År 1845 upptäckte den engelske astronomen Lord Ross en hel klass av nebulosor av spir altyp. Deras natur etablerades först i början av 1900-talet. Forskare har bevisat att dessa nebulosor är enorma stjärnsystem som liknar vår galax, men de är många miljoner ljusår bort från den.
Allmän information
Spiralgalaxer (bilderna i den här artikeln visar egenskaperna hos deras struktur) ser ut som ett par tefat staplade ihop eller en bikonvex lins. De kan upptäcka både en massiv stjärnskiva och en halo. Den centrala delen, som visuellt liknar svullnad, kallas vanligtvis för utbuktningen. Och det mörka bandet (ett ogenomskinligt lager av det interstellära mediet) som löper längs skivan kallas interstellärt stoft.
Spiralgalaxer betecknas vanligtvis med bokstaven S. Dessutom brukar de delas in efter strukturgraden. För att göra detta läggs bokstäverna a, b eller c till huvudpersonen. Således motsvarar Sa en galax med en underutveckladspiralstruktur, men med en stor kärna. Den tredje klassen - Sc - hänvisar till motsatta objekt, med en svag kärna och kraftfulla spiralgrenar. Vissa stjärnsystem i den centrala delen kan ha en bygel, som vanligtvis kallas en stång. I detta fall läggs symbolen B till beteckningen. Vår galax är av en mellantyp, utan bygel.
Hur bildades spiralskivor?
De platta skivformade formerna förklaras av stjärnhoparnas rotation. Det finns en hypotes att under bildandet av en galax förhindrar centrifugalkraften komprimeringen av det så kallade protogalaktiska molnet i en riktning vinkelrät mot rotationsaxeln. Du bör också vara medveten om att karaktären av rörelsen av gaser och stjärnor inuti nebulosor inte är densamma: diffusa hopar roterar snabbare än gamla stjärnor. Till exempel, om den karakteristiska rotationshastigheten för gasen är 150-500 km/s, kommer halostjärnan alltid att röra sig långsammare. Och utbuktningar som består av sådana föremål kommer att ha en hastighet som är tre gånger lägre än skivor.
Stjärngas
Miljarder stjärnsystem som rör sig i sina banor inuti galaxer kan betraktas som en samling partiklar som bildar en slags stjärngas. Och det som är mest intressant, dess egenskaper ligger mycket nära vanlig gas. Sådana begrepp som "koncentration av partiklar", "densitet", "tryck", "temperatur" kan appliceras på den. Analogen av den sista parametern här är medelenergin"kaotisk" rörelse av stjärnor. I roterande skivor som bildas av stjärngas kan vågor av en spir altyp med sällsynthet-kompressionstäthet nära ljudvågor fortplanta sig. De kan springa runt galaxen med konstant vinkelhastighet i flera hundra miljoner år. De är ansvariga för bildandet av spiralgrenar. I det ögonblick då gaskompression inträffar börjar processen för bildning av kalla moln, vilket leder till aktiv stjärnbildning.
Det här är intressant
I halo och elliptiska system är gasen dynamisk, det vill säga varm. Följaktligen är rörelsen hos stjärnor i en galax av denna typ kaotisk. Som ett resultat är den genomsnittliga skillnaden mellan deras hastigheter för rumsligt nära föremål flera hundra kilometer per sekund (hastighetsspridning). För stjärngaser är hastighetsspridningen vanligtvis 10-50 km/s respektive, deras "grad" är märkbart kall. Man tror att orsaken till denna skillnad ligger i de avlägsna tider (för mer än tio miljarder år sedan), när universums galaxer precis började bildas. Sfäriska komponenter var de första som bildades.
Spiralvågor kallas densitetsvågor som löper längs en roterande skiva. Som ett resultat tvingas alla stjärnor i en galax av denna typ så att säga ut i sina grenar för att sedan gå ut därifrån. Det enda stället där spiralarmarnas och stjärnornas hastigheter sammanfaller är den så kallade samrotationscirkeln. Det är förresten där solen ligger. För vår planet är denna omständighet mycket gynnsam: Jorden finns på en relativt lugn plats i galaxen, som ett resultat av att den under många miljarder år inte har påverkats särskilt av katastrofer i galaktisk skala.
Features of spiralgalaxies
Till skillnad från elliptiska formationer har varje spiralgalax (exempel kan ses på bilderna som presenteras i artikeln) sin egen unika smak. Om den första typen är förknippad med lugn, stationaritet, stabilitet, är den andra typen dynamik, virvelvindar, rotationer. Kanske är det därför astronomer säger att kosmos (universum) är "rasande". Strukturen i en spiralgalax inkluderar en central kärna, från vilken vackra armar (grenar) kommer fram. De tappar gradvis sina konturer utanför sin stjärnhop. Ett sådant utseende kan inte annat än förknippas med en kraftfull, snabb rörelse. Spiralgalaxer kännetecknas av en mängd olika former och mönster av deras grenar.
Hur galaxer klassificeras
Trots denna mångfald kunde forskare klassificera alla kända spiralgalaxer. Vi bestämde oss för att använda armarnas utvecklingsgrad och storleken på deras kärna som huvudparameter, och kompressionsnivån bleknade in i bakgrunden som onödig.
Sa
Edwin P. Hubble tilldelade Sa-klassen de spiralgalaxer som har underutvecklade grenar. Sådana kluster har alltid stora kärnor. Ofta centrum för en galax av en viss klassär hälften så stor som hela klustret. Dessa föremål kännetecknas av minsta uttrycksfullhet. De kan till och med jämföras med elliptiska stjärnhopar. Oftast har universums spiralgalaxer två armar. De är belägna på motsatta kanter av kärnan. Grenarna varva ner på ett symmetriskt liknande sätt. Med avstånd från mitten minskar grenarnas ljusstyrka, och på ett visst avstånd slutar de att vara synliga alls och går förlorade i klustrets perifera regioner. Det finns dock föremål som inte har två, utan fler ärmar. Det är sant att en sådan struktur av galaxen är ganska sällsynt. Ännu sällsynta är asymmetriska nebulosor, när en gren är mer utvecklad än den andra.
Sb och Sc
Edwin P. Hubble-underklassen Sb har märkbart mer utvecklade armar, men de har inga rika förgreningar. Kärnorna är märkbart mindre än de hos den första arten. Den tredje underklassen (Sc) av spiralstjärnhopar inkluderar objekt med högt utvecklade grenar, men deras centrum är relativt litet.
Är återfödelse möjlig?
Forskare har funnit att spiralstrukturen är resultatet av stjärnors instabila rörelser, till följd av stark kompression. Dessutom bör det noteras att heta jättar som regel är koncentrerade i armarna och huvudmassorna av diffus materia - interstellärt stoft och interstellär gas - ackumuleras där. Detta fenomen kan också ses från en annan vinkel. Det råder ingen tvekan om att en mycket komprimerad stjärnhop under loppet av sin utvecklingkan inte längre förlora sin kompressionsgrad. Därför är den motsatta övergången också omöjlig. Som ett resultat drar vi slutsatsen att elliptiska galaxer inte kan förvandlas till en spiralgalax, och vice versa, eftersom det är så kosmos (universum) är ordnat. Med andra ord är dessa två typer av stjärnhopar inte två olika stadier av en enda evolutionär utveckling, utan helt olika system. Varje sådan typ är ett exempel på motsatta evolutionära vägar på grund av ett annat kompressionsförhållande. Och denna egenskap beror i sin tur på skillnaden i galaxernas rotation. Till exempel, om ett stjärnsystem får tillräckligt med rotation under sin bildning, kan det dra ihop sig och utveckla spiralarmar. Om rotationsgraden är otillräcklig kommer galaxen att vara mindre komprimerad och dess grenar kommer inte att bildas - det kommer att vara en klassisk elliptisk form.
Vilka mer är skillnaderna
Det finns andra skillnader mellan elliptiska och spiralformade stjärnsystem. Således kännetecknas den första typen av galax, som har en låg nivå av kompression, av en liten mängd (eller fullständig frånvaro) av diffust material. Samtidigt innehåller spiralkluster med hög kompressionsnivå både gas- och dammpartiklar. Forskare förklarar denna skillnad på följande sätt. Dammpartiklar och gaspartiklar kolliderar periodvis under deras rörelse. Denna process är oelastisk. Efter kollisionen förlorar partiklarna en del av sin energi, och som ett resultat sätter de sig gradvis i dessaplatser i stjärnsystemet där det finns minst potentiell energi.
Mycket komprimerade system
Om processen som beskrivs ovan äger rum i ett starkt komprimerat stjärnsystem, bör diffus materia lägga sig på galaxens huvudplan, eftersom det är här nivån av potentiell energi är lägst. Det är här gas- och dammpartiklar samlas upp. Vidare börjar diffus materia sin rörelse i stjärnhopens huvudplan. Partiklar rör sig nästan parallellt i cirkulära banor. Som ett resultat är kollisioner här ganska sällsynta. Om de inträffar är energiförlusterna försumbara. Det följer av detta att materia inte rör sig längre till galaxens centrum, där den potentiella energin har en ännu lägre nivå.
Svagt komprimerade system
Tänk nu på hur en ellipsoidgalax beter sig. Ett stjärnsystem av denna typ kännetecknas av en helt annan utveckling av denna process. Här är huvudplanet inte alls en uttalad region med en låg nivå av potentiell energi. En kraftig minskning av denna parameter sker endast i stjärnhopens centrala riktning. Och detta betyder att interstellärt damm och gas kommer att attraheras till galaxens mitt. Som en konsekvens kommer tätheten av diffust material här att vara mycket hög, mycket högre än vid platt spridning i ett spiralsystem. Partiklarna av damm och gas som samlas i centrum av ackumuleringen under verkan av attraktionskraften kommer att börja krympa och därigenom bilda en liten zon av tät materia. Forskare föreslår att från denna fråga i framtidennya stjärnor börjar bildas. Något annat är viktigt här - ett litet moln av gas och damm, beläget i kärnan av en svagt komprimerad galax, låter sig inte upptäckas under observation.
Mellansteg
Vi har övervägt två huvudtyper av stjärnhopar - med en svag och med en stark nivå av kompression. Det finns dock även mellansteg när komprimeringen av systemet ligger mellan dessa parametrar. I sådana galaxer är denna egenskap inte tillräckligt stark för att diffus materia ska ackumuleras längs hela klustrets huvudplan. Och samtidigt är den inte tillräckligt svag för att gas- och dammpartiklar ska koncentreras i området kring kärnan. I sådana galaxer samlas diffus materia till ett litet plan som samlas runt kärnan i stjärnhopen.
Barred galaxies
En annan undertyp av spiralgalaxer är känd - det här är en stjärnhop med en stång. Dess funktion är som följer. Om armarna i ett konventionellt spiralsystem kommer ut direkt från den skivformade kärnan, är i denna typ mitten beläget i mitten av den raka bron. Och grenarna i ett sådant kluster börjar från ändarna av detta segment. De kallas också galaxer med korsade spiraler. Förresten, den här bygelns fysiska karaktär är fortfarande okänd.
Dessutom har forskare upptäckt en annan typ av stjärnhopar. De kännetecknas av en kärna, som spiralgalaxer, men de har inga armar. Närvaron av en kärna indikerar stark kompression, menalla andra parametrar liknar ellipsoidala system. Sådana kluster kallas linsformiga. Forskare föreslår att dessa nebulosor bildas som ett resultat av förlusten av diffus materia av en spiralgalax.
