I 1845 oppdaget den engelske astronomen Lord Ross en hel klasse med spiral-type tåker. Naturen deres ble etablert først på begynnelsen av det tjuende århundre. Forskere har bevist at disse tåkene er enorme stjernesystemer som ligner galaksen vår, men de er mange millioner lysår unna den.
Generell informasjon
Spiralgalakser (bildene i denne artikkelen viser egenskapene til strukturen deres) ser ut som et par tallerkener stablet sammen eller en bikonveks linse. De kan oppdage både en massiv stjerneskive og en glorie. Den sentrale delen, som visuelt ligner hevelse, kalles ofte bulen. Og det mørke båndet (et ugjennomsiktig lag av det interstellare mediet) som løper langs disken kalles interstellar støv.
Spiralgalakser er vanligvis betegnet med bokstaven S. I tillegg er de vanligvis delt inn etter strukturgraden. For å gjøre dette legges bokstavene a, b eller c til hovedpersonen. Dermed tilsvarer Sa en galakse med en underutvikletspiralstruktur, men med en stor kjerne. Den tredje klassen - Sc - refererer til motsatte objekter, med en svak kjerne og kraftige spiralgrener. Noen stjernesystemer i den sentrale delen kan ha en jumper, som vanligvis kalles en bar. I dette tilfellet legges symbolet B til betegnelsen. Vår Galaxy er av en mellomtype, uten en jumper.
Hvordan ble spiraldiskstrukturer dannet?
De flate skiveformede formene forklares av rotasjonen av stjernehoper. Det er en hypotese om at under dannelsen av en galakse forhindrer sentrifugalkraften kompresjonen av den såk alte protogalaktiske skyen i en retning vinkelrett på rotasjonsaksen. Du bør også være klar over at bevegelsen av gasser og stjerner inne i tåker ikke er den samme: diffuse klynger roterer raskere enn gamle stjerner. For eksempel, hvis den karakteristiske rotasjonshastigheten til gassen er 150-500 km/s, vil halostjernen alltid bevege seg saktere. Og buler som består av slike objekter vil ha en hastighet som er tre ganger lavere enn disker.
Stjernegass
Milliarder av stjernesystemer som beveger seg i sine baner inne i galakser kan betraktes som en samling partikler som danner en slags stjernegass. Og det som er mest interessant, egenskapene er svært nær vanlig gass. Slike konsepter som "konsentrasjon av partikler", "tetthet", "trykk", "temperatur" kan brukes på det. Analogen til den siste parameteren her er den gjennomsnittlige energien"kaotisk" bevegelse av stjerner. I roterende skiver dannet av stjernegass kan bølger av en spir altype med sjeldne kompresjonstetthet nær lydbølger forplante seg. De er i stand til å løpe rundt galaksen med konstant vinkelhastighet i flere hundre millioner år. De er ansvarlige for dannelsen av spiralgrener. I det øyeblikket gasskompresjon skjer, begynner prosessen med dannelse av kalde skyer, noe som fører til aktiv stjernedannelse.
Dette er interessant
I halo- og elliptiske systemer er gassen dynamisk, det vil si varm. Følgelig er bevegelsen til stjerner i en galakse av denne typen kaotisk. Som et resultat er den gjennomsnittlige forskjellen mellom deres hastigheter for romlig nære objekter flere hundre kilometer per sekund (hastighetsspredning). For stjernegasser er hastighetsspredningen vanligvis henholdsvis 10-50 km/s, deres "grad" er merkbart kald. Det antas at årsaken til denne forskjellen ligger i de fjerne tider (mer enn ti milliarder år siden), da galaksene i universet akkurat begynte å dannes. Sfæriske komponenter var de første som ble dannet.
Spiralbølger kalles tetthetsbølger som går langs en roterende skive. Som et resultat blir alle stjernene i en galakse av denne typen så å si tvunget ut i grenene, for så å gå ut derfra. Det eneste stedet hvor hastighetene til spiralarmer og stjerner sammenfaller er den såk alte korotasjonssirkelen. Det er forresten her solen befinner seg. For planeten vår er denne omstendigheten svært gunstig: Jorden eksisterer på et relativt stille sted i galaksen, som et resultat av at den i mange milliarder år ikke har vært spesielt påvirket av katastrofer i galaktisk skala.
Funksjoner ved spiralgalakser
I motsetning til elliptiske formasjoner har hver spiralgalakse (eksempler kan sees på bildene presentert i artikkelen) sin egen unike smak. Hvis den første typen er assosiert med ro, stasjonaritet, stabilitet, er den andre typen dynamikk, virvelvind, rotasjoner. Kanskje det er derfor astronomer sier at kosmos (universet) er "rasende". Strukturen til en spiralgalakse inkluderer en sentral kjerne, hvorfra vakre armer (grener) dukker opp. De mister gradvis konturene utenfor stjernehopen. Et slikt utseende kan ikke annet enn assosieres med en kraftig, rask bevegelse. Spiralgalakser er preget av en rekke former så vel som mønstre av grenene deres.
Hvordan galakser klassifiseres
Til tross for dette mangfoldet, klarte forskere å klassifisere alle kjente spiralgalakser. Vi bestemte oss for å bruke graden av utvikling av armene og størrelsen på deres kjerne som hovedparameter, og kompresjonsnivået bleknet inn i bakgrunnen som unødvendig.
Sa
Edwin P. Hubble tildelte Sa-klassen de spiralgalaksene som har underutviklede grener. Slike klynger har alltid store kjerner. Ofte sentrum av en galakse i en gitt klasseer halvparten av størrelsen på hele klyngen. Disse gjenstandene er preget av minst ekspressivitet. De kan til og med sammenlignes med elliptiske stjernehoper. Oftest har spiralgalaksene i universet to armer. De er plassert på motsatte kanter av kjernen. Grenene slapper av på en symmetrisk, lignende måte. Med avstand fra sentrum avtar lysstyrken til grenene, og ved en viss avstand slutter de å være synlige i det hele tatt, og går tapt i klyngens perifere områder. Imidlertid er det gjenstander som ikke har to, men flere ermer. Riktignok er en slik struktur av galaksen ganske sjelden. Enda sjeldnere er asymmetriske tåker, når den ene grenen er mer utviklet enn den andre.
Sb og Sc
Edwin P. Hubble-underklassen Sb har merkbart mer utviklede armer, men de har ikke rike forgreninger. Kjernene er merkbart mindre enn de av den første arten. Den tredje underklassen (Sc) av spiralstjernehoper inkluderer objekter med høyt utviklede grener, men sentrum er relativt lite.
Er gjenfødelse mulig?
Forskere har funnet ut at spiralstrukturen er et resultat av den ustabile bevegelsen til stjerner, et resultat av sterk kompresjon. I tillegg bør det bemerkes at varme kjemper som regel er konsentrert i armene og hovedmassene av diffust stoff - interstellar støv og interstellar gass - samler seg der. Dette fenomenet kan også sees fra en annen vinkel. Det er ingen tvil om at en veldig komprimert stjernehop i løpet av sin utviklingkan ikke lenger miste sin kompresjonsgrad. Derfor er den motsatte overgangen også umulig. Som et resultat konkluderer vi med at elliptiske galakser ikke kan bli en spiralgalakser, og omvendt, fordi dette er hvordan kosmos (universet) er ordnet. Disse to typene stjernehoper er med andre ord ikke to forskjellige stadier av en enkelt evolusjonær utvikling, men helt forskjellige systemer. Hver slik type er et eksempel på motsatte evolusjonsbaner på grunn av et annet kompresjonsforhold. Og denne egenskapen avhenger i sin tur av forskjellen i rotasjonen av galakser. For eksempel, hvis et stjernesystem mottar nok rotasjon under dannelsen, kan det trekke seg sammen og utvikle spiralarmer. Hvis rotasjonsgraden er utilstrekkelig, vil galaksen være mindre komprimert, og grenene vil ikke dannes - det vil være en klassisk elliptisk form.
Hva ellers er forskjellene
Det er andre forskjeller mellom elliptiske og spiralformede stjernesystemer. Dermed er den første typen galakse, som har et lavt kompresjonsnivå, preget av en liten mengde (eller fullstendig fravær) av diffust stoff. Samtidig inneholder spiralklynger med høyt kompresjonsnivå både gass- og støvpartikler. Forskere forklarer denne forskjellen på følgende måte. Støvpartikler og gasspartikler kolliderer med jevne mellomrom under deres bevegelse. Denne prosessen er uelastisk. Etter kollisjonen mister partiklene noe av energien, og som et resultat setter de seg gradvis ned i dissesteder i stjernesystemet der det er minst potensiell energi.
Svært komprimerte systemer
Hvis prosessen beskrevet ovenfor foregår i et svært komprimert stjernesystem, bør diffust stoff legge seg på hovedplanet til galaksen, fordi det er her nivået av potensiell energi er lavest. Det er her gass- og støvpartikler samles. Videre begynner diffus materie sin bevegelse i hovedplanet til stjernehopen. Partikler beveger seg nesten parallelt i sirkulære baner. Som et resultat er kollisjoner her ganske sjeldne. Hvis de oppstår, er energitapene ubetydelige. Det følger av dette at materie ikke beveger seg videre til sentrum av galaksen, hvor den potensielle energien har et enda lavere nivå.
Svakt komprimerte systemer
Vurder nå hvordan en ellipsoidgalakse oppfører seg. Et stjernesystem av denne typen utmerker seg ved en helt annen utvikling av denne prosessen. Her er hovedplanet slett ikke en utpreget region med lavt nivå av potensiell energi. En sterk reduksjon i denne parameteren skjer bare i den sentrale retningen av stjernehopen. Og dette betyr at interstellart støv og gass vil bli tiltrukket til sentrum av galaksen. Som en konsekvens vil tettheten av diffust stoff her være svært høy, mye høyere enn ved flat spredning i et spiralsystem. Støv- og gasspartiklene som samles i midten av akkumuleringen under påvirkning av tiltrekningskraften vil begynne å krympe, og danner derved en liten sone med tett stoff. Forskere foreslår at fra denne saken i fremtidennye stjerner begynner å dannes. Noe annet er viktig her - en liten sky av gass og støv, plassert i kjernen av en svakt komprimert galakse, lar seg ikke oppdage under observasjon.
Mellomstadier
Vi har vurdert to hovedtyper av stjernehoper - med et svakt og med et sterkt kompresjonsnivå. Imidlertid er det også mellomstadier når komprimeringen av systemet er mellom disse parameterne. I slike galakser er ikke denne egenskapen sterk nok til at diffus materie kan samle seg langs hele klyngens hovedplan. Og samtidig er den ikke svak nok til at partikler av gass og støv kan konsentreres i området rundt kjernen. I slike galakser samler diffus materie seg til et lite plan som samler seg rundt kjernen av stjernehopen.
Barmed galakser
En annen undertype av spiralgalakser er kjent - dette er en stjernehop med en stolpe. Funksjonen er som følger. Hvis armene i et konvensjonelt spiralsystem kommer ut direkte fra den skiveformede kjernen, er senteret i denne typen plassert i midten av den rette broen. Og grenene til en slik klynge starter fra endene av dette segmentet. De kalles også galakser med kryssede spiraler. Forresten, den fysiske naturen til denne jumperen er fortsatt ukjent.
I tillegg har forskere oppdaget en annen type stjernehoper. De er preget av en kjerne, som spiralgalakser, men de har ikke armer. Tilstedeværelsen av en kjerne indikerer sterk kompresjon, menalle andre parametere ligner ellipsoide systemer. Slike klynger kalles lentikulære. Forskere antyder at disse tåkene er dannet som et resultat av tap av diffust stoff av en spiralgalakse.
