Галаксија
.jpg)
Галаксија или млечнина — гравитациски спој од ѕвездени системи, меѓуѕвездена прашина, плазма и темна материја. По големина, галаксиите можат да бидат од џуџиња со неколку стотини милиони (108) ѕвезди до џинови со по стотина милијарди (1014) ѕвезди кои кружат околу тежиштето. Поголемиот дел од галаксиите се протегаат и до повеќе од неколку илјадници светлосни години во пречник.
Просторот помеѓу галаксиите е исполнет со плазма која не достига поголема вискозност од еден атом на метар кубен. Проценето е дека во метагалаксијата (видливата вселена) постојат преку 2 билиони (1012) галаксии,[1] кои заедно имаат повеќе ѕвезди отколку зрна песок на нашата планета.
Галаксиите содржат различен број на ѕвездени системи, јата ѕвезди и различни типови на меѓуѕвездени облаци. Помеѓу овие објекти има ретка меѓуѕвездна средина од гасови, прашина и космички зраци. Податоците од набљудувањата укажуваат дека супермасивните црни дупки може да постојат во средиштето на многу галаксии, иако ако не во сите. Се смета дека тие се главен двигател на активни галактички никулци кои се наоѓаат во јадрото на некои галаксии. Млечниот Пат има барем еден таков објект.[2]
Историски гледано, галексиите се категоризираат според нивниот очигледен облик, што вообичаено се однесува на нивната видлива морфологија. Елиптичната галаксија[3] е честа облик, која што има светлосен профил во вид на елипса. Спиралните галаксии имаат облик на диск со искривени краци составени од прав. Оние галаксии кои имаат неправилни или невообичаени облици се познати како неправилни галаксии и типично се последица од нарушувањата од гравитациското влечење на соседните галаксии. Таквите заемодејства меѓу галаксиите кои можат да доведат до спојување, понекогаш предизвикуваат значајно зголемување на образувањето на ѕвезди, што пак, води кон настанок на активни галаксии. Помалите галаксии кои немаат кохерентна структура се нарекуваат неправилни галаксии.[4]
Постојат повеќе од 170 (1,7 × 1011) милјарди галаксии во метагалаксијата.[5] Повеќето се со пречник од 1000 до 100 000 парсеци и вообичаено се раздвоени меѓу себе со растојание од милиони парасеци (или мегапарасек). Меѓугалактичката средина (просторот меѓу галаксиите) е исполнет со редок гас со просечна густина која е помала од еден атом на кубен метар. Поголемиот број галаксии се организирани во хиерархија на здруженија познати како групи и јата, кои пак заедно образуваат големи суперјата. Во најголем размер овие здруженија генерално се организирани во нишки, кои се опкружени со огромна празнина.[6]
Најстарата и најоддалечената утврдена галаксија е GN-z11, откриена во март 2016 г. Се наоѓа на растојание од 32 милијарди светлосни години од Земјата, и видена е како што изгледала само 400 милиони години по Големата експлозија.[7]
Видови и морфологија
[уреди | уреди извор]
Галаксиите се јавуваат во три основни типови: елиптични, спирални и неправилни. Малку пообемен опис на типовите на галаксии врз основа на нивната појава е дадена во Хабловата низа. Бидејќи Хабловата низа во целост се заснова на визуелниот морфолошки тип, истата може да превиди важни одлики на галаксиите како стапката на образување на ѕвезди (во ѕвездородните галаксии) и активност во јадрото (во активните галаксии).[4]
Елиптична галаксија
[уреди | уреди извор]Според Хабловиот систем на класификација, елиптичните галаксии се оценуваат според нивната елиптичност започнувајќи од Е0 која е речиси сферична, до Е7 која е многу издолжена. Овие галаксии имаат елипсовиден профил, што им дава елиптичен изглед без оглед на аголот на гледање. Нивната појава покажува мала структура и тие вообичаено имаат мала меѓуѕвездена материја. Следствено, овие галаксии имаат мал број на расеани јата и намалена стапка на образување на ѕвезди. Наместо, кај нив доминираат генерално постари, поеволуирани ѕвезди кои орбитираат во заедничкото тежиште во произволни насоки. Ѕвездите содржат мало изобилство на тешки елементи бидејќи образувањето на ѕвезди престанува по првичната експлозија. Во таа смисла, тие имаат некои сличности со многу помали збиени јата.[8] Најголемите галаксии се џиновски елиптични галаксии. За многу елиптични галаксии се верува дека се образувани како последица од заемодејството на галаксиите, односно преку судир и спојување. Тие растат во огромна големина (на пример споредено со спиралните галаксии) и џиновските елиптични галаксии често се наоѓаат близу јадрото на големи јата на галаксии.[9] ѕвездородните галаксии се исход на таков галатички судар кој може да предизвика образување на елипична галаксија.[8]
Спирална галаксија
[уреди | уреди извор]Спиралните галаксии се состојат од вртечки диск од ѕвезди и меѓуѕвездена средина, заедно со централна испакнатина од постари ѕвезди. Од испакнатината кон нанадвор се протегаат релативно светли краци. Според Хабловата класификациска шема, спиралните галаксии се наведени како тип S, проследено со буква (a, b или c) која што го означува степенот на затегнатост на спиралните краци и големината на централната испакнатина. Sa галаксијата има тесни засеци, слабо дефинирани краци и има релативно големо јадро. Во друга крајност, Sc галаксијата има расеани, добро дефинирани краци и мало јадро.[10] Галаксија со слабо дефинирани краци понекогаш се нарекува флокулентна спирална галаксија, како спротивност на грандиозно дизајнирана спирална галаксија која има истакнати и добро дефинирани спирални краци.[11]
Во спиралните галаксии, спиралните краци имаат облик на приближна логаритамска спирала, образец кој теоретски се прикажува како последица од нарушувањето во рамномерно вртечката маса на ѕвезди. Како и кај ѕвездите, спиралните краци се вртат околу средиштето, но со постојана аголна брзина. За спиралните краци се смета дека се подрачја на материја со голема густина или "густински бранови".[12] Како што ѕвездите се движат низ краците, просторната брзина на секој ѕвезден систем се менува од страна на гравитациската сила со поголема густина. (Брзината се враќа во нормала откако ѕвездите ќе заминат на другата страна на краците.) Овој ефект е сличен на „бран“ од забавување при поминување покрај автопат полн со возила во движење. Краците се видливи бидејќи високата густина го олеснува образувањето на ѕвезди и следствено таму се засолнуваат многу млади и светли ѕвезди. Многу лентовидни спирални галаксии се активни, можно како последица на гас кој се канализира во јадрото по краците.[13]
Поголемиот број на спирални галаксии имаат линеарна група на ѕвезди во облик на лента која се шири нанадвор од било која страна на јадрото и потоа се спојува во структура на спирални краци.[14] Според Хабловата класификациска шема, овие галаксии се означени со SB, проследено со мала буква (а, b или c) која што ја означува обликот на спиралните краци (во иста смисла како и кај категоризацијата на нормалните спирални галаксии). Се смета дека лентите се привремени структури кои се случуваат како последица на густински бран кој зрачи надвор од јадрото или пак, како последица на галактичка плима од заемодејство со друга галаксија.[15]
Нашата галаксија Млечниот Пат е голема пречкеста спирална галаксија во облик на диск[16] со околу 30 килопарсеци во пречник и килопарсек дебелина. Содржи околу две илјади милјарди (2×1011)[17] ѕвезди и има вкупна маса која е околу шест илјади милјарди пати повеќе маса од Сонцето.[18]
Поврзано
[уреди | уреди извор]Белешки
[уреди | уреди извор]- ↑ Галаксиите од левата страна на Хабловата класификациска шема понекогаш се нарекуваат од "ран вид", додека оние од десна страна се од "скорешен вид".
Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ Christopher J. Conselice; и др. (2016). „The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications“. The Astrophysical Journal. 830 (2): 83. arXiv:1607.03909v2. Bibcode:2016ApJ...830...83C. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83.
- ↑ Finley, D.; Aguilar, D. (2005-11-02). "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core". National Radio Astronomy Observatory. Retrieved 2006-08-10.
- ↑ Hoover, A. (2003-06-16). "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected" Архивирано на 20 јули 2011 г.. Hubble News Desk. Retrieved 2011-03-04. Based upon: Graham, A. W.; Guzmán, R. (2003). "HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies". Astronomical Journal 125 (6): 2936–2950. arXiv:astro-ph/0303391. Bibcode 2003AJ....125.2936G. doi:10.1086/374992.
- ↑ 4,0 4,1 Jarrett, T. H.. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. Retrieved 2007-01-09.
- ↑ Deutsch, David (12011). The Fabric of Reality. Penguin Books Limited. pp. 234–. ISBN 978-0-14-196961-9.
- ↑ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure" Архивирано на 7 март 2015 г.. University of Cambridge. Retrieved 2007-01-15.
- ↑ „Екипата на „Хабл" го проби рекордот за вселенско растојание“. НАСА. 3 март 2016. Посетено на 11 септември 2016.
- ↑ 8,0 8,1 Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies" Архивирано на 29 јули 2012 г.. Leicester University Physics Department. Retrieved 2006-06-08.
- ↑ "Galaxies". Cornell University. 2005-10-20. Retrieved 2006-08-10.
- ↑ Smith, G. (2000-03-06). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Retrieved 2006-11-30.
- ↑ Van den Bergh 1998, p. 17
- ↑ Bertin & Lin 1996, pp. 65–85
- ↑ Belkora 2003, p. 355
- ↑ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430. Bibcode 1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201.
- ↑ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392 (1): 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode 2002A&A...392...83B. doi:10.1051/0004-6361:20020920.
- ↑ Alard, C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters 379 (2): L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode 2001A&A...379L..44A. doi:10.1051/0004-6361:20011487.
- ↑ Sanders, R. (2006-01-09). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. Retrieved 2006-05-24.
- ↑ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode 1997AAS...19110806B.
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||
|