I 1845 opdagede den engelske astronom Lord Ross en hel klasse af spirallignende tåger. Deres natur blev først etableret i begyndelsen af det tyvende århundrede. Forskere har bevist, at disse tåger er enorme stjernesystemer, der ligner vores galakse, men de er mange millioner lysår væk fra den.
Generelle oplysninger
Spiralgalakser (billederne i denne artikel viser træk ved deres struktur) ligner et par underkopper stablet sammen eller en bikonveks linse. De kan registrere både en massiv stjerneskive og en glorie. Den centrale del, som visuelt ligner hævelse, kaldes almindeligvis bulen. Og det mørke bånd (et uigennemsigtigt lag af det interstellare medium), der løber langs skiven, kaldes interstellar støv.
Spiralgalakser er norm alt betegnet med bogstavet S. Derudover er de norm alt opdelt efter strukturgraden. For at gøre dette tilføjes bogstaverne a, b eller c til hovedpersonen. Sa svarer således til en galakse med en underudvikletspiralstruktur, men med en stor kerne. Den tredje klasse - Sc - refererer til modsatte objekter, med en svag kerne og kraftige spiralgrene. Nogle stjernesystemer i den centrale del kan have en jumper, som almindeligvis kaldes en stang. I dette tilfælde tilføjes symbolet B til betegnelsen. Vores Galaxy er af en mellemtype, uden en jumper.
Hvordan dannedes spiraldiskstrukturer?
De flade skiveformede former forklares af stjernehobenes rotation. Der er en hypotese om, at under dannelsen af en galakse forhindrer centrifugalkraften komprimeringen af den såkaldte protogalctic sky i en retning vinkelret på rotationsaksen. Du skal også være opmærksom på, at arten af bevægelsen af gasser og stjerner inde i tåger ikke er den samme: diffuse hobe roterer hurtigere end gamle stjerner. For eksempel, hvis den karakteristiske rotationshastighed for gassen er 150-500 km/s, så vil halostjernen altid bevæge sig langsommere. Og buler bestående af sådanne objekter vil have en hastighed tre gange lavere end diske.
Stjernegas
Milliarder af stjernesystemer, der bevæger sig i deres kredsløb inde i galakser, kan betragtes som en samling af partikler, der danner en slags stjernegas. Og hvad der er mest interessant, dets egenskaber er meget tæt på almindelig gas. Sådanne begreber som "koncentration af partikler", "densitet", "tryk", "temperatur" kan anvendes på det. Analogen af den sidste parameter her er den gennemsnitlige energi"kaotisk" bevægelse af stjerner. I roterende skiver dannet af stjernegas kan bølger af en spir altype med sjældne kompressionstæthed tæt på lydbølger forplante sig. De er i stand til at løbe rundt i galaksen med en konstant vinkelhastighed i flere hundrede millioner år. De er ansvarlige for dannelsen af spiralgrene. I det øjeblik, hvor gaskompression opstår, begynder processen med dannelse af kolde skyer, hvilket fører til aktiv stjernedannelse.
Dette er interessant
I halo- og elliptiske systemer er gassen dynamisk, det vil sige varm. Derfor er bevægelsen af stjerner i en galakse af denne type kaotisk. Som et resultat er den gennemsnitlige forskel mellem deres hastigheder for rumligt tætte objekter flere hundrede kilometer i sekundet (hastighedsspredning). For stjernegasser er hastighedsspredningen norm alt henholdsvis 10-50 km/s, deres "grad" er mærkbart kold. Det menes, at årsagen til denne forskel ligger i de fjerne tider (mere end ti milliarder år siden), hvor universets galakser lige var begyndt at dannes. Kugleformede komponenter var de første, der blev dannet.
Spiralbølger kaldes tæthedsbølger, der løber langs en roterende skive. Som et resultat bliver alle stjernerne i en galakse af denne type så at sige tvunget ud i deres grene og forlader dem derfra. Det eneste sted, hvor hastighederne af spiralarme og stjerner falder sammen, er den såkaldte corotationscirkel. Det er i øvrigt her, solen befinder sig. For vores planet er denne omstændighed meget gunstig: Jorden eksisterer på et relativt stille sted i galaksen, som følge heraf har den i mange milliarder år ikke været særlig påvirket af katastrofer af galaktisk skala.
Funktioner i spiralgalakser
I modsætning til elliptiske formationer har hver spiralgalakse (eksempler kan ses på billederne præsenteret i artiklen) sin egen unikke smag. Hvis den første type er forbundet med ro, stationaritet, stabilitet, så er den anden type dynamik, hvirvelvinde, rotationer. Måske er det derfor, astronomer siger, at kosmos (universet) er "rasende". Strukturen af en spiralgalakse omfatter en central kerne, hvorfra smukke arme (grene) kommer frem. De mister gradvist deres konturer uden for deres stjernehob. Sådan et udseende kan ikke andet end at være forbundet med en kraftfuld, hurtig bevægelse. Spiralgalakser er karakteriseret ved en række forskellige former såvel som mønstre af deres grene.
Hvordan galakser klassificeres
På trods af denne mangfoldighed var videnskabsmænd i stand til at klassificere alle kendte spiralgalakser. Vi besluttede at bruge graden af udvikling af armene og størrelsen af deres kerne som hovedparameter, og kompressionsniveauet faldt i baggrunden som unødvendigt.
Sa
Edwin P. Hubble tildelte Sa-klassen de spiralgalakser, der har underudviklede grene. Sådanne klynger har altid store kerner. Ofte centrum af en galakse i en given klasseer halvt så stor som hele klyngen. Disse objekter er karakteriseret ved den mindste udtryksfuldhed. De kan endda sammenlignes med elliptiske stjernehobe. Oftest har universets spiralgalakser to arme. De er placeret på modsatte kanter af kernen. Grenene slapper af på en symmetrisk, lignende måde. Med afstand fra midten falder lysstyrken af grenene, og i en vis afstand ophører de med at være synlige overhovedet og går tabt i klyngens perifere områder. Der er dog genstande, der ikke har to, men flere ærmer. Sandt nok er en sådan struktur af galaksen ret sjælden. Endnu sjældnere er asymmetriske tåger, når den ene gren er mere udviklet end den anden.
Sb og Sc
Edwin P. Hubble-underklassen Sb har mærkbart mere udviklede arme, men de har ikke rige forgreninger. Kernerne er mærkbart mindre end dem fra den første art. Den tredje underklasse (Sc) af spiralstjernehobe omfatter objekter med højt udviklede grene, men deres centrum er relativt lille.
Er genfødsel mulig?
Forskere har fundet ud af, at spiralstrukturen er resultatet af stjerners ustabile bevægelse, som følge af stærk kompression. Derudover skal det bemærkes, at varme giganter som regel er koncentreret i armene, og hovedmasserne af diffust stof - interstellar støv og interstellar gas - akkumuleres der. Dette fænomen kan også ses fra en anden vinkel. Der er ingen tvivl om, at en meget komprimeret stjernehob i løbet af sin udviklingkan ikke længere miste sin kompressionsgrad. Derfor er den modsatte overgang også umulig. Som et resultat konkluderer vi, at elliptiske galakser ikke kan blive til en spiral, og omvendt, fordi det er sådan, kosmos (universet) er arrangeret. Disse to typer stjernehobe er med andre ord ikke to forskellige stadier af en enkelt evolutionær udvikling, men helt forskellige systemer. Hver sådan type er et eksempel på modsatte evolutionære stier på grund af et andet kompressionsforhold. Og denne egenskab afhænger til gengæld af forskellen i galaksernes rotation. For eksempel, hvis et stjernesystem modtager nok rotation under sin dannelse, kan det trække sig sammen og udvikle spiralarme. Hvis rotationsgraden er utilstrækkelig, vil galaksen være mindre komprimeret, og dens grene vil ikke dannes - det vil være en klassisk elliptisk form.
Hvad er forskellene ellers
Der er andre forskelle mellem elliptiske og spiralformede stjernesystemer. Således er den første type galakse, som har et lavt kompressionsniveau, karakteriseret ved en lille mængde (eller fuldstændig fravær) af diffust stof. Samtidig indeholder spiralklynger med et højt kompressionsniveau både gas- og støvpartikler. Forskere forklarer denne forskel på følgende måde. Støvpartikler og gaspartikler støder periodisk sammen under deres bevægelse. Denne proces er uelastisk. Efter kollisionen mister partiklerne noget af deres energi, og som følge heraf sætter de sig gradvist ned i desteder i stjernesystemet, hvor der er mindst potentiel energi.
Stærkt komprimerede systemer
Hvis den ovenfor beskrevne proces finder sted i et stærkt komprimeret stjernesystem, bør diffust stof sætte sig på galaksens hovedplan, fordi det er her, niveauet af potentiel energi er det laveste. Det er her gas- og støvpartikler opsamles. Yderligere begynder diffust stof sin bevægelse i stjernehobens hovedplan. Partikler bevæger sig næsten parallelt i cirkulære baner. Som et resultat heraf er kollisioner ret sjældne. Hvis de opstår, så er energitabene ubetydelige. Det følger heraf, at stof ikke bevæger sig længere til centrum af galaksen, hvor den potentielle energi har et endnu lavere niveau.
Svagt komprimerede systemer
Tænk nu på, hvordan en ellipsoidgalakse opfører sig. Et stjernesystem af denne type er kendetegnet ved en helt anden udvikling af denne proces. Her er hovedplanet slet ikke en udt alt region med et lavt niveau af potentiel energi. Et stærkt fald i denne parameter forekommer kun i den centrale retning af stjernehoben. Og det betyder, at interstellart støv og gas vil blive tiltrukket af galaksens centrum. Som en konsekvens heraf vil tætheden af diffust stof her være meget høj, meget højere end ved flad spredning i et spiralsystem. Partiklerne af støv og gas, der samles i midten af ophobningen under påvirkning af tiltrækningskraften, vil begynde at skrumpe og derved danne en lille zone med tæt stof. Forskere foreslår, at fra denne sag i fremtidennye stjerner begynder at dannes. Noget andet er vigtigt her - en lille sky af gas og støv, placeret i kernen af en svagt komprimeret galakse, lader sig ikke opdage under observation.
Mellemtrin
Vi har overvejet to hovedtyper af stjernehobe - med et svagt og med et stærkt kompressionsniveau. Der er dog også mellemtrin, når komprimeringen af systemet er mellem disse parametre. I sådanne galakser er denne egenskab ikke stærk nok til, at diffust stof kan akkumuleres langs hele hobens hovedplan. Og samtidig er det ikke svagt nok til, at partikler af gas og støv kan koncentreres i området omkring kernen. I sådanne galakser samler diffust stof sig i et lille plan, der samler sig omkring kernen af stjernehoben.
Spærrede galakser
En anden undertype af spiralgalakser er kendt - dette er en stjernehob med en stang. Dens funktion er som følger. Hvis armene i et konventionelt spiralsystem kommer ud direkte fra den skiveformede kerne, så er midten i denne type placeret i midten af den lige bro. Og grenene af en sådan klynge starter fra enderne af dette segment. De kaldes også galakser med krydsede spiraler. I øvrigt er den fysiske karakter af denne jumper stadig ukendt.
Derudover har forskere opdaget en anden type stjernehobe. De er karakteriseret ved en kerne, ligesom spiralgalakser, men de har ikke arme. Tilstedeværelsen af en kerne indikerer stærk kompression, menalle andre parametre ligner ellipsoide systemer. Sådanne klynger kaldes linseformede. Forskere antyder, at disse tåger er dannet som et resultat af tabet af diffust stof fra en spiralgalakse.
