Download
1 / 23
230 likes | 485 Views
.pl. Galaktyki. Galaktyka – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 10 7 do 10 12 gwiazd, orbitujących wokół środka swojej masy.
E N D
.pl Galaktyki
Galaktyka – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 107do 1012 gwiazd, orbitujących wokół środka swojej masy.
Oprócz pojedynczych gwiazd, galaktyki zawierają dużą liczbę układów gwiazd oraz różnego rodzaju mgławice. Większość galaktyk ma rozmiary od kilku tysięcy do kilkuset tysięcy lat świetlnych. Galaktyki odległe są między sobą o odległości rzędu milionów lat świetlnych. Istnieje prawdopodobnie więcej niż 100 miliardów galaktyk w widzialnym Wszechświecie. Zasadniczą część masy galaktyk stanowi ciemna materia, czyli cząstki lub obiekty emitujące zbyt mało promieniowania, by mogły być wykryte. Chociaż ciemna materia stanowi ponad 90% masy galaktyk, jej natura nie jest dobrze poznana. Istnieją pewne dowody na to, iż supermasywne czarne dziury mogą istnieć w centrum wielu lub wszystkich galaktyk.
Masa i jasność galaktyki : Bezpośrednie wyznaczenie masy galaktyki jest możliwe w układach podwójnych galaktyk oraz z obserwacji ruchu gwiazd lub gromad kulistych, obiegających w dużych odległościach jej środek, o ile znamy odległość do danej galaktyki. Uproszczona analiza polega na założeniu, że cała masa galaktyki skoncentrowana jest w jej centrum. Wtedy przyspieszenie grawitacyjne w punkcie odległym od niego o R wynosi g=v2 / R=G Mgal/R2 gdzie v jest prędkością, z jaką obiekty na odległości R obiegają środek galaktyki, a G jest newtonowską stałą grawitacji. Po przekształceniach otrzymujemy, iż masa galaktyki wynosi w przybliżeniu Mgal=Rv2/G.
Masy największych galaktyk eliptycznych wynoszą około 1011 mas Słońca, najmniejszych natomiast nie przekraczają 106Mo. Masy galaktyk spiralnych zawierają się w przedziale od 108 do 1012 mas słonecznych. W przypadku galaktyk nieregularnych ich masy wynoszą od 108 do 1010Mo. Inną ważną cechą galaktyk jest ich jasność. Największe galaktyki eliptyczne świecą jak 1011 Słońc, podczas gdy jasność galaktyk karłowatych wynosi około 105Lo.
Typy galaktyk:Galaktyki można podzielić na cztery główne typy:*spiralna ~bez poprzeczki – typ S (od: spiral)~z poprzeczką – typ SB (od spiral barred)*soczewkowata – typ S0*eliptyczna – typ E (od: elliptical)*nieregularna – typ Irr (od: Irregular)
Słowo Galaktyka – pisane jako nazwa własna przez duże "G" – oznacza naszą Galaktykę, czyli Drogę Mleczną. Nasza galaktyka jest dużą spiralną galaktyką o średnicy około 30 kpc (~100 000 lat świetlnych) i grubości 3000 lat świetlnych; z poprzeczką o średnicy około 29 000 lat świetlnych. Zawiera od 200 miliardów (2×1011) do 300 miliardów (3×1011) gwiazd, a jej masa jest rzędu 6×1011 mas Słońca
W galaktykach spiralnych jej ramiona mają kształt spirali logarytmicznej, kształt ten wynika z zaburzenia jednorodnie rotującej masy gwiazd. Podobnie jak gwiazdy, ramiona spiralne również rotują, ale obracają się ze stałą prędkością kątową. Oznacza to, że gwiazdy wchodzą i wychodzą z ramion spiralnych. Ramiona spiralne można rozumieć jako obszary o zwiększonej gęstości – fale gęstości. Gwiazdy wchodząc w ramiona spiralne zwalniają, tworząc obszar o zwiększonej gęstości. Jest to podobne do "fali" zwalniających samochodów wzdłuż autostrady. Ramiona są widoczne, ponieważ większa gęstość ułatwia proces formowania się gwiazd i powstawania młodych jasnych gwiazd.
Większe struktury galaktyk : Tylko niewielki procent galaktyk istnieje jako obiekty niezwiązane, nazywane są galaktykami pola. W większości galaktyki są związane grawitacyjnie z innymi galaktykami. Struktury zawierające do 50 galaktyk nazywa się grupami galaktyk, a większe struktury zawierające wiele tysięcy galaktyk wewnątrz rozmiarów kilku megaparseków (106 pc) są nazywane gromadami galaktyk. Supergromady galaktyk są ogromnymi zbiorowiskami galaktyk zawierającymi dziesiątki tysięcy galaktyk. Powyżej tej skali odległości uważa się, że Wszechświat jest jednorodny.
Nasza Galaktyka jest członkiem Grupy Lokalnej, w której dominuje razem z Galaktyką Andromedy. Grupa Lokalna zawiera ponad 50 galaktyk na obszarze około jednego megaparseka (106 pc). Grupa Lokalna jest jedynie niewielką częścią Supergromady Lokalnej znanej też jako Supergromada w Pannie. W centrum tej Supergromady znajduje się galaktyka M87
Zderzenie się galaktyk:W 1997 roku parę zderzających się galaktyk odkryto przy użyciu Teleskopu Hubble'a. Są to galaktyki NGC 4038 i NGC 4039 w gwiazdozbiorze Kruka, tak zwane Anteny. Nazwa pochodzi od charakterystycznego kształtu tej pary galaktyk: ich jądra znajdują się bardzo blisko, a zdeformowane ramiona spiralne tworzą długie, zakrzywione pasma gwiazd odchodzące od nich w dwie strony. Podobną spektakularną parą zderzających się galaktyk są tzw. Myszy (NGC 4676).
Zderzenie takie nie stanowi jednak totalnej katastrofy. Podczas kolizji galaktyk rzadko dochodzi do zderzeń gwiazd, ze względu na ogromne odległości, które je dzielą. Ponadto, gdy galaktyki zachodzą na siebie, w wyniku łączenia się zawartych w nich obłoków gazu i pyłu powstają nowe gwiazdy. Zderzenia galaktyk nie są zdarzeniem nagłym – ich czas trwania to w przypadku dużych galaktyk miliony lat.Prawdopodobnie duże galaktyki eliptyczne znajdujące się w centrach niektórych gromad powstały na skutek zderzeń kilku mniejszych galaktyk, zwykle spiralnych
Historia :W 1610 Galileusz użył teleskopu do obserwacji Drogi Mlecznej i odkrył, że składa się ona z ogromnej liczby słabych gwiazd. Immanuel Kant w traktacie z 1755 roku, opierając się na wcześniejszej pracy astronoma Thomasa Wrighta, właściwie przypuszczał, że galaktyka może być obracającym się ciałem zbudowanym z ogromnej ilości gwiazd związanych grawitacyjne. Powstały dysk gwiazd mógłby być widoczny na niebie jako pasmo gwiazd. Kant przypuszczał również, że obserwowalne mgławice mogą być oddzielnymi galaktykami.
Pod koniec XVIII wieku Charles Messier zgromadził katalog zawierający 109 najjaśniejszych mgławic, później William Herschel wydał katalog gromadzący 5000 mgławic. W roku 1845 Lord Rosse dzięki konstrukcji nowego teleskopu był zdolny rozróżnić mgławice eliptyczne od spiralnych. Aż do lat 20. XX wieku, do prac Edwina Hubble'a, mgławice te nie były powszechnie uważane za odległe galaktyki. Hubble zidentyfikował pojedyncze gwiazdy zmienne (cefeidy), co pozwoliło mu na pomiar odległości do najbliższych galaktyk. W roku 1936 Hubble zaproponował klasyfikację galaktyk używaną do tej pory.
Pierwszej próby oceny kształtu Drogi Mlecznej i położenia Słońca w naszej Galaktyce dokonał William Herschel w roku 1785 poprzez dokładne zliczenie liczby gwiazd w różnych obszarach nieba. Używając ulepszonej metody Kapteyn w 1920 otrzymał obraz naszej Galaktyki jako małej elipsoidalnej galaktyki (średnicy ~15 kiloparseków) ze Słońcem w centrum galaktyki. Inna metoda stosowana przez Shapleya doprowadziła do radykalnie innego obrazu: płaskiego dysku o średnicy ~70 kiloparseków ze Słońcem daleko od centrum. Obie analizy danych nie uwzględniały absorpcji światła przez pył międzygwiezdny. Obecny obraz naszej galaktyki ukształtował się w latach 30. XX wieku.
W roku 1944 van de Hulst przewidział istnienie promieniowania mikrofalowego o długości 21 cm pochodzącego od międzygwiezdnego gazu wodorowego. Promieniowanie to zaobserwowano w 1951 roku. To promieniowanie poprawiło obraz naszej Galaktyki, ponieważ nie było absorbowane przez pył a obserwacja przesunięcia długości fali w oparciu o zjawisko Dopplera pozwoliło ustalić prędkości gazu w Galaktyce. Te obserwacje potwierdziły rotację naszej Galaktyki wokół jej centrum. Z chwilą udoskonalenia teleskopów radiowych, obserwacje gazu wodorowego mogły być dokonane również dla innych galaktyk. W latach 70. XX wieku zdano sobie sprawę, że całkowita widoczna masa nie zgadza się z danymi z rotacji galaktyk, co doprowadziło do idei ciemnej materii.
