - ne yksinkertaisesti matkivat onnistuneesti tyypillisiä spiraaligalakseja. NASAn arkistoitujen tietojen perusteella tehtiin uusi tutkimus, joka osoitti, että nämä galaksit, jotka ensi silmäyksellä ovat lähellä meitä, ovat itse asiassa hyvin kaukana, mutta näyttävät läheisiltä, ​​koska ne ovat kooltaan jättimäisiä. Heti ennen tutkijoita heräsi uusi kysymys: kuinka tällaisten spiraaligalaksien olemassaolo on ylipäätään mahdollista.

"Olemme löytäneet aiemmin tuntemattoman spiraaligalaksiluokan, jotka ovat yhtä valtavia ja kirkkaita kuin suurimmat tuntemamme galaksit. Yksinkertaisesti sanottuna tämä on sama kuin jos löytäisimme maapallolta uuden tuntemattoman olennon, joka on norsun kokoinen, mutta joka on vielä tuntematon eläintieteilijöille”, Patrick Ogle Kalifornian teknologiainstituutista, The Astrophysical Journalissa julkaistun artikkelin pääkirjoittaja. .

Yksi kolmesta galaksista, jossa on kaksi ydintä, sen nimi on 2MASX J08542169+0449308. Lähde: SDSS

Ogle ja hänen kollegansa törmäsivät näihin superspiraaleihin aivan vahingossa etsiessään erittäin kirkkaita, massiivisia galakseja NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) -arkiston syvyyksistä. Tämä arkisto on online-arkisto, joka sisältää tietoa yli sadasta miljoonasta galaksista. NED yhdistää tietoja monista erilaisista projekteista, mukaan lukien ultraviolettihavainnot GALEX-kiertoradalta, maassa sijaitseva Sloane Digital Sky Survey, 2MASS-tutkimus sekä yksittäiset Spitzer- ja WISE-avaruusalukset.

"Tämä hämmästyttävä löytö jättimäisten spiraaligalaksien luokasta johtui vain NED-galaksitietokannan rutiinianalyysistä. Voidaan siis sanoa, että rutiininomainen, systemaattinen ja johdonmukainen työ kaikkiin projekteihin yleistettyjen arkistojen kanssa kantaa myös hedelmää. Olemme varmoja, että arkisto sisältää tietoa monista muista tällaisista kimpaleista. Meidän on vain opittava esittämään oikeita kysymyksiä." - George Helow, tutkimusyhteistyökirjoittaja ja arkiston johtaja

Aluksi Ogle, Helow ja heidän kollegansa uskoivat perustellusti, että valtavat, kypsät galaksit, jotka kuuluvat elliptiseen luokkaan epätavallisen muotonsa vuoksi, olisivat hallitsevia elementtejä tutkitussa arkistotiedossa. Mutta kuten kävi ilmi, tutkijat kohtasivat valtavan yllätyksen. Yleisestä tietokannasta valittiin noin 800 000 galaksia, jotka sijaitsevat enintään 3,5 miljardin valovuoden etäisyydellä meistä. Yllättäen 53 kirkkaimmista galakseista oli pikemminkin spiraalimaisia ​​kuin elliptisiä. Tutkijat tarkistivat etäisyydet näihin galaksiin ja kävi ilmi, että ne sijaitsevat vielä 1,2 miljardia valovuotta kauempana kuin alun perin luultiin. Kun etäisyydet oli arvioitu oikein, tämän äskettäin löydetyn spiraaligalaksiluokan hämmästyttävä koko ja ominaisuudet paljastettiin.

Toinen galaksi, joka voidaan luokitella superspiraaliksi. Sen nimi on 2MASX J16014061+2718161 ja siinä on myös kaksi ydintä. Lähde: SDSS

Kuten nyt on todettu, superspiraaligalaksien kirkkaus voi olla Linnunradan kirkkautta suurempi 8-14 kertaa, ne ovat kymmenen kertaa massiivisempia kuin galaksimme. Niiden kirkkaat, tähtien täyttämät levyt ovat halkaisijamme 2–4 kertaa halkaisijamme, ja tähän mennessä suurin tunnettu spiraaligalaksi on halkaisijaltaan 440 000 valovuotta. Superspiraaligalaksit lähettävät voimakasta ultravioletti- ja keski-infrapunasäteilyä. Tämä tarkoittaa, että uusien tähtien muodostumisprosessit tapahtuvat aktiivisesti niiden syvyyksissä, niiden syntynopeus on noin 30 kertaa suurempi, taas galaksiimme verrattuna.

Nykyisen astrofysikaalisen teorian mukaan spiraaligalaksit eivät voi saavuttaa mitään näistä hämmästyttävistä ominaisuuksista, puhumattakaan kaikista näistä ominaisuuksista kerralla. Tosiasia on, että spiraaligalaksit kasvavat vangitsemalla kylmää kaasua galaksien välisestä aineesta. Jossain vaiheessa tavallisen spiraaligalaksin massa saavuttaa niin suuret arvot, minkä seurauksena loukkuun jäänyt kaasu alkaa liikkua sen sisällä hyvin nopeasti. Tästä johtuen aineen kitkaa muodostuu ja kuumenemista tapahtuu, ja lämpötilan nousu alkaa hidastaa myöhempiä uusien tähtien syntymän prosesseja. Mutta kuten me kaikki nyt tiedämme, käy ilmi, etteivät spiraaligalaksit noudata tätä lakia.

Yksi suurimmista superspiraaligalakseista SDSS J094700.08+254045.7. Sen levyn halkaisija on noin 320 000 valovuotta.

Galaksi on suuri muodostelma tähtiä, kaasua ja pölyä, joita painovoima pitää yhdessä. Nämä maailmankaikkeuden suurimmat yhdisteet voivat vaihdella muodoltaan ja kooltaan. Suurin osa avaruusobjektit ovat osa tiettyä galaksia. Näitä ovat tähdet, planeetat, satelliitit, sumut, mustat aukot ja asteroidit. Joissakin galakseissa on paljon näkymätöntä pimeää energiaa. Koska galakseja erottaa tyhjä ulkoavaruus, niitä kutsutaan kuvaannollisesti keitaiksi kosmisessa autiomaassa.

Meidän galaksimme

Lähin tähtemme, Aurinko, on yksi Linnunradan galaksin miljardeista tähdistä. Yötä tähtitaivasta katsellen on vaikea olla huomaamatta laajaa tähtien täyttämää nauhaa. Muinaiset kreikkalaiset kutsuivat näiden tähtien ryhmää galaksiksi.

Jos meillä olisi ollut mahdollisuus katsoa tätä tähtijärjestelmää sivulta, olisimme huomanneet litteän pallon, jossa on yli 150 miljardia tähteä. Galaksillamme on ulottuvuuksia, joita on vaikea kuvitella mielikuvituksesi. Valonsäde kulkee sen yhdeltä puolelta toiselle satatuhatta maan vuotta! Galaksimme keskuksen miehittää ydin, josta lähtevät valtavat spiraalihaarat, jotka ovat täynnä tähtiä. Etäisyys Auringosta galaksin ytimeen on 30 000 valovuotta. aurinkokunta sijaitsee Linnunradan laitamilla.

Tähdet galaksissa kosmisten kappaleiden valtavasta kertymisestä huolimatta ovat harvinaisia. Esimerkiksi lähimpien tähtien välinen etäisyys on kymmeniä miljoonia kertoja suurempi kuin niiden halkaisija. Ei voida sanoa, että tähdet olisivat hajallaan satunnaisesti maailmankaikkeudessa. Niiden sijainti riippuu painovoimaista, jotka pitävät taivaankappaletta tietyssä tasossa. Tähtijärjestelmiä gravitaatiokenttineen kutsutaan galakseiksi. Tähtien lisäksi galaksin koostumus sisältää kaasua ja tähtienvälistä pölyä.

galaksien koostumus.

Universumi koostuu myös monista muista galakseista. Meitä lähimmät ovat kaukana 150 tuhannen valovuoden etäisyydellä. Ne voidaan nähdä eteläisen pallonpuoliskon taivaalla pieninä utuisina pilkkuina. Ne kuvaili ensimmäisenä Magellanin retkikunnan jäsen Pigafettin maailman ympäri. He aloittivat tieteeseen suuret ja pienet Magellanin pilvet nimellä.

Meitä lähin galaksi on Andromeda-sumu. Sillä on erittäin suuri koko, joten se näkyy maasta tavallisilla kiikareilla ja kirkkaalla säällä - jopa paljaalla silmällä.

Galaksin rakenne muistuttaa jättimäistä avaruudessa kuperaa spiraalia. Yhdessä spiraalivarressa, ¾ etäisyydestä keskustasta, on aurinkokunta. Kaikki galaksissa pyörii keskusytimen ympäri ja tottelee sen painovoimaa. Vuonna 1962 tähtitieteilijä Edwin Hubble luokitteli galaksit niiden muodon mukaan. Tiedemies jakoi kaikki galaksit elliptisiin, spiraalimallisiin, epäsäännöllisiin ja barred galaksiin.

Maailmankaikkeuden osassa on miljardeja galakseja, jotka ovat käytettävissä tähtitieteelliseen tutkimukseen. Yhdessä tähtitieteilijät kutsuvat niitä metagalaksiksi.

Universumin galaksit

Galakseja edustavat suuret tähtiryhmät, kaasu, pöly, joita painovoima pitää yhdessä. Ne voivat vaihdella suuresti muodoltaan ja kooltaan. Suurin osa avaruusobjekteista kuuluu galaksiin. Nämä ovat mustia aukkoja, asteroideja, tähtiä satelliiteilla ja planeetoilla, sumuja, neutronisatelliitteja.

Suurin osa maailmankaikkeuden galakseista sisältää valtavia määriä näkymätöntä pimeää energiaa. Koska eri galaksien välistä tilaa pidetään tyhjänä, niitä kutsutaan usein keitaiksi avaruuden tyhjiössä. Esimerkiksi tähti nimeltä Aurinko on yksi miljardeista tähdistä maailmankaikkeudessamme "Linnunradan" galaksissa. ¾ etäisyydellä tämän spiraalin keskustasta on aurinkokunta. Tässä galaksissa kaikki liikkuu jatkuvasti keskusytimen ympärillä, joka tottelee painovoimaansa. Kuitenkin myös ydin liikkuu galaksin mukana. Samaan aikaan kaikki galaksit liikkuvat supernopeuksilla.
Tähtitieteilijä Edwin Hubble teki vuonna 1962 loogisen luokituksen maailmankaikkeuden galakseille niiden muodon perusteella. Nyt galaksit on jaettu 4 pääryhmään: elliptiset, spiraalit, galaksit, joissa on palkki (palkki) ja epäsäännölliset.
Mikä on maailmankaikkeutemme suurin galaksi?
Universumin suurin galaksi on Abell 2029 -klusterin superjättiläinen linssimainen galaksi.

spiraaligalaksit

Ne ovat galakseja, jotka muistuttavat muodoltaan litteää spiraalikiekkoa, jossa on kirkas keskus (ydin). Linnunrata on tyypillinen spiraaligalaksi. Spiraaligalakseja kutsutaan yleensä S-kirjaimella, ne jaetaan 4 alaryhmään: Sa, So, Sc ja Sb. So-ryhmään kuuluvat galaksit erottuvat kirkkaista ytimistä, joissa ei ole spiraalivarsia. Mitä Sa-galakseihin tulee, ne erottuvat tiheistä spiraalivarreista, jotka on kiedottu tiukasti keskiytimen ympärille. Sc- ja Sb-galaksien haarat ympäröivät harvoin ydintä.

Spiraaligalaksit Messier-luettelossa

suljetut galaksit

Barred galaksit ovat samanlaisia ​​kuin spiraaligalaksit, mutta niissä on silti yksi ero. Tällaisissa galakseissa spiraalit eivät ala ytimestä, vaan silloista. Noin 1/3 kaikista galakseista kuuluu tähän luokkaan. Ne on yleensä merkitty kirjaimilla SB. Ne puolestaan ​​​​jaetaan 3 alaryhmään Sbc, SBb, SBa. Näiden kolmen ryhmän välinen ero määräytyy siltojen muodon ja pituuden mukaan, mistä itse asiassa spiraalien haarat alkavat.

Messier-sulkuiset spiraaligalaksit

elliptisiä galakseja

Galaksien muoto voi vaihdella täydellisen pyöreistä pitkänomaisiin soikeisiin. Niiden erottuva piirre on keskeisen kirkkaan ytimen puuttuminen. Ne on merkitty kirjaimella E ja ne on jaettu 6 alaryhmään (muodon mukaan). Tällaiset lomakkeet on merkitty E0:sta E7:ään. Ensimmäisellä on melkein pyöreä muoto E7:lle on ominaista erittäin pitkänomainen muoto.

Elliptiset galaksit Messier-luettelossa

Epäsäännölliset galaksit

Niillä ei ole selkeää rakennetta tai muotoa. Epäsäännölliset galaksit jaetaan yleensä kahteen luokkaan: IO ja Im. Yleisin on galaksien Im-luokka (sillä on vain pieni aavistus rakenteesta). Joissakin tapauksissa spiraalin jäännökset jäljitetään. IO kuuluu muodoltaan kaoottisten galaksien luokkaan. Pienet ja suuret Magellanin pilvet ovat erinomainen esimerkki Im-luokasta.

Messier-luettelo epäsäännölliset galaksit

Taulukko päätyyppisten galaksien ominaisuuksista

Suuri muotokuva galakseista

Ei niin kauan sitten tähtitieteilijät alkoivat työskennellä yhteistyöprojektissa galaksien sijainnin määrittämiseksi koko universumissa. Heidän tehtävänsä on saada tarkempi kuva yleinen rakenne ja maailmankaikkeuden muoto suuressa mittakaavassa. Valitettavasti monien ihmisten on vaikea arvioida maailmankaikkeuden mittakaavaa. Otetaan ainakin galaksimme, joka koostuu yli sadasta miljardista tähdestä. Universumissa on miljardeja galakseja lisää. Kaukaisia ​​galakseja on löydetty, mutta näemme niiden valon sellaisena kuin se oli lähes 9 miljardia vuotta sitten (meitä erottaa niin suuri etäisyys).

Tähtitieteilijät huomasivat, että useimmat galaksit kuuluivat tiettyyn ryhmään (se tuli tunnetuksi "klusterina"). Linnunrata on osa klusteria, joka puolestaan ​​koostuu 40 tunnetusta galaksista. Pääsääntöisesti suurin osa näistä klustereista on osa vielä suurempaa ryhmittymää, jota kutsutaan superklusteriksi.

Klusterimme on osa superklusteria, jota kutsutaan yleisesti Neitsytklusteriksi. Tällainen massiivinen klusteri koostuu yli 2 tuhannesta galaksista. Samaan aikaan, kun tähtitieteilijät kartoittivat näiden galaksien sijainnin, superklusterit alkoivat muodostua. Suuret superklusterit ovat kerääntyneet jättimäisiltä näyttävien kuplien tai tyhjiöiden ympärille. Kukaan ei vielä tiedä, millainen rakenne tämä on. Emme ymmärrä, mitä näissä tyhjiöissä voi olla. Oletuksena on, että ne voivat olla täynnä tietyntyyppistä pimeää ainetta, jota tiedemiehet eivät tunne, tai niiden sisällä voi olla tyhjää tilaa. Kestää kauan, ennen kuin tiedämme tällaisten tyhjiöiden luonteen.

Galaktinen tietojenkäsittely

Edwin Hubble on galaktisen tutkimuksen perustaja. Hän on ensimmäinen, joka keksi kuinka laskea tarkka etäisyys galaksiin. Hän turvautui tutkimuksessaan sykkivien tähtien menetelmään, jotka tunnetaan paremmin kefeideinä. Tiedemies pystyi havaitsemaan suhteen ajanjakson, joka tarvitaan yhden kirkkauden lyönnin suorittamiseen, ja tähden vapauttaman energian välillä. Hänen tutkimuksensa tulokset olivat suuri läpimurto galaktisen tutkimuksen alalla. Lisäksi hän havaitsi, että galaksin lähettämän punaisen spektrin ja sen etäisyyden (Hubble-vakio) välillä on korrelaatio.

Nykyään tähtitieteilijät voivat mitata galaksin etäisyyttä ja nopeutta mittaamalla spektrin punasiirtymän määrää. Tiedetään, että kaikki universumin galaksit liikkuvat toisistaan. Mitä kauempana galaksi on maasta, sitä suurempi on sen liikenopeus.

Tämän teorian visualisoimiseksi riittää, että kuvittelet ajavasi autoa, joka liikkuu nopeudella 50 km/h. Edessäsi oleva auto ajaa nopeammin 50 km/h, mikä tarkoittaa, että sen liikenopeus on 100 km/h. Hänen edessään on toinen auto, joka kulkee vielä 50 km/h nopeammin. Vaikka kaikkien kolmen auton nopeus on 50 km/h erilainen, ensimmäinen auto liikkuu itse asiassa 100 km/h nopeammin. Koska punainen spektri ilmaisee galaksin meistä poistuvan nopeuden, saadaan seuraava: mitä suurempi punasiirtymä, sitä nopeammin galaksi liikkuu ja sitä suurempi on sen etäisyys meistä.

Nyt meillä on uusia työkaluja, jotka auttavat tutkijoita etsimään uusia galakseja. Hubble-avaruusteleskoopin ansiosta tiedemiehet ovat voineet nähdä sen, mistä he ovat aiemmin vain haaveilleet. Tämän kaukoputken suuri teho tarjoaa hyvän näkyvyyden pienillekin yksityiskohdille lähellä olevissa galakseissa ja mahdollistaa kauempana olevien galaksien tutkimisen, joita kukaan ei ole vielä tuntenut. Tällä hetkellä kehitetään uusia avaruushavaintotyökaluja, jotka auttavat lähitulevaisuudessa syventämään ymmärrystä maailmankaikkeuden rakenteesta.

Galaksityypit

• spiraaligalaksit. Muodoltaan ne muistuttavat litteää kierrelevyä, jossa on selkeä keskus, niin kutsuttu ydin. Linnunrata-galaksimme kuuluu tähän luokkaan. Tästä portaalisivuston osiosta löydät monia erilaisia ​​artikkeleita, jotka kuvaavat galaksimme avaruusobjekteja.
• Suljetut galaksit. Ne muistuttavat spiraalisia, vain ne eroavat niistä yhdellä merkittävällä erolla. Spiraalit eivät poikkea ytimestä, vaan ns. hyppääjistä. Tämä luokka sisältää kolmanneksen kaikista maailmankaikkeuden galakseista.
• Elliptisellä galaksilla on useita muotoja: täydellisen pyöreästä soikeaan pitkänomaiseen. Verrattuna spiraalisiin niistä puuttuu keskeinen, korostunut ydin.
• Epäsäännöllisillä galakseilla ei ole ominaista muotoa tai rakennetta. Niitä ei voida liittää mihinkään yllä olevista tyypeistä. Vääristä galakseista niitä on paljon vähemmän maailmankaikkeuden laajuudessa.

Tähtitieteilijät sisään Viime aikoina käynnistetty yhteinen projekti tunnistaa kaikkien galaksien sijainnit universumissa. Tutkijat toivovat saavansa paremman kuvan sen rakenteesta suuressa mittakaavassa. Universumin kokoa on vaikea arvioida ihmisen ajattelun ja ymmärryksen kannalta. Yksistään galaksimme on satojen miljardien tähtien yhteys. Ja tällaisia ​​galakseja on miljardeja. Voimme nähdä valon löydetyistä kaukaisista galakseista, mutta emme edes tarkoita, että katsoisimme menneisyyteen, koska valonsäde saavuttaa meidät kymmenien miljardien vuosien ajan, niin suuri etäisyys erottaa meidät.

Tähtitieteilijät yhdistävät myös useimmat galaksit tiettyihin ryhmiin, joita kutsutaan klustereiksi. Linnunrattamme kuuluu 40 tutkitun galaksin joukkoon. Tällaiset klusterit yhdistetään suuriksi ryhmiksi, joita kutsutaan superklustereiksi. Joukko galaksimme kanssa on osa Neitsyt-superjoukkoa. Tämä jättiläisjoukko sisältää yli 2000 galaksia. Kun tiedemiehet alkoivat kartoittaa näiden galaksien jakautumista, superklusterit saivat tietyn muodon. Suurin osa galaktisista superklustereista oli jättimäisten tyhjiöiden ympäröimiä. Kukaan ei tiedä, mitä näissä tyhjiöissä voi olla: ulkoavaruutta, kuten planeettojen välistä tai uusi muoto asia. Tämän arvoituksen ratkaiseminen kestää kauan.

Galaksien vuorovaikutus

Yhtä kiinnostavampi tiedemiehille on kysymys galaksien vuorovaikutuksesta avaruusjärjestelmien komponentteina. Ei ole mikään salaisuus, että avaruusobjektit ovat jatkuvassa liikkeessä. Galaksit eivät ole poikkeus tästä säännöstä. Jotkut galaksityypit voivat aiheuttaa kahden avaruusjärjestelmän törmäyksen tai sulautumisen. Jos tarkastellaan, miten nämä avaruusobjektit näyttävät, niiden vuorovaikutuksen seurauksena tapahtuvat laajamittaiset muutokset tulevat ymmärrettävämmiksi. Kahden avaruusjärjestelmän törmäyksessä roiskuu valtava määrä energiaa. Kahden galaksin kohtaaminen universumin avaruudessa on jopa todennäköisempi tapahtuma kuin kahden tähden törmäys. Galaksien törmäys ei aina pääty räjähdykseen. Pieni tilajärjestelmä voi kulkea vapaasti suuremman vastineen ohi muuttaen vain vähän sen rakennetta.

Näin ollen muodostelmia, jotka ovat samankaltaisia ​​kuin ulkomuoto pitkiä käytäviä pitkin. Tähdet ja kaasuvyöhykkeet erottuvat koostumuksessaan, uusia valoja syntyy usein. Joskus galaksit eivät törmää, vaan koskettavat vain kevyesti toisiaan. Kuitenkin jopa tällainen vuorovaikutus laukaisee ketjun peruuttamattomia prosesseja, jotka johtavat valtaviin muutoksiin molempien galaksien rakenteessa.

Mikä on galaksimme tulevaisuus?

Kuten tiedemiehet ehdottavat, on mahdollista, että kaukaisessa tulevaisuudessa Linnunrata pystyy absorboimaan pienen satelliittijärjestelmän, joka sijaitsee 50 valovuoden etäisyydellä meistä. Tutkimukset osoittavat, että tällä satelliitilla on pitkä käyttöikä, mutta jos se törmää jättiläisnaapuriin, se todennäköisesti lopettaa erillisen olemassaolonsa. Tähtitieteilijät ennustavat myös Linnunradan ja Andromeda-sumun välistä törmäystä. Galaksit liikkuvat toisiaan kohti valon nopeudella. Ennen todennäköistä törmäystä odota noin kolme miljardia maavuotta. Kuitenkin, tapahtuuko se nyt todella, on vaikea väittää, koska molempien avaruusjärjestelmien liikkeestä ei ole tietoa.

Kuvaus galakseistaKvant. Avaruus

Portaalisivusto vie sinut mielenkiintoisen ja kiehtovan avaruuden maailmaan. Opit universumin rakentamisen luonteen, tutustut tunnettujen suurten galaksien rakenteisiin ja niiden komponentteihin. Lukemalla artikkeleita galaksistamme, jotkut yötaivaalla havaittavista ilmiöistä tulevat meille ymmärrettävämmiksi.

Kaikki galaksit ovat suurella etäisyydellä Maasta. Vain kolme galaksia voidaan nähdä paljaalla silmällä: Suuri ja pieni Magellanin pilvi ja Andromeda-sumu. Kaikkia galakseja on mahdotonta laskea. Tutkijoiden mukaan heidän lukumääränsä on noin 100 miljardia. Galaksien tilajärjestely on epätasainen - yksi alue voi sisältää valtavan määrän niitä, toisella ei ole edes yhtä pientä galaksia ollenkaan. Tähtitieteilijät eivät onnistuneet erottamaan galaksikuvaa yksittäisistä tähdistä 1990-luvun alkuun asti. Tuolloin oli noin 30 galaksia, joissa oli yksittäisiä tähtiä. He kaikki määritettiin paikalliseen ryhmään. Vuonna 1990 tähtitieteen kehityksessä tieteenä tapahtui majesteettinen tapahtuma - Hubble-teleskooppi laukaistiin Maan kiertoradalle. Juuri tämä tekniikka sekä uudet maassa olevat 10 metrin teleskoopit mahdollistivat näkemisen merkittävästi lisää ratkaistuja galakseja.

Nykyään maailman "astronomiset mielet" ihmettelevät pimeän aineen roolia galaksien rakentamisessa, mikä ilmenee vain gravitaatiovuorovaikutuksessa. Esimerkiksi joissakin suuria galakseja se muodostaa noin 90 % kokonaismassasta, kun taas kääpiögalaksit eivät välttämättä sisällä sitä ollenkaan.

Galaksien evoluutio

Tiedemiehet uskovat, että galaksien syntyminen on luonnollinen vaihe maailmankaikkeuden kehityksessä, joka tapahtui gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Noin 14 miljardia vuotta sitten alkoi protoklusterien muodostuminen primaariaineessa. Lisäksi erilaisten vaikutuksen alaisena dynaamisia prosesseja galaktisten ryhmien erottaminen tapahtui. Galaksimuotojen runsaus selittyy monimuotoisuudella alkuolosuhteet niiden muodostumisessa.

Galaksin puristamiseen kuluu noin 3 miljardia vuotta. Tietyn ajan kuluessa kaasupilvi muuttuu tähtijärjestelmäksi. Tähtien muodostuminen tapahtuu kaasupilvien painovoiman puristumisen vaikutuksesta. Kun pilven keskellä on saavutettu tietty lämpötila ja tiheys, joka riittää lämpöydinreaktioiden alkamiseen, syntyy uusi tähti. Massiiviset tähdet muodostuvat lämpöydinkemiallisista alkuaineista, jotka ovat massaltaan heliumia suurempia. Nämä elementit luovat ensisijaisen helium-vetyympäristön. Supernovien suurenmoisten räjähdysten aikana muodostuu rautaa raskaampia elementtejä. Tästä seuraa, että galaksi koostuu kahdesta sukupolvesta tähtiä. Ensimmäinen sukupolvi on vanhimmat tähdet, jotka koostuvat heliumista, vedystä ja hyvin pienestä määrästä raskaita alkuaineita. Toisen sukupolven tähdissä on havaittavampi raskaiden alkuaineiden sekoitus, koska ne muodostuvat raskailla alkuaineilla rikastetusta alkukaasusta.

Nykyaikaisessa tähtitiedessä galaksit kosmisina rakenteina saavat erillisen paikan. Galaksityyppejä, niiden vuorovaikutuksen piirteitä, yhtäläisyyksiä ja eroja tutkitaan yksityiskohtaisesti ja tehdään ennuste niiden tulevaisuudesta. Tämä alue sisältää paljon enemmän käsittämättömiä asioita, jotka vaativat lisätutkimusta. moderni tiede ratkaisi monia galaksien muodostumistyyppejä koskevia kysymyksiä, mutta näiden kosmisten järjestelmien muodostumiseen liittyy myös monia tyhjiä kohtia. Nykyinen tutkimuslaitteiden modernisointivauhti, uusien metodologioiden kehittäminen avaruuskappaleiden tutkimiseen antavat toivoa merkittävästä läpimurtosta tulevaisuudessa. Tavalla tai toisella galaksit ovat aina keskellä tieteellinen tutkimus. Eikä se perustu pelkästään ihmisen uteliaisuuteen. Saatuamme tietoja avaruusjärjestelmien kehitysmalleista pystymme ennustamaan Linnunrata-galaksimme tulevaisuuden.

Portaalisivusto tarjoaa sinulle mielenkiintoisimmat uutiset, tieteelliset, kirjoittajien artikkelit galaksien tutkimuksesta. Täältä löydät henkeäsalpaavia videoita, korkealaatuisia kuvia satelliiteista ja kaukoputkesta, jotka eivät jätä sinua välinpitämättömäksi. Sukella kanssamme tuntemattoman avaruuden maailmaan!

Hubblen valokuvassa näkyy M71, muistutus siitä, kuinka hämmästyttäviä ja fotogeenisia spiraaligalaksit voivat olla. Lähes 70 % Linnunradan naapureista on tämäntyyppisiä (2. huhtikuuta 2013).

Opi miltä se näyttää spiraaligalaksi: kuvaus ja ominaisuudet valokuvilla, luokittelu, Edwin Hubblen rooli, Linnunradan tyyppi, syntymä ja kehitys.

On helppo arvata, että spiraaligalaksit ovat saaneet nimensä havaitun muodon perusteella. Nämä ovat pyöriviä kaasu- ja tähtikokoelmia (kuumia ja nuoria), jotka ovat joskus silmiinpistäviä.

Spiraaligalaksien karakterisointi ja luokittelu

On välttämätöntä ymmärtää, miltä spiraaligalaksien rakenne näyttää. Useimmissa spiraaligalakseissa, kuten Linnunradalla, on keskellä oleva pullistuma (ydin), jonka ympärillä litteä tähtikiekko pyörii. Galaktinen keskus on täynnä vanhempia, himmeämpiä tähtiä ja siellä on myös supermassiivinen (vaikka sitä ei aina ole helppo löytää pölyn ja kaasun vuoksi). Muinaisten tähtien hämärä valo tekee pullistuman määrittämisen vaikeaksi, ja on spiraaleja, joissa tätä ominaisuutta ei ole ollenkaan.

Se on levy, jonka avulla on helppo erottaa tämäntyyppiset galaksit muista (tärkeä elementti spiraaligalaksissa). Siinä on kierrevarret täynnä nuoria tähtiä, pölyä ja kaasua. Kirkkaat tähdet tekevät hihoista niin ilmeikkäät ja näkyvät.

Kierrevarsien muodostumisen tarkka kuvio on edelleen mysteeri. Jos ne olisivat pysyviä galaktisia ominaisuuksia, niiden olisi pitänyt kadota miljardissa vuodessa. Tutkijat uskovat, että ne voivat johtua tiheysaaltojen leviämisestä ulkolevyn poikki. Itse aallot olisivat saattaneet muodostua törmäyksen aikana. Yhdistettäessä yhden massa vaikuttaa toisen rakenteen muutokseen.

Noin 2/3 spiraaligalakseista sisältää pylvään keskellä. on myös samanlainen rakenne, mutta sitä on vaikea nähdä. Sen vuoksi sen läsnäoloa ei voitu vahvistaa ennen vuotta 2005. Galaksien luokittelu ilmestyi vuonna 1926 Edwin Hubblen ansiosta. Sitä kutsutaan "Hubblen äänihaarukiksi" ja organisaatioperiaate perustuu galaktiseen muotoon. Spiraalit jakautuvat sen mukaan, kuinka paljon niiden käsivarret ovat kiertyneet, sekä sen mukaan, onko tanko tai puuttuu.

Kaikista havaittuista galakseista 77 % kuuluu spiraaligalakseihin. Mutta älä usko, että he hallitsevat. Tämä kunnia kuuluu kuitenkin elliptisille, jotka lopulta ovat spiraalimaisille seuraava muunnosmuoto. Elliptiset galaksit ovat vanhempia ja himmeämpiä tähtiä, ja siksi niitä on vaikea löytää.

Spiraaligalaksien historia ja muodostuminen

Spiraaligalaksit ovat täynnä pölyä ja kaasua, mikä luo erinomaiset olosuhteet tähtien muodostumiselle. Niiden uskotaan olevan nuorempia kuin elliptisiä. löytyy kokonaan erilaisia ​​muotoja. Noin 60 %:lla heistä on useita hihoja, 10 %:lla kaksi ja 30 %:a ei voida laskea, koska ne muuttivat ulkonäköään ajan myötä.

Nämä galaksit ovat miljardista biljoonaan kertaa Aurinkoa massiivisempia. Näkyvä levy on 10 000 - 300 000 valovuotta leveä. Suurin spiraaligalaksi on NGC 6872, joka ulottuu 522 000 valovuoteen.

Varhaisessa universumissa galaksit törmäsivät usein ja ottivat yhteyttä, joten muinaisten jättiläisten muoto vääristyi nopeasti. Vanhin havaittu spiraaligalaksi on BX442 (10,7 miljardia vuotta). Etäisyyden ja ajan välisen korrelaation vuoksi tutkijat pystyvät näkemään sen vasta 3 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen.

Kun spiraaligalaksi on käyttänyt kaiken kaasun ja pölyn, tähdet lakkaavat muodostumasta ja spiraalimuoto hajoaa ja muuttuvat elliptisiksi. Katso video galakseista saadaksesi lisätietoja tähtien syntymisestä, spiraalien ja käsivarsien syntymisestä.

Levygalaksien evoluutio

Astrofyysikko Olga Silchenko tähtien syntymisestä, galaksien mallintamisesta ja ulkoisen kylmän kaasun kertymisestä:

Galaksien spiraalikuvio

Tähtitieteilijä Aleksei Rastorguev spiraalikuvion syistä, tiheysaaltojen teoriasta ja galaksimme tutkimuksen vaikeuksista: