Spiraalgalaktikate omadused ja klassifikatsioon: kogu vajalik teave

Spiraalgalaktikad paeluvad nii professionaalseid kui ka amatöörastronoome oma erilise kuju ja visuaalse ilu poolest. Nende struktuur, dünaamika ja mitmekesisus on motiveerinud sajandeid kestnud uuringuid ja tuhandeid vaatlusi, paljastades üllatavaid detaile selle kohta, kuidas universum areneb ja millist rolli mängivad need kolossaalsed tähesüsteemid uute tähtede moodustumisel ning aine ja energia hajumisel.

Spiraalgalaktikate omaduste ja klassifikatsiooni mõistmine võimaldab teil süveneda tänapäeva astronoomia südamesse. Selles artiklis avastate kõik olulise, alates spiraalgalaktikate sisemistest komponentidest ja tüüpide erinevustest kuni selleni, kuidas nende iseloomulikud harud moodustavad kuju ja millised teooriad püüavad selgitada nende keerulist struktuuri. Sukeldume koos spiraalgalaktikate hämmastavasse maailma, nende saladustesse, kuulsaimatesse näidetesse ja olulisusse kosmose mõistmisel.

Mis on spiraalgalaktika?

Spiraalgalaktika on suur tähtede, gaasi, tähtedevahelise tolmu ja loomulikult ka tumeaine rühm, mis on organiseeritud pöörlevasse lamedasse kettasse, millel on üks või mitu spiraalharu, mis kiirguvad kesksest tuumast (galaktilisest kühmust). Esmapilgul meenutab pilt kõige rohkem tuulikut või isegi keerist. Need struktuurid ei ole eksklusiivsed, kuna Meie enda galaktika, Linnutee, on vapustav näide vöötspiraalgalaktikast. Tegelikult Ligikaudu 60% lähedalasuvas universumis tuvastatud galaktikatest on spiraalse morfoloogiaga..

Spiraalgalaktikad pole tähelepanuväärsed mitte ainult oma välimuse poolest, vaid ka nende sisemine struktuur on keeruline ja mitmekesine. Need koosnevad mitmest põhielemendist: ketast (kus asuvad harud), kesksest kühmust, tähtede ribast (paljudel juhtudel), neid ümbritsevast sfäärilisest halost ja enamasti tuumas asuvast ülimassiivsest mustast august. Igal neist komponentidest on galaktika dünaamikas, välimuses ja arengus võtmeroll.

Spiraalgalaktikate ilu on ilmne nii tänapäevaste teleskoopidega tehtud fotodel kui ka Maalt tehtud vaatlustel. Visuaalselt võivad nad meenutada orkaane, veelainet või isegi kosmilist ilutulestikku, arvestades nende süles olevate eredate noorte tähtede arvu.

Spiraalgalaktika struktuur ja komponendid

Spiraalgalaktikad võivad esmapilgul tunduda lihtsad, kuid nende struktuur on gravitatsiooni, pöörlemise, tähtede moodustumise ja kosmilise evolutsiooni vahelise õrna tasakaalu tulemus. Spiraalgalaktika peamised komponendid on:

Galaktiline ketas: See on kõige iseloomulikum ja nähtavam piirkond, kus asub enamik noori tähti, gaasi- ja tolmupilvi ning tuntud spiraalharusid. Sellel kettale järgnevad tähed galaktika tuuma ümber peaaegu ringikujulised trajektoorid ning suur osa tähtede moodustumisest toimub siin tänu tooraine kõrgele kontsentratsioonile.
Spiraalsed käed: Need silmapaistvad struktuurid ulatuvad keskelt väljapoole, keerdudes tihedalt või lõdvemalt, olenevalt galaktika alatüübist. Need on piirkonnad, mis paistavad silma oma heleduse ja sinise värvuse poolest tänu noorte ja kuumade tähtede olemasolule., samuti suured gaasi- ja tolmupilved. Siin on tähtede tekkimise kiirus väga kõrge.
Galaktiline mõhk (või eend): See asub keskel ja on sfääriline või ellipsoidaalne vanade tähtede kontsentratsioon (nimetatakse II populatsiooniks, punakas ja madala metallilisusega). Selle mõhna keskmes asub sageli ülimassiivne must auk. Mõhka suurus varieerub sõltuvalt spiraalgalaktika tüübist.
Keskne tärnibaar: Ligikaudu kahel kolmandikul spiraalgalaktikatest kulgeb läbi keskse kühmu tähtede riba. See riba toimib gaasi ja tähtede transiiditeena tuuma suunas ning on sageli kahe selgelt eristuva peaharu sünnikohaks.
Sfääriline halo: See komponent ümbritseb kogu ketast ning on gaasi ja tolmu poolest vaene. Halos paiknevad vanad tähed kerasparvedesse koondudes., mis võib sisaldada tuhandeid kuni miljoneid tähti. Lisaks on halo peamine tumeaine reservuaar, mis on küll nähtamatu, kuid gravitatsioonilise tasakaalu jaoks hädavajalik.

Nende komponentide kombinatsioon ja nende proportsioonide erinevused põhjustavad universumis täheldatud spiraalgalaktikate suure mitmekesisuse.

Spiraalgalaktikate peamised omadused

Spiraalgalaktikad on tähelepanuväärsed nii oma sisemise dünaamika kui ka tähe- ja keemilise koostise poolest. Selle kõige olulisemate omaduste hulgas on:

Tähtede jaotus: Mõhkus domineerivad vanemad, punakad tähed, samas kui ketast ja harusid asustavad nooremad, sinisemad ja kuumemad tähed. See selgitab südamiku ja harude värvi ja heleduse kontrasti.
Tähtede teke on eriti intensiivne kätes: Siin on gaas ja tolm tihedamad, võimaldades moodustuda uutel, suure massiga tähtedel, mis arenevad kiiresti ja hiilgavalt, külvates keskkonda supernoovade ja raskete elementidega.
Ketas on sageli kaetud lahtiste parvede ja udukogudega: Erinevalt halo kerasparvedest sisaldavad lahtised parved noori, hiljuti moodustunud tähti.
Pöörlemise erinevused: Ketta pöörleb niinimetatud "diferentsiaalpöörlemise" käigus, mis tähendab, et sisemus pöörleb palju kiiremini kui perifeerne osa. See kiiruse erinevus on spiraalharude disaini ja vastupidavuse võtmeks.
Tume aine: Täheldatud pöörlemiskõverad viitavad sellele, et mõnedes spiraalgalaktikates on kuni 90% nähtamatut (tumedat) ainet, mis on oluline nende stabiilsuse ja suure pöörlemiskiiruse selgitamiseks.
Supermassiivse musta augu sagedane esinemine: Vaatlused on näidanud, et enamiku spiraalgalaktikate keskmes asub miljonite päikesemassidega must auk, nagu see on Linnutee puhul.

Need omadused teevad spiraalgalaktikatest tõelised kosmilised laborid, kus tähtede elu ja elementide evolutsioon on nähtaval kogu oma hiilguses.

Spiraalgalaktikate klassifikatsioon: Hubble'i järjestus ja variandid

Spiraalgalaktikate detailse klassifikatsiooni töötas algselt välja Edwin Hubble 1936. aastal, mis andis aluse nn Hubble'i häälestuskahvli diagrammile. See süsteem põhineb Maalt nähtaval morfoloogial, eristades kolme peamist rühma ja mitut alatüüpi:

Normaalsed spiraalgalaktikad (S): Neil on käed, mis algavad otse keskosast.
Varbspiraalgalaktikad (SB): Neil on keskne tähtede riba, millest harud väljuvad.
Läätsekujulised galaktikad (S0): Neid peetakse üleminekuks elliptilise ja spiraalse kuju vahel ning neil on ketas, kuid ilma nähtavate harudeta või äärmiselt keerdunud harudega.

Spiraalgalaktikate alatüüpide piires kasutab Hubble'i klassifikatsioon väiketähti, et näidata, kui keerdunud on harud ja kui silmatorkav on keskne kühm:

Tippige "a": Väga tihedad harud, suur kühm, vähe gaasi ja madal tähtede moodustumine.
Tüüp "b": Mõõdukalt keerdunud harud, keskmine mõhk, rohkem gaasi ja suurem tähtede moodustumine.
Tippige "c": Väga lõdvad harud, väike muhk, rikkalik gaas ja intensiivne tähtede teke.
Lisatüübid, näiteks „d” või „m”: Traditsiooniliselt on täht "d" või "m" lisatud äärmiselt lahtiste harude ja madala pinnaheledusega galaktikate tähistamiseks.

Baaride puhul on skeem täpselt sama: SBa, SBb, SBc jne.

Lisaks Hubble'i teleskoobi järjestusele on teadlased, näiteks Debra Melloy Elmegreen ja Bruce G. Elmegreen, pakkunud välja süsteeme, mis põhinevad harude välimusel ja arengul, kusjuures 12 faasi ulatuvad halvasti määratletud, kaootiliste harudega galaktikatest kuni silmapaistvate, kaheharuliste „suurte disainispiraalideni“.

Sydney Van den Bergh tutvustas veel ühte kategooriat, mis põhines tähtede tekke kiirusel, eristades tavalisi spiraalgalaktikaid ja aneemseid galaktikaid, millel on halvasti määratletud harud ja madal täheaktiivsus. Seda tüüpi galaktikaid leidub tavaliselt rikkalikes galaktikaparvedes ja sageli on täheldatud üleminekut "passiivsetele spiraalgalaktikatele", kus noori tähti peaaegu pole.

Võrdlus teist tüüpi galaktikatega

Spiraalgalaktikad jagavad universumit teiste, mitte vähem hämmastavate vormidega:

Elliptilised galaktikad: Nende kuju on kera või ellips ja neil puudub haruline struktuur. Tavaliselt domineerivad neis vanemad tähed ning tähtede teke on haruldane, samuti on neil vähe gaasi ja tolmu. Nad on äärmiselt helendavad, kuid visuaalselt vähem tähelepanuväärsed kui spiraalid.
Ebaregulaarsed galaktikad: Neil puudub kindel kuju ja nad on tavaliselt täidetud noorte tähtede, gaasi ja tolmuga. Nende kaootiline morfoloogia on sageli teiste galaktikatega vastastikmõjude või kokkupõrgete tulemus.
Läätsekujulised galaktikad: Need esindavad elliptilise ja spiraalse vahepealset keskpunkti, millel on selgelt piiritletud ketas, kuid nähtavad harud puuduvad ja tähtede moodustumine on väga madal.

Spiraalsete ja elliptiliste tähtede peamine erinevus seisneb gaasi rohkuses ja tähtede aktiivsuses: Spiraalides jätkavad tähed aktiivset moodustumist tänu toormaterjali olemasolule, elliptilistes aga on uute tähtede loomiseks vajalik materjal ammu ära tarbitud.

Spiraalgalaktikate morfoloogia ja alatüübid: sümboolsed näited

Spiraalgalaktikate tüpoloogia hõlmab silmapaistvaid näiteid, mis on Maalt teada ja nähtavad nii teleskoopide kui ka mõnel juhul palja silmaga pimedas taevas.

Linnutee: See on meie galaktika, tüüp SBb. Selles on 100 kuni 400 miljardit tähte ja selle ketta läbimõõt on umbes 150 200–XNUMX XNUMX valgusaastat. Meie asukohast saame selle struktuurist aimu vaid kaudsete vaatluste ja matemaatiliste mudelite abil. Hinnanguliselt asub Päike tuntud Orioni harus, piirkonnas, kus toimub rikkalikult tähtede teket.
Andromeeda (M31): Linnutee suurim naaber, selge taeva korral palja silmaga nähtav. Selle struktuur on samuti vöötspiraalgalaktika ja eeldatavasti põrkab see Linnuteega kokku mitme miljardi aasta pärast, sulandudes hiiglaslikuks elliptiliseks galaktikaks.
Keerise galaktika (M51): Näide „suurest disainispiraalist“ imposantsete, selgelt piiritletud harudega, millega kaasneb väike satelliitgalaktika (NGC 5195), mille kuju on veidi muutunud.
NGC 1300: Tüüpiline vöötspiraalgalaktika Eridanuse tähtkujus, mis on kuulus oma sümmeetria ja visuaalse ilu poolest.
NGC 2841: Näide „flokulentse” galaktika kohta, kus harud pole selgelt nähtavad ja paistavad killustunud mitmeks segmendiks.

Need näited illustreerivad tohutut mitmekesisust sama morfoloogilise rühma sees ja aitavad meil mõista spiraalgalaktikate vormide rikkust universumis.

Spiraalgalaktikate tähe- ja keemiline koostis

Spiraalgalaktikate koostise uurimine on võimaldanud astronoomidel tuvastada kaks suurt tähtede "populatsiooni":

I populatsioon: Noored, kuumad, sinised tähed, mis on rikkad raskete elementide poolest (tuntud kui "kõrge metallilisusega" tähed). Neid leidub tavaliselt ketta sees ja eriti harudes, kus toimub tähtede teke. Nendel tähtedel on lühike eluiga ja nad plahvatavad lõpuks supernoovadena, taaskasutades materjali, mis annab alust uutele tähtede põlvkondadele või isegi planeetidele.
II populatsioon: Palju vanemad, jahedamad ja punasemad tähed, millel on väga madal metallilisus, kuna need tekkisid ajal, mil peale vesiniku ja heeliumi oli vähe muid elemente. Nad asustavad galaktika keskset mõhnat ja halo, sealhulgas kerasparvi.

See tähtede keemilise koostise ja vanuse erinevus võimaldab meil jälgida galaktikate teket ja arengut, andes teavet ühinemise, gaasi omandamise ja diferentsiaalse pöörlemise protsesside kohta.

Galaktiline dünaamika ja pöörlemine: tumeaine müsteerium

Spiraalgalaktikate pöörlemine on olnud üks tänapäevase astrofüüsika suurimaid mõistatusi. Oodatud käitumine (mis järgib Kepleri pöörlemiskõverat nagu planeetide tiirlemine ümber Päikese) ei vasta tegelikkuses täheldatule: servade poole aeglustumise asemel püsib pöörlemiskiirus kõrge isegi piirkondades, kus nähtavat valgust on vähe. See anomaalia viis tumeaine kontseptsiooni avastamiseni.

Andmed näitavad, et:

Tippkiirus on tavaliselt 150–300 km/s.
Kõige massiivsemad galaktikad pöörlevad kõige kiiremini.
Sa ja Sb galaktikad näitavad palju järsemat kiiruse kasvu kui Sd ja Sm galaktikad.
Madala pinnaheledusega galaktikad pöörlevad madalamal kiirusel.
Tumeaine hinnanguline osakaal Sa ja Sb galaktikates on 50% ning Sd ja Sm galaktikates ulatub 90%-ni.

Nende pöörlemiskõverate uurimine on võimaldanud arvutada ka galaktikate vahemaid ja luua empiirilisi seoseid, näiteks Tully-Fisheri seost, mis seob galaktika heleduse selle pöörlemiskiirusega.

Spiraalsete harude päritolu ja moodustumine

Spiraalgalaktikate harude päritolu ja püsivus on veel üks põnev teema, mis on tekitanud erinevaid teooriaid:

Diferentsiaalpöörde teooria: Täheldati, et ketta erinevad osad pöörlevad erineva kiirusega, mis võib põhjustada materjali spiraalideks keerdumist. See efekt üksi ei suuda aga seletada nende harude pikaajalist püsimist.
Tiheduslaine teooria: Selle pakkus välja Bertil Lindblad, kes väidab, et spiraalharud on suure tihedusega piirkonnad, mis liiguvad ketta sees nagu lained, perioodiliselt gaasi kontsentreerides ja tähti moodustades. See on tänapäeval kõige laialdasemalt aktsepteeritud teooria.
Täheline eneselevimine: Ta selgitab, et supernoovad ja massiivsete tähtede plahvatused võivad lähedalasuvates piirkondades käivitada uute tähtede sünni, mis soodustab harude püsimist.
Gravitatsioonilised vastastikmõjud ja kokkupõrked: Galaktikad, mis mööduvad üksteisest lähedalt või isegi põrkuvad, võivad kogeda gravitatsioonilisi moonutusi ja loodelaineid, mis loovad või tugevdavad täpselt määratletud spiraalharusid.

Iga spiraalgalaktika struktuur on tõenäoliselt tingitud nende mehhanismide kombinatsioonist koos tumeaine ja kosmilise keskkonna mõjuga, milles see asub.

Spiraalgalaktikate galaktikate vastastikmõjud ja evolutsioon

Galaktikad pole universumis ainsad; nad elavad sageli kümnete, sadade või tuhandete kaupa, rühmitatud parvedeks või superparvedeks. Nendevaheline gravitatsiooniline vastastikmõju tekitab kokkupõrkeid, mis võivad miljonite aastate jooksul muuta galaktika kuju ja tüüpi.

Näiteks:

Kahe spiraalgalaktika kokkupõrge võib viia palju massiivsema elliptilise galaktika tekkeni.
Väikesed kääbusgalaktikad võivad neelduda ja omastada suurema spiraali, rikastades seda gaasi, tähtede ja uute planeedisüsteemide moodustumise võimalusega.
Kokkupõrked võivad purustada harude struktuuri, deformeerida ketast ja isegi vallandada plahvatuste ja lööklainete kaudu massiivse tähtede moodustumise.

Arvutisimulatsioonid ja tänapäevased vaatlused on kinnitanud, et need interaktsioonid on olnud paljude galaktikate, sealhulgas Linnutee evolutsiooni seisukohalt üliolulised, kuna Linnutee on oma ajaloo jooksul ühinenud ja neelanud endasse mitu kääbusgalaktikat.

Supermassiivse musta augu roll spiraalgalaktikates

Enamiku spiraal- ja elliptiliste galaktikate südames asub ülimassiivne must auk, mille mass on miljoneid kuni miljardeid kordi suurem Päikese massist.

Mõned selle kõige olulisemad funktsioonid galaktilises elus on:

Tähtede tekkimise regulatsioon: Aktiivne must auk võib eraldada energiat ja tuuli, mis soojendavad gaasi ja piiravad uute tähtede teket, stabiliseerides galaktika kasvu.
Mõju kesksele dünaamikale: Selle võimas gravitatsioon suunab tähtede ja gaasi liikumist südamikus ning võib käivitada aktiivsed galaktika tuumad (AGN), millel on äärmiselt energilised emissioonid.
Sümmeetriatelg ja tumeaine allikas: Kuigi see pole ainus nähtamatu massi allikas, on selle mõju oluline punnide ja sisemise ketta dünaamika mõistmiseks.

Meie Linnutee galaktikas on objekt Sagittar A* selle ülimassiivse tuuma kõige veenvam kandidaat. Dünaamilised vaatlused ja äärmiselt kiirete tähtede liikumiste tuvastamine keskmes toetavad seda.

Tähed ja parved halos: päritolu ja iseärasused

Galaktiline halo, ehkki hajus ja vaevu nähtav, on koduks mõnele universumi vanimale tähele.

Neil tähtedel on sageli ekstsentrilised ja ebatavalised orbiidid., sageli galaktilise ketta suhtes kaldu või isegi retrograadne.
Nende tähtede madal metallilisus ja kõrge vanus meenutavad keskses mõhkus leiduvaid. ja kerasparved, mis on tõelised kosmilised fossiilid.
Mõned halotähed võidi jäädvustada kääbusgalaktikatega ühinemise käigus, nagu see on Amburi kääbuselliptilise ja Linnutee puhul.

Halo toimib ka aeg-ajalt ketast läbivate tähtede transiidina ning selle panus galaktika kogumassi on tänu rohkele tumeainele märkimisväärne.

Spiraalgalaktikatega seotud nähtused ja objektid

Spiraalgalaktikad pole mitte ainult tähtede moodustumise paigad, vaid võivad olla ka ekstreemsete nähtuste ja huvitavate objektide koduks:

Aktiivsed galaktikad: Mõnedel spiraalidel on väga helendavad tuumad, mida nimetatakse Seyferti galaktikateks ja mida saab jagada vastavalt nende spektraaljoontele ja energeetilisele aktiivsusele.
Raadiogalaktikad: Kuigi spiraalid on elliptilistes ruumides levinumad, võivad nad kiirata ka intensiivset raadiolainete kiirgust, kui neil on aktiivsed tuumad või keskse musta auguga seotud osakeste joad.
Kvasarid ja blaasarid: Kaugete galaktikate tuumades ankurdatud äärmiselt energilised objektid, mida eristab nende heleduse ja laiade emissioonijoonte järgi. Kvasaride puhul arvatakse, et need on väga kaugete aktiivsete galaktikate tuumad.

Spiraalgalaktikate tulevik ja kosmiline evolutsioon

Spiraalgalaktika elu on väga dünaamiline ja võib miljardite aastate jooksul muutuda:

Tähtede põlvkondade teke jätkub seni, kuni saadaolev gaas ja tolm ammenduvad, mis aja jooksul viib tähtede moodustumise vähenemiseni.
Kokkupõrked ja ühinemised teiste galaktikatega võivad muuta spiraali hiiglaslikuks elliptiliseks, muutes täielikult selle välimust ja koostist.
Kauges tulevikus, tähtede moodustumise ajastu vaibudes, koosnevad galaktikad peamiselt kompaktsetest objektidest: punastest kääbustest, valgetest kääbustest, neutrontähtedest ja mustadest aukudest, aga ka suurtest tumeaine reservuaaridest.

Sügava universumi arvutisimulatsioonid ja vaatlused näitavad, et spiraalgalaktikad, näiteks Linnutee ja Andromeeda, ühinevad umbes 4.500 miljardi aasta pärast suureks elliptiliseks galaktikaks.

Spiraalgalaktikad on üks kosmose loomuliku korralduse suurimaid saavutusi. Nende mitmekesine struktuur, komponentide mitmekesisus ning tähtede sünni ja surma dünaamiline tsükkel jutustavad põneva loo mateeria päritolust ja saatusest universumis. Alates õrnast sisemisest tasakaalust tohutu hulga tumeaine vahel kuni protsessideni, mis loovad uusi tähtede ja planeetide põlvkondi, viib spiraalgalaktikate uurimine meid lähemale terviklikumale ja hämmastavamale vaatele universaalsele evolutsioonile ja meie endi kohale Linnutee sees.

MeteorologíaenRed