Wikipèdia

Galaxia

Wikipèdia:Articles de qualitat Legissètz un «article de qualitat»

Una galaxia es, en cosmologia, un assemblatge d'estelas, de gas, de poscas e de matèria negra e amb a vegadas un trauc negre supermassiu dins son centre.

M51, la Galaxia del Revolum, un exemple tipic de galaxia espirala.

La Via Lactèa, la galaxia ont se tròba lo Sistèma Solar, compta qualques centenas de miliards d'estelas (1011)[1] e a una extension de l'ordre de 100 000 annadas lutz. Gaireben totas las galaxias tipicas compòrtan un nombre similar d'astres, mas existís tanben de galaxias nanas comptant qualques desenas de milions d'estelas solament (107)[2], e de galaxias gigantas comptant plusors milièrs de miliards d'estelas (1012). En la basa d'aquelas chifras e de la talha de l'Univèrs observable, pensam qu'aquel comptariá qualques centenas de miliards de galaxias de massa significativa. La populacion de galaxias nanas es pasmens fòrça dificila a determinar, a causa de lor massa e lor luminositat fòrça flacas. L'Univèrs dins son ensemble, que son extension reala es inconeguda, poiriá comptar un nombre immensament pus grand de galaxias.

Las galaxias coma los sistèmas estellars de granda talha foguèron mesas en evidéncia pendent los ans 1920, subretot per l'astronòm american Edwin Hubble. Las galaxias son de tres tipes morfologics principals : ellipticas, espiralas, irregularas. Edwin Hubble donèt una descripcion pus precisa dels tipes de galaxias nomenada dempuèi sequéncia de Hubble.

Totas las estelas son pas situadas dins las galaxias. Se pareis establit qu'es dins las galaxias que se forman las estelas, aquelas pòdon èsser expulsadas, a causa de las interaccions entre las galaxias, o a causa d'encontres prèpa entre una estela e un astre fòrça massís, coma un trauc negre supermassís situat al centre d'una galaxia. Se pòt veire tanben d'estelas dotadas d'una velocitat granda a respièch de lor galaxia, signe qu'aquelas son pas mai ligadas gravitacionalament amb aquesta. Aquelas estelas se nomenan per aquò « estelas en fugida ». Se coneis plusors representantas d'aquela classa, coma SDSS J090745.0+024507 e GRO J1655-40, totas doas fugiguèron la Via Lactèa. La primièra es probablament eissida de l'encontre prèpa amb lo trauc negre al centre de nòstra Galaxia, Sgr A*, la segonda es segur eissida d'una supernòva asimetrica que son residú compacte foguèt expulsat de la region ont se passèt l'explosion. 

« univèrs illas » e pus tard « galaxia ».

Qualques òrdres de grandor

modificar

Una galaxia tipica coma la Via Lactèa compren qualques centenas de miliards d'estelas e es granda de l'òrdre de 100 000 annadas lutz (una annada lutz fa aperaquí 9500 miliards de quilomètres). De remarcar, aquelas chifras se pòdon exprimir solament en tèrmes de divèrsas constantas fondamentalas. Per precisar, un rasonament simple permet de far un ligam entre la grandor d'una galaxia e lo fenomèn d'instabilitat gravitacionala es a dire qu'un objècte pus dens que lo mitan ambient se contracta jos unas condicions a causa de son pròpri camp gravitacional. Aquò se produtz subretot quand un objècte se refreja rapidament, atal sa pression baissa lèu e pòt pas mai contrar l'efèit atractiu de la gravitat. Per aquò, se pòt predire que la massa Mg e la talha Rg d'una galaxia son versemblablament de l'òrdre de :

 ,
 ,

ont   e   representan respectivament la constanta de l'estructura fina (electromagnetica) e la constanta de l'estructura fina gravitacionala, e   e   la massa del proton e de l'electron.

Cal mai de dètz miliards d'annadas per que la lutz de las galaxias pus alunhadas venga fins a la Tèrra[3].

Istoric de las observacions

modificar

La Via Lactèa

modificar
 
La forma de la Via Lactèa coma foguèt deducha per William Herschel en 1785 ; se pensava que lo Solelh èra prèp del centre de la galaxia.

Dempuèi l'Antiquitat, los filosòfs an temptat de comprendre la natura de la benda luminosa coneguda del nom de Via Lactèa. Lo filosòf grèc Anaxagòras la concebiá coma « l'efèit de la lutz dels astres que son pas escalustrats pel Solelh »[4]. Democrit suggeriguèt qu'èra a causa d'un grand nombre d'estelas pichonas. Aristòtel pensava que çò qu'observam èra la combustion d'una partida de l'aire, enfuocat pel movement dels astres[5] implicant doncas que se trobèsse dins l'esfèra sublunara.

 
Còr de la Via Lactèa vista en infraroge pel telescòpi espacial Spitzer de la NASA.

L'astronòm pèrsa Al-Biruni refutèt la proposicion, en temptant de calcular la parallaxi de la Via Lactèa, e coma es nulla, deu èsser a fòrça granda distància de la Tèrra, e doncas fòra de l'atmosfèra. Prepausèt tanben que la Via Lactèa èra una colleccion d'innombrablas estelas nebulosas. Las pròvas per aquò arribèron en 1610, quand Galileo Galilei utilizèt sa luneta astronomica per estudiar la Via Lactèa e descobriguèt qu'efectivament èra compausada d'un nombre incalculable d'estelas d'esclat flac [6].

Dins un tractat de 1755, Immanuel Kant, davançant lo trabalh de Thomas Wright, especulèt plan que nòstra galaxia poiriá èsser un còrs en rotacion d'un nombre incredible d'estelas mantengudas ensemble per de fòrças gravitacionalas, atal meteis coma lo Sistèma Solar. Lo disc d'estelas se pòt atal veire, en perspectiva, coma una benda dins lo cèl, per un observator se trobant en dedins d'aquela. Kant avancèt tanben que de nebulosas del cèl nuechenc poirián èsser de galaxias[7].

La primièra temptativa de descripcion de la forma de la Via Lactèa e de la disposicion del Solelh se faguèt per William Herschel en 1785. Comptèt amb fòrça prudéncia lo nombre d'estelas dins diferentas regions del cèl. Faguèt un diagrama de la forma de la Via Lactèa e placèt lo Sistèma Solar prèp del centre. En 1920, Jacobus Kapteyn faguèt un imatge d'una pichona galaxia en forma d'ellipsa (environ 15 000 parsecs de diamètre), amb lo Solelh prèp del centre[8],[9]. Un metòde diferent, prepausat per Harlow Shapley, amb la posicion dels amasses globulars, menèt a un imatge radicalament diferent de tot aquò que s'èra vist fins alara: un disc plat d'un diamètre de prèp de 70 000 parsecs (o un pauc mai de 200 000 annadas lutz) amb lo Solelh fòrça alunhat del centre[10]. Las doas analisis prenon pas en compte l'absorcion de la lutz per la posca interstellara (fenomèn d'extincion) presenta dins lo plan galactic, mas aprèp que Robert Jules Trumpler quantifiquèt aquel efèit en 1930, en estudiant los amasses dubèrts, l'imatge actual de nòstra galaxia emergiguèt[11].

Los autres objèctes nebuloses

modificar
 
Dessenh de la Galaxia del Revolum, per Lord Rosse en 1845.

A la fin del sègle XVIII, Charles Messier establiguèt un catalòg contenent 110 « nebulosas ». Aquel catalòg foguèt seguit d'un mai grand, amb 5000 objèctes, establit per William Herschel[12]. En 1845, Lord Rosse construiguèt un novèl telescòpi e foguèt capable de distinguir las nebulosas ellipticas e espiralas[13].

 
Fotografia de la « Granda nebulosa d'Andromèda » (NGC 224) datant de 1899. S'i pòt veire tanben sos dos satellits pus brilhants, M32 e NGC 205.

En 1917, Herber Curtis observèt las fòtos de la supernova SN 1885A dins la « granda nebulosa d'Andromèda » (M31, dins lo catalòg Messier). En cercant dins la fotografia, trobèt 11 nòvas mai. Curtis remarquèt qu'aquelas nòvas èran en mejana 10 magnituds pus flacas qu'aquelas de nòstra galaxia. Mercé a aqueles resultats, foguèt capable de calcular una distància que nos separa d'aquela a prèp de 150 000 parsecs. Ven doncas adèpte de la teoria dels « univèrs illas », disent que las nebulosas espiralas son en realitat de galaxias independentas, mas sa descobèrta demorèt pauc difusada[14].

En 1920, lo « Grand Debat », concernent la natura de la Via Lactèa, de las nebulosas espiralas, e la talha de l'Univèrs, prenguèt plaça amb coma principals protagonistas Harlow Shapley e Herber Curtis. Per renfortir son idèa que la granda nebulosa d'Andromèda èra una galaxia extèrna, Curtis notèt l'aparéncia de las linhas escuras coma de nívols de posca presents dins la Via Lactèa, e tanben un desencalatge de la lutz degut a l'efèit Doppler-Fizeau[15].

Lo fach foguèt definitivament establit per Edwin Hubble al començament dels ans 1920 en utilizant un novèl telescòpi. Foguèt capable de resòlvre las partidas extèrnas de qualques nebulosas espiralas coma essent un ensemble d'estelas individualas e identifiquèt qualques variablas nomenadas cefeidas, que lor periòde de variacion de lutz es foncion de la lutz absoluda. Aquò permetèt atal de calcular la distància nos separant de las nebulosas: èran ben tròp alunhadas per èsser dins la Via Lactèa [16]. En 1936, Hubble creèt un sistèma de classificacion de las galaxias qu'es encara utilizat a l'ora d'ara: la sequéncia de Hubble[17].

 
Reparticion dei velocitats de rotacion deis estèlas dins una galaxia espirala.

Composicion

modificar

Mitan interstellar

modificar
Article detalhat: mitan interstellar.

Lo mitan interstellar es lo gas fòrça tèune qu'existís entre leis estèlas e lor environament pròche. Sa densitat se situa generalament entre 10 e 100 particulas per litre. Es present dins lei galaxias espiralas, espiralas barradas e irregularas mai rar dins lei galaxias ellipticas. Es principalament fach de gas coma idrogèn (90%) e èli (10%). Lei gas d'elements pus pesants existisson solament sota la forma de traças. Enfin, lo mitan interstellar a tanben una fasa solida qu'es la possa interstellara. Aquela fasa solida representa aperaquí 1% de la massa totala dau mitan interstellar. Es facha de compausats variats coma de grafits, de silicats o de carbonats.

La matèria escura

modificar
Article detalhat: matèria escura.

Dins los ans 1970, se comprenguèt que la massa totala vesible de las estelas e de gas, dins las galaxias, explicava pas correntament la velocitat de rotacion d'aquelas, qu'es totjorn anormalament nauta a respièch d'aquela qu'auriá degut èsser amb aquela massa vesibla. Aquò menèt a postular l'existéncia d'una novèla forma de matèria, nomenada matèria escura. Aquela emet pas ges de radiant, mas son existéncia se revela per l'influéncia de son camp gravitacional sus la dinamica de las estelas. Al començament dels ans 1990, lo telescòpi espacial Hubble aportèt un grand melhorament dins las observacions alunhadas. Aquelas novèlas observacions permetèron entre autres d'establir que la matèria escura de nòstra Galaxia se pòt pas compausar solament d'estelas flacas e pichonas. D'autras observacions cosmologicas menan a la meteissa conclusion, atestant l'idèa que la matèria escura es una novèla forma de matèria inconeguda en laboratòri.

Tipes e morfologia

modificar
 
Los diferents tipes de galaxias, segon la classificacion de Hubble : lo tipe E correspond a un galaxia elliptica, lo S a una galaxia espirala e lo SB a una galaxia espirala barrada.

I a tres grands tipes de galaxias : las ellipticas, las espiralas, e las irregularas. Una descripcion detalhada de diferents tipes de galaxias basada sus lor aparéncia es establida per la sequéncia de Hubble[18]. A l'epòca de la realizacion de sa classificacion, Hubble pensava que los diferents tipes de morfologias galacticas correspondián a un gra d'evolucion variable d'aqueles objèctes, anant d'un estat esferic sens estructura (tipe E0), puèi s'aplatussant progressivament (tipe E1 a E7), abans de produire los braces espiralats (tipes Sa, Sb, Sc, ou SBa, SBb, SBc). Aquela ipotèsi d'evolucion foguèt dempuèi totalament invalidada, mas los tèrmes de « galaxia precòça » (early-type galaxy en anglés) per las ellipticas e « galaxia tardièra » (late-type galaxy) per las espiralas, per contra, s'utilizan encara.

Galaxias ellipticas

modificar
 
La galaxia elliptica giganta ESO 325-G004.

Lo sistèma de classificacion de Hubble compta las galaxias ellipticas sus la basa de lor excentricitat (es a dire de l'aplatiment de lor imatge projectat sul cèl), anant de E0 (gaireben esferica) a E7 (fòrtament alongada), la chifra aprèp lo « E » correspondent a la quantitat  , ont a e b son lo semiaxe major e lo semiaxe menor de la galaxia de biais que s'obsèrva. Aquela galaxias an un perfil ellipsoïdal, lor donant una aparéncia elliptica quin que siá l'angle de vista. Lor aparéncia mòstra pauc d'estructuras e possedisson pas fòrça de matèria interstellara. En consequéncia, aquelas galaxias contenon pauc d'amasses dubèrts e an un taus de formacion estellara pauc elevat. De las estelas mai ancianas e evolucionadas, tornejant a l'entorn de lor centre de gravitat comun de manièra aleatòria, dominant doncas aquelas galaxias. Atal, presentan coma una similitud amb los amasses globulars, mas amb escala pus granda[19].

Las galaxias pus grandas son las ellipticas gigantas. Se pensa que de nombrosas galaxias ellipticas son formadas mercé a une interaccion de galaxias qu'acabèron per fusionar. Pòdon aver de talhas enòrmas (en comparason a las galaxias espiralas, per exemple). D'autre part, aquelas galaxias ellipticas gigantas sovent se trobèron al còr dels grands amasses de galaxias. Las galaxias amb subresaut d'estelas (ditas galaxias starburst) son sovent lo resultat d'un tust de las galaxias[20]. La galaxia elliptica giganta pus prèpa de nòstra Galaxia es M87, dins la constellacion de la Verge, a 60 milions d'annadas lutz.

Galaxias espiralas

modificar
Article detalhat: Galaxia espirala.
 
La galaxia espirala M63.

Las galaxias espiralas forman la classa pus emblematica de las galaxias. Son fachas d'un disc en rotacion e compausadas d'estelas e de mitan interstellar, amb un bulbe central d'estelas en general pus ancianas. D'aquel bulbe emergisson de braces pro brilhants. Dins l'esquèma de classificacion de Hubble, las galaxias espiralas correspondon al tipe S, seguit d'una letra (a, b, o c), qu'indica lo gra d'envolopament dels braces espirals coma que la grandor del bulbe central. Una galaxia Sa es dotada de braces pas plan definits e possedisson una region centrala relativament importanta. Al contrari, una galaxia Sc possedís de braces fòrça dubèrts, plan traçats e amb un bulbe fòrça pichon[21].

Dins las galaxias espiralas, los braces espirals forman una espirala logaritmica aproximativa, un esquèma que pòt èsser, en teoria, lo resultat d'un desreglament dins la massa d'estelas rotativas unifòrmas. Los braces espirals tornejan a l'entorn del centre, del meteis biais de las estelas, mas amb una velocitat angulara constanta. Çò que vòl dire que las estelas dintran e sortisson dels braces espirals; las estelas prèpa del centre galactic orbitan pus aviat que los braces alara que las estelas exterioras se desplaçan mens aviat que los braces. Se pensa que los braces espirals son de zònas ont la densitat de matèria es pus nauta, se pòdon doncas veire coma « ondas de densitat ». Quand las estelas travèrsan un braç, la velocitat de cada sistèma estellar se modifica a causa de las fòrças gravitacionalas complementàrias produsidas per una densitat de matèria pus elevada (aquela velocitat torna a la normala quand l'estela sortís del braç). Es lo meteis efèit d'onda qu'arriba pendent un alentiment dins una autorota saturada de veituras.

Los braces son vesibles a causa del nombre d'estelas joves e brilhantas que contenon, en rason de la fòrta densitat de matèria qu'aisisson la formacion de las estelas. E coma las estelas pus luminosas son las pus massissas, e an una durada de vida fòrça brèva (qualques milions d'annadas contra 10 miliards d'annadas pel Solelh), las zònas pus luminosas son al vesinatge dels luòcs de formacion d'estelas, las estelas massissas an pas lo temps de s'alunhar.

Galaxias espiralas barradas

modificar
Article detalhat: Galaxias espiralas barradas.
 
La galaxia espirala barrada NGC 1300.

La majoritat de las galaxias espiralas an una benda d'estelas linearas en lor centre, a partir que emergís los braces espirals[22]. Dins la classificacion de Hubble, son designadas amb SB, seguit d'una letra minuscula (a, b, o c), indicant encara un còp la forma e la disposicion dels braces espirals. Se pensa que las barras son d'estructuras temporàrias que çò pòt arribar aprèp un radiacion de densitat del còr cap a l'exterior, o aprèp una interaccion amb una autra galaxia fasent intervenir la fòrça de marèia[23]. Fòrça galaxias espiralas barradas son activas, benlèu de gas canalizat lo long dels braces[24].

Nòstra pròpria galaxia es une granda galaxia espirala barrada[25] d'environ 30 000 parsecs de diamètre e de 1000 parsecs d'espessor. Conten aproximativament 2×1011 estelas[26] e a una massa totala de prèp de 6×1011 massas solaras[27].

Morfologias particularas

modificar
Article detalhat: Galaxia irregulara.
 
L'objècte de Hoag, una galaxia annulara.
 
La galaxia lenticulara NGC 5866.

Las galaxias particularas son de formacions galacticas desvolopant de proprietats inabitualas a causa de las interaccions gravitacionalas amb d'autras galaxias, las fòrças de marèia, responsablas d'aquelas desformacions. Las galaxias anularas, possedisson una estructura formada d'estelas e de gas en forma d'anèl a l'entorn del centre galactic; son de bons exemples de galaxias particularas. Una galaxia anulara se pòt formar quand una galaxia pus pichona passa a travèrs lo centre d'una galaxia espirala[28]. Un tal eveniment benlèu se produguèt sus la galaxia d'Andromèda, que presenta plusors anèls en infraroge[29].

Una galaxia lenticulara es una forma de transicion, avent las proprietats d'una galaxia elliptica coma espirala. Dins la sequéncia de Hubble, se nomena S0. Possedisson de braces, encara que mal definits, e una aureòla d'estelas ellipticas[30] (las galaxias lenticularas barradas son de tipe SB0).

En mai de las morfologias mencionadas supra, existís un nombre de galaxias que dintran pas dins cap de sas categorias. Son las galaxias irregularas. Una galaxia Irr-I possedís coma una estructura, mas se pòt pas raprochar pas d'un tipe de la sequéncia de Hubble. Las galaxias Irr-II possedisson pas cap d'estructura comparabla a qué que siá dins l'esquèma de Hubble[31].

Galaxias nanas

modificar
Article detalhat: Galaxia nana.

Malgrat la preeminéncia de las grandas galaxias ellipticas e espiralas, pareis que gaireben totas las galaxias de l'univèrs son de galaxias nanas. Aquelas galaxias minusculas an una grandor de mens d'1 % d'aquela de la Via Lactèa, e contenon sol qualques miliards, quitament qualques centenas de milions d'estelas. De galaxias nanas ultracompactas, que trobèron i a pauc, fan sol 100 parsecs de long[32].

La majoritat de las galaxias nanas orbitan a l'entorn d'una galaxia pus granda; la Via Lactèa a almens una dotzena de satellits nans, nombre probablament inferior al nombre total de satellits d'aquel tipe[33]. Las galaxias nanas pòdon elas meteissas èsser classificadas coma ellipticas, espiralas, o irregularas.

Rotacion de las galaxias

modificar
 
Corba de rotacion galactica : perdut (A) e observat (B).

Prèp del centre galactic, la velocitat es proporcionala a la distància al centre galactic. La velocitat angulara de rotacion es doncas constanta coma dins un solide. La corba ven apuèi parabolica, çò que correspond a una densitat de massa d'estelas constanta. Aprèp lo maximum, la corba es generalament plata, la densitat d'estelas descreis. Enfin, fòrça luènh del centre galactic ont la densitat d'estelas es fòrça flaca, se pòt observar las leis de Kepler, que se pòdon verificar solament en preséncia d'estelas pro luminosas que fan partida de la galaxia en question.

Activitats excepcionalas

modificar
 
Las Galaxias deis Antenas, un parelh de galaxias en interaccion anant probablament fins a fusionar dins 400 milions d'annadas[34].

Interaccion

modificar

La distància mejana separant las galaxias dins un amàs es relativament pichona. Per consequéncia, las interaccions entre galaxias son pro frequentas, e an un ròtle important dins lor evolucion. Quand doas galaxias se mancan de pauc, subisson pasmens de desformacions a causa de la fòrça de marèia, e pòdon cambiar una quantitat de gases e de poscas[35],[36].

Los tusts se produson quand doas galaxias passan dirèctament una al travèrs de l'autra e an un moment angular relatiu sufisent per pas fusionar. Las estelas d'aquelas galaxias en interaccions subiràn la traversada sens entrar se tustar las unas amb las autras. Pasmens, lo gas e la posca presents dins las doas galaxias interagiràn. Aquò pòt provocar un subresaut de formacion d'estelas perque lo mitan interstellar foguèt bolegat e compressat. Un tust pòt sevèrament destòrcer las doas galaxias, formant d'estructuras coma de barras, d'anèls, o de longas coas[37],[38].

L'interaccion pus violenta es la fusion galactica. Dins aquel cas, lo moment relatiu de las doas galaxias es insufisent per lor permetre de se liberar de l'empresa de l'autra e de perseguir lors camins. Al contrari, fusionan per formar una galaxia unica, pus granda. Las fusions apòrtan de cambiaments enòrmes dins la morfologia de las doas galaxias de despart. Pasmens, dins lo cas qu'una de las doas galaxias es fòrça pus massissa que l'autra, se pòt veire un fenomèn de canibalisme galactic. Dins aquel cas, la galaxia pus granda demòra pauc cambiada mentre que la pus pichona s'estraça a l'interior de l'autra. La Via Lactèa absorbís a l'ora d'ara la Galaxia elliptica nana del Sagitari e la Galaxia Nana del Grand Can[39],[40].

Starburst

modificar
 
M82, paradigma de las galaxias starburst.

Las estelas son creadas dins las galaxias a partir del gas fred que se formèt dins los nívols moleculars gigants. Qualques galaxias, las galaxias starburst, an un taus de formacion d'estelas extraordinari. Pasmens, se continuèsson de foncionar atal, aquelas galaxias agotarián lors resèrvas de gas abans la durada normala de lor vida. En consequéncia, un tal eveniment despassa pas en general 10 milions d'annadas, aquò es relativament cort a respièch de l'istòria de la galaxia. Las galaxias starburst[41]contribuisson a l'ora d'ara de gaireben 15 % al taus de formacions d'estelas total[42].

Las galaxias starburst son caracterizadas per de fòrtas concentracions de gas e de poscas tanben un nombre elevat d'estelas joves. Las pus massissas ionizan los nívols environant e crèan de regions HII[43]. Aquelas estelas massivas acaban en supernovas, produson atal un remanent qu'interagís amb lo gas a l'entorn. Aquò provòca una reaccion en cadena de formacion d'estelas que se propagan dins tota la region gasosa. Aquel subresaut d'estelas s'acaba quand lo gas disponible es consumat o dispersat[44].

Las starburst son sovent associadas amb las galaxias en interaccion o en fusion. Lo paradigma de galaxia subissent un starburst es M82, que i a pauc interagís amb M81, mai grand. Las galaxias irregularas presentan sovent de noses o de taus de formacion es particularament elevat[45].

Nuclèu actiu

modificar
 
M87, una radiogalaxia elliptica emetent un giscle de particulas.

Qualques galaxias se dison activas. Aquò vòl dire qu'una partida significativa de l'energia totala es produsida per de fonts autras que las estelas, la posca, o lo mitan interstellar.

Lo modèl estandard descrivent una galaxia se basa sul disc d'acrecion present a l'entorn del trauc negre supermassís de la galaxia. La radiacion eissida de las galaxias activas ven de l'energia potenciala gravitacionala de la matèria quand tomba del disc cap al trauc negre[46]. Gaireben 10 % d'aqueles objèctes presentan un parelh de giscles de particulas que lor velocitat es prèpa d'aquela de la lutz.

Las galaxias activas emetent una radiacion nautament energetica sos forma de rais X son nomenadas galaxias de Seyfert o qüasars, segon lor luminositat. Se pensa que los blazars son de galaxias activas emetent de giscles puntats cap a tèrra. Una radiogalaxia emet una radiacion situada dins las ondas ràdio amb sos giscles.

Formacion e evolucion

modificar
Articles detalhats: Evolucion de las galaxias e Formacion de las galaxias.

L'estudi de la formacion e de l'evolucion galactica permet de respondre a las questions concernent l'evolucion de las galaxias a travèrs l'istòria de l'univèrs. Dins aquel domeni, qualques teorias foguèron acceptadas, mas es encara un camp fòrça actiu de l'astrofisica.

Formacion

modificar

Los modèls cosmologics actuals descrivent la formacion de l'univèrs son basats sus la teoria del Big Bang, que l'espaci temps, e amb aquel tota la matèria e l'energia compausant l'univèrs, gisclèt dins una expansion sens comuna mesura, mentretant qu'èra comprimit dins una grandor infinitesimala. 300 000 ans aprèp aquel eveniment inicial, la temperatura baissèt pro per permetre la formacion dels atòms d'idrogèn e d'èli, dins un fenomèn nomenat Recombinason. Gaireben tot l'idrogèn èra neutre (non-ionizat) e absorbissiá doncas la lutz, las estelas èran pas encara formadas; per aquela rason, aquel periòde se nomena l'Edat escura. Es a partir de las fluctuacions de densitat que las pus grandas estructuras de la matèria comencèron de se formar. Las aglomeracions de matèrias barionicas se condensèron dins d'aureòlas de matèria escura freda[47]. Aquelas estructuras primordialas venon finalament las galaxias qu'observam ara.

Evolucion

modificar
 
I Zwicky 18 (en bas a esquerra) pareis a una galaxia recent formada.

Un miliard d'annadas aprèp la formacion de la galaxia, las estructuras clau començan d'aparéisser: amàs globulars, trauc negre supermassís centrala e bulbe galactic constituit d'estelas de populacion II. La creacion d'un trauc negre supermassís sembla d'aver un ròtle major perque regula activament la creissença de las galaxias en limitant la quantitat totala de matèria aponduda[48]. A aquela epòca, las galaxias subisson un subresaut major de formacion d'estelas[49].

Pendent los dos miliards d'ans seguents, la matèria acumulada s'installa dins lo disc galactic[50]. Una galaxia continua d'absorbir los materials a l'entorn pendent tota sa vida[51]. Aqueles materials se constituisson subretot d'idrogèn e d'èli. Lo cicle de naissença e de mòrt de las estelas aumenta lentament la quantitat de material pesants, çò que pòt eventualament menar a la formacion de planetas[52].

L'evolucion de las galaxias pòdon èsser fòrça afectada per una interaccion o un tust. Las fusions de las galaxias foguèron frequentas dins lo passat, e la majoritat de las galaxias avián de morfologias particularas[53]. Donada la distància entre las estelas, la granda majoritat dels estelums seràn pas bolegats per un tust. Pasmens, l'estraçament gravitacional de gas e de posca interstellars produtz una longa tranada d'estelas. De talas estructuras, causadas per la fòrça de marèia, se pòdon veire sus las Galaxias de las Mirgas[54] o de las Antenas[55].

La Via Lactèa e la Galaxia d'Andromèda s'apròchan una de l'autra amb una velocitat de 130 km/s, e poiràn ben dintrar en tust dins 5 a 6 miliards d'ans. Mentre que la Via Lactèa jamai tustèt una galaxia tan granda coma Andromèda, lo nombre de pròvas de tust de la Via Lactèa amb de galaxias nanas aumenta[56].

De talas interaccions de granda escala son raras. Dins lo passat, las fusions de dos sistèmas de grandor egalas venián mens frequentas. Gaireben totas las galaxias brilhantas demorèron practicament pas cambiada pendent los darrièrs miliards d'ans, e lo taus net de formacion d'estelas probablament atenguèt son maximum fa aproximativament 10 miliards d'ans[57] .

Tendéncias futuras

modificar

Ara, gaireben totas las estelas se forman dins las pichonas galaxias, ont lo gas fred es pas agotat. Las galaxias espiralas, coma la Via Lactèa, produson d'estelas de novèlas generacions fins qu'ajan de nívols d'idrogèn molecular denses[58]. Las galaxias ellipticas ja en granda partida sens mai aquel gas ne forman doncas pas d'estelas[59]. Las resèrvas de matèria creant las estelas son limitadas: un còp que las estelas an convertit tot l'idrogèn disponible en elements pus pesants, la formacion de novèlas estelas s'acaba[60].

L'epòca actuala d'estelas naissentas deuriá contunhar pendent encara cent miliards d'ans. Mas l'« Èra Estellara » s'acabarà dins dètz a cent mil miliards d'ans (1013 a 1014, quand las estelas mens massivas (e doncas aquelas qu'an la pus granda durada de vida), las minusculas nanas rojas, de prèp de 0,08 massa solar, acabaràn lor « combustion » e s'afondraràn.

A la fin de l'Èra Estellara, las galaxias seràn compausadas solament d'objèctes compactes: nanas brunas, nanas blancas se refregissent (que, quand son fredas, venon nanas negras), estelas de neutrons, e traucs negres; e tanben planetas. Aprèp, tota la matèria tombarà dins los traucs negres centrals o serà dispersada dins l'espaci intergalactic[61],[62].

Estructuras a pus granda escala

modificar
 
Lo Sextèt de Seyfert es un exemple de grop de galaxias compacte.

Gaireben totas las galaxias son gravitacionalament religadas amb d'autras. Los grops de galaxias son los tipes de grops galactics pus corrents dins l'univèrs, e aqueles contenon la majoritat de las galaxias presentas dins l'univèrs. Compòrtan de desenas de membres. La Via Lactèa fa partida d'un grop de galaxias nomenat Grop local que n'es lo membre pus massís amb la Galaxia d'Andromèda(M31),.

Quand una concertacion de galaxias conten mai d'una centena de galaxias situadas dins una zòna de qualques megaparsecs, es alara nomenat amàs. Los amàs de galaxias son sovent dominats per una galaxia elliptica giganta. Amb lo temps, aquela destrutz sos satellits, que venon apondre lor massa a la seuna, per lo biais de las fòrças de marèia[63]. L'amàs al qual aparten lo Grope local se nomena amàs de la Verge, del nom de la constellacion ont es son centre.

Los superamàs contenon de desenas de milièrs de galaxias, aquelas isoladas o gropadas en amàs e en gropes. A l'escala dels superamàs, las galaxias seràn dispausadas en fuèlhas e en faliments, daissant entre aqueles d'immenses voides[64]. A una escala superiora, l'Univèrs semble èsser isotròp e omogenèu.

Gropes, amàs e superamàs son pas d'estructuras palficadas. Las galaxias que los compausan interagisson entre elas, e pòdon fusionar. D'autras galaxias i pòdon nàisser dempuèi la matèria presenta pas encara condensada en galaxias.

Observacions a longors d'onda multipla

modificar

Inicialament, la majoritat de las observacions se fasián en lutz vesibla. Coma las estelas difusan l'essencial de lor lutz dins aquel domeni de l'espèctre electromagnetic, l'observacion de las estelas formant las galaxias extèrnas a la Via Lactèa es un compausant major de l'astronomia optica. Pasmens, es tanben utila per l'observacion de las regions HII ionizats e de braç poscós.

La posca presenta dins lo mitan interstellar es opaca a la lutz vesibla. Al contrari, ven pus transparenta dins l'infraroge alunhat; aquò pòt èsser util per l'observacion de l'interior dels nívols moleculars gigants e dels nuclèus galactics[65]. L'infraroge se pòt tanben utilizar per observar las galaxias alunhadas e descaladas cap al roge que se formèron d'ora dins l'istòria de l'Univèrs. Coma la vapor d'aiga e lo dioxid de carbòni absorbisson de partidas utilas de l'espèctre infraroge, los observatòris d'infraroges se situan en nauta altitud o dins l'espaci.

Lo primièr estudi non visual de las galaxias, en particular de las galaxias activas, se faguèt en ondas ràdio. L'atmosfèra es en efèit gaireben transparenta a las ondas ràdio situadas entre 5 Hz e 3 GHz (l'ionosfèra terrèstra blòca lo senhal en dejós d'aquela plaja)[66]. De grands interferomètres ràdio s'utilizèron per cartografiar los giscles emés per las galaxias activas. Los radiotelescòpis se pòdon tanben utilizar per observar l'idrogèn neutre, inclusent potencialament la matèria non ionizada del començament de l'univèrs que forma las galaxias quand s'afondran[67].

Los telescòpis d'ultraviolet permeton de metre melhor en evidéncia las estelas caudas, sovent massissa e de durada de vida limitada, metent tanben en evidéncia lo fenomèn de formacion d'estelas dins las galaxias. Dins lo domeni dels rais X, s'obsèrva la matèria fòrça mai cauda, subretot la distribucion del gas caud al sen dels amàs de galaxias, e mai los fenomèns energetics al sen del còr de las galaxias ont se tròba sovent un trauc negre supermassís que sa preséncia es entre autres traida per l'existéncia de volutas de gas fòrça caud van cap a s'englotir pel trauc negre central[68].

Bibliografia

modificar
  • Referéncias generalas
    • (en) The Universe and Beyond, Terence Dickinson, ed: Firefly Books Ltd., 2004, ISBN 1-55297-901-6
    • (en) Galactic AstronomyOuvrage, James Binney & Michael Merrifield, ed: Princeton University Press, 1998, ISBN 0-691-00402-1

Nòtas e referéncias

modificar
  1. ↑ (fr)[1]Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy, European Southern Observatory, 2000
  2. ↑ Id "Secret of a Virgo Dwarf Galaxy"
  3. ↑ (fr)Document de la revista Ciel & Espace, 10 d'octobre de 2008.
  4. ↑ Doxografai (fragments), Anaxagòra de Clazomènas, (fr) [2]
  5. ↑ Meteorologia, CHAPITRE VIII: De la Via Lactèa, Aristòtel, (fr)[http://remacle.org/bloodwolf/philosophes/Aristote/meteorologie.htm#VIII}}
  6. ↑ (fr)Galileo Galilei, O'Connor, J. J.; Robertson, E. F., ed:University of St. Andrews [3]
  7. ↑ (en)Our Galaxy, Evans J. C., ed: George Mason [Universityhttp://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm]
  8. ↑ (en) How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy--in other words, how do we know that our solar system is in the arm of a spiral galaxy, far from the galaxy's center?, Marschall Laurence A., ed: Scientific American [4]
  9. ↑ (en)In Quest of the Universe, Kuhn Karl & F. Koupelis, ed: Jones and Bartlett Publishers, ISBN 0-7637-0810-0 Theo
  10. ↑ id "our_galaxy"
  11. ↑ Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space, Trimble Bulletin V., jornal of the American Astronomical Society [5]
  12. ↑ id "our_galaxy"
  13. ↑ (en)The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown, Abbey Lenny, ed: The Compleat Amateur Astronomer, [6]
  14. ↑ Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory, Heber Doust Curtis, ed: Publications of the Astronomical Society of the Pacific [7]
  15. ↑ (en) Robert Julius Trumpler, Harold F. Weaver, ed: National Academy of Sciences cite web
  16. ↑ (en)A spiral nebula as a stellar system, Messier, Edwin Hubble, ed: Astrophysical JournalEngl, [8]
  17. ↑ Edwin Hubble, 1889–1953, Allan Sandage, The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, [9]
  18. ↑ (en)Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas, Jarrett T.H., ed: California Institute of Technology [10]
  19. ↑ Elliptical Galaxies, M.A. Barstow, ed: Leicester University Physics Department, [11]
  20. ↑ id "elliptical"
  21. ↑ Galaxies — The Spiral Nebulae, Smith Gene, ed: University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences [12]
  22. ↑ (en)What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?, P. B. Eskridge, J. A. Frogel, Astrophysics and Space Science, [13]
  23. ↑ (fr)Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal, F. Bournaud & F. Combes, Astronomy [14]
  24. ↑ (fr)Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies, J. H. Knapen, D. Pérez-Ramírez, S. Laine, Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, [15]
  25. ↑ (en)Another bar in the Bulge, C. Alard, Astronomy and Astrophysics [16]
  26. ↑ (en)Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum, Robert Sanders ed: UCBerkeley News, [17]
  27. ↑ Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership, G. R. Bell & S. E. Levine, Bulletin of the American Astronomical Society [18]
  28. ↑ (fr)Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass, R. A. Gerber, S. A. Lamb & D. S. Balsara, Bulletin of the American Astronomical Society [19]
  29. ↑ (en)ISO unveils the hidden rings of Andromeda, ed: Esa Science News [20]
  30. ↑ (en)Spitzer Reveals What Edwin Hubble, ed: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Missed
  31. ↑ (en) Irregular Galaxiescite, Barstow M.A, ed: University of Leicester web [21]
  32. ↑ Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster, S. Phillipps, M. J. Drinkwater, M. D. Gregg & J. B. Jones ed: The Astrophysical Journal [22]
  33. ↑ (en) Strange satellite galaxies revealed around Milky Waycite news, Kimm Groshong, ed: NewScientist
  34. ↑ (en)Dynamics of interacting galaxies, J. E. Barnes & L. Hernquist, ed: Annual Review of Astronomy and Astrophysics [23]
  35. ↑ (en)Galaxy Interactions, ed: University of Maryland Department of Astronomy [24]
  36. ↑ (en)Interacting Galaxies, ed: Swinburne University [25]
  37. ↑ id "umda"
  38. ↑ id "suia"
  39. ↑ id "umda"
  40. ↑ id "suia"
  41. ↑ Starburst Galaxies, ed: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics [26]
  42. ↑ Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, R. C. Kennicutt Jr., J.C. Lee, J.G. Funes, S. Shoko, S. Akiyama, ed: Dordrecht: Springer, [27]
  43. ↑ Starbursts & Colliding Galaxies, Smith Gene, ed: University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences [28]
  44. ↑ id "chandra"
  45. ↑ (en)Starburst Galaxies, Keel Bill, ed: University of Alabama [29]
  46. ↑ Introducing Active Galactic Nuclei, Keel William C., ed: The University of Alabama [30]
  47. ↑ (en)[31] Search for Submillimeter Protogalaxies
  48. ↑ (en)Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation, ed: Carnegie Mellon University [32]
  49. ↑ (en)Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe, Robert Massey, ed: Royal Astronomical Society [33]
  50. ↑ Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks in Astrophysical Journal, Masafumi Noguchi [34]
  51. ↑ (en)How are galaxies made?, C. Baugh & C. Frenk [url = http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9]
  52. ↑ (en)The Stellar Metallicity — Planet Connection in Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets, G. Gonzalez [35]
  53. ↑ (en)The Universe's Invisible Hand in Scientific American, Christopher J. Conselice
  54. ↑ (en)Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe in Hubble News Desk, H. Ford et al [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d | accessdate=2007-05-08}
  55. ↑ (en)Galaxy Collisions in Galaxy Collisions, Curtis Struck [36]
  56. ↑ (en)Astrophysicist maps out our own galaxy's end, Janet Wong ed: University of Toronto [37]
  57. ↑ (en)The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies in Nature, Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop [38]
  58. ↑ (en)Past and future star formation in disk galaxies in Astrophysical Journal, R. C. Kennicutt Jr., P. Tamblyn, C. E. Congdon, [39]
  59. ↑ (en)Star Formation in Early Type Galaxies, G. R. Knapp ISBN 1-886733-84-8 [40]
  60. ↑ The Great Cosmic Battle, Fred Adams &nGreg Laughlin, ed: Astronomical Society of the Pacific [41]
  61. ↑ (en)Physics offers glimpse into the dark side of the universe, Pobojewski Sally, ed: University of Michigan, [http://www.umich.edu/~urecord/9697/Jan21_97/artcl17.htm}
  62. ↑ id "cosmic_battle"
  63. ↑ (en)The Origin of the Brightest Cluster Galaxies in Astrophysical Journal, John Dubinski [42]
  64. ↑ (en)Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters in Annual review of astronomy and astrophysics, Neta A Bahcall [43]
  65. ↑ Near, Mid & Far Infrared, ed: IPAC/NASA [44]
  66. ↑ (en)The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals, ed: NASA [45]
  67. ↑ Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible in ScienceDaily [46]
  68. ↑ (en)NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star, ed: NASA [47]

Ligams intèrnes

modificar

Ligams extèrnes

modificar
Recuperada de « https://oc.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia&oldid=2407463 »