Aastal 1845 avastas inglise astronoom Lord Ross terve klassi spira altüüpi udukogusid. Nende olemus kujunes välja alles kahekümnenda sajandi alguses. Teadlased on tõestanud, et need udukogud on meie galaktikaga sarnased tohutud tähesüsteemid, kuid nad on sellest miljonite valgusaastate kaugusel.
Üldine teave
Spiraalgalaktikad (selles artiklis olevad fotod näitavad nende struktuuri iseärasusi) näevad välja nagu kokku virnastatud taldrikud või kaksikkumer lääts. Nad suudavad tuvastada nii massiivset täheketast kui ka halo. Keskosa, mis visuaalselt meenutab turset, nimetatakse tavaliselt punniks. Ja tumedat riba (tähtedevahelise keskkonna läbipaistmatu kiht), mis jookseb mööda ketast, nimetatakse tähtedevaheliseks tolmuks.
Spiraalgalaktikaid tähistatakse tavaliselt tähega S. Lisaks jagatakse need tavaliselt struktuuri astme järgi. Selleks lisatakse peategelasele tähed a, b või c. Seega vastab Sa alaarenenud galaktikalespiraalse struktuuriga, kuid suure südamikuga. Kolmas klass – Sc – viitab vastandlikele objektidele, millel on nõrk südamik ja võimsad spiraalharud. Mõnel keskosas asuval tähesüsteemil võib olla hüppaja, mida tavaliselt nimetatakse ribaks. Sel juhul lisatakse tähistusele sümbol B. Meie Galaxy on vahepealset tüüpi, ilma hüppajata.
Kuidas tekkisid spiraalketta struktuurid?
Lamedad kettakujulised vormid on seletatavad täheparvede pöörlemisega. On olemas hüpotees, et galaktika tekke ajal takistab tsentrifugaaljõud nn protogalaktilise pilve kokkusurumist pöörlemisteljega risti. Samuti peaksite teadma, et gaaside ja tähtede liikumise olemus udukogudes ei ole sama: hajusad klastrid pöörlevad kiiremini kui vanad tähed. Näiteks kui gaasi iseloomulik pöörlemiskiirus on 150-500 km/s, siis halotäht liigub alati aeglasem alt. Ja sellistest objektidest koosnevate punnide kiirus on kolm korda väiksem kui ketastel.
Tähegaas
Miljardeid tähesüsteeme, mis liiguvad oma orbiitidel galaktikate sees, võib pidada osakeste kogumiks, mis moodustavad omamoodi tähegaasi. Ja mis kõige huvitavam, selle omadused on väga lähedased tavalisele gaasile. Sellele saab rakendada selliseid mõisteid nagu "osakeste kontsentratsioon", "tihedus", "rõhk", "temperatuur". Viimase parameetri analoogiks on siin keskmine energiatähtede "kaootiline" liikumine. Pöörlevates ketastes, mis on moodustatud tähegaasist, võivad levida helilainetele lähedased spiraalset tüüpi lained, mille tihedus on haruldane. Nad on võimelised jooksma ümber galaktika konstantse nurkkiirusega mitusada miljonit aastat. Nad vastutavad spiraalsete okste moodustumise eest. Gaasi kokkusurumise hetkel algab külmade pilvede moodustumine, mis viib aktiivse tähtede tekkeni.
See on huvitav
Halo- ja elliptilistes süsteemides on gaas dünaamiline, st kuum. Seetõttu on tähtede liikumine seda tüüpi galaktikas kaootiline. Selle tulemusena on nende kiiruste keskmine erinevus ruumiliselt lähedal asuvate objektide puhul mitusada kilomeetrit sekundis (kiiruse dispersioon). Tähegaaside puhul on kiiruse dispersioon tavaliselt vastav alt 10-50 km/s, nende "kraad" on tuntav alt külm. Arvatakse, et selle erinevuse põhjus peitub nendes kaugetes aegades (rohkem kui kümme miljardit aastat tagasi), mil Universumi galaktikad alles hakkasid tekkima. Esimesena tekkisid sfäärilised komponendid.
Spiraallaineid nimetatakse tiheduslaineteks, mis jooksevad mööda pöörlevat ketast. Selle tulemusena surutakse kõik seda tüüpi galaktika tähed justkui sunniviisiliselt välja oma harudesse ja se alt lahkudes. Ainus koht, kus spiraalharude ja tähtede kiirused ühtivad, on nn korotatsiooniring. Muide, see on koht, kus päike asub. Meie planeedi jaoks on see asjaolu väga soodne: Maa on galaktikas suhteliselt vaikses kohas, mistõttu pole galaktilise ulatusega kataklüsmid seda palju miljardeid aastaid eriti mõjutanud.
Spiraalgalaktikate omadused
Erinev alt elliptilistest moodustistest on igal spiraalgalaktikal (näiteid võib näha artiklis esitatud fotodelt) oma ainulaadne maitse. Kui esimest tüüpi seostatakse rahulikkuse, paigaloleku, stabiilsusega, siis teist tüüpi on dünaamika, pöörised, pöörlemised. Võib-olla sellepärast astronoomid ütlevad, et kosmos (universum) on "raevukas". Spiraalgalaktika struktuur sisaldab keskset südamikku, millest väljuvad kaunid käed (oksad). Nad kaotavad järk-järgult oma piirjooned väljaspool oma täheparve. Sellist välimust ei saa seostada võimsa ja kiire liikumisega. Spiraalgalaktikaid iseloomustavad mitmesugused kujundid ja nende harude mustrid.
Kuidas galaktikaid liigitatakse
Hoolimata sellest mitmekesisusest suutsid teadlased klassifitseerida kõik teadaolevad spiraalgalaktikad. Otsustasime kasutada peamise parameetrina käsivarte arenguastet ja nende südamiku suurust ning kokkusurumise tase vajus mittevajalikuna taustale.
Sa
Edwin P. Hubble määras Sa klassi need spiraalgalaktikad, millel on vähearenenud harud. Sellistel klastritel on alati suured südamikud. Sageli antud klassi galaktika keskpunkton pool kogu klastri suurusest. Neid objekte iseloomustab kõige vähem väljendusrikkus. Neid võib võrrelda isegi elliptiliste täheparvedega. Kõige sagedamini on universumi spiraalgalaktikatel kaks haru. Need asuvad tuuma vastaskülgedel. Oksad kerivad lahti sümmeetriliselt, sarnaselt. Keskpunktist kaugenedes okste heledus väheneb ja teatud kaugusel lakkavad nad üldse nähtavast, kaotades klastri perifeersetes piirkondades. Siiski on esemeid, millel pole mitte kaks, vaid rohkem varrukat. Tõsi, selline galaktika struktuur on üsna haruldane. Veelgi haruldasemad on asümmeetrilised udukogud, kui üks haru on arenenum kui teine.
Sb ja Sc
Edwin P. Hubble'i alamklassil Sb on märgatav alt arenenumad käed, kuid neil ei ole rikkalikke tagajärgi. Tuumad on märgatav alt väiksemad kui esimestel liikidel. Spiraalsete täheparvede kolmas alamklass (Sc) sisaldab objekte, millel on kõrgelt arenenud harud, kuid nende kese on suhteliselt väike.
Kas uuestisünd on võimalik?
Teadlased on avastanud, et spiraalne struktuur on tähtede ebastabiilse liikumise tulemus, mis tuleneb tugevast kokkusurumisest. Lisaks tuleb märkida, et reeglina on kuumad hiiglased koondunud kätesse ja sinna kogunevad peamised hajutatud aine massid - tähtedevaheline tolm ja tähtedevaheline gaas. Seda nähtust saab vaadelda ka teise nurga alt. Pole kahtlust, et oma evolutsiooni käigus väga kokkusurutud täheparvei saa enam oma tihendusastet kaotada. Seetõttu on ka vastupidine üleminek võimatu. Selle tulemusena järeldame, et elliptilised galaktikad ei saa muutuda spiraalseks ja vastupidi, sest nii on paigutatud kosmos (universum). Teisisõnu, need kaks täheparvede tüüpi ei ole ühe evolutsioonilise arengu kaks erinevat etappi, vaid täiesti erinevad süsteemid. Iga selline tüüp on näide vastupidisetest evolutsiooniteedest erineva tihendusastme tõttu. Ja see omadus sõltub omakorda galaktikate pöörlemise erinevusest. Näiteks kui tähesüsteem saab oma moodustumise ajal piisav alt pöörlemist, võib see kokku tõmbuda ja arendada spiraalharusid. Kui pöörlemisaste on ebapiisav, on galaktika vähem kokku surutud ja selle oksad ei moodustu – see on klassikaline elliptiline kuju.
Millised erinevused veel on
Elliptiliste ja spiraalsete tähesüsteemide vahel on teisigi erinevusi. Seega iseloomustab esimest tüüpi galaktikat, mille kokkusurumine on madal, hajusaine väike kogus (või täielik puudumine). Samal ajal sisaldavad kõrge kokkusurumise tasemega spiraalklastrid nii gaasi- kui ka tolmuosakesi. Teadlased selgitavad seda erinevust järgmiselt. Tolmuosakesed ja gaasiosakesed põrkuvad oma liikumise ajal perioodiliselt kokku. See protsess on mitteelastne. Pärast kokkupõrget kaotavad osakesed osa oma energiast ja selle tulemusena settivad nad järk-järgult nendessekohad tähesüsteemis, kus on kõige vähem potentsiaalset energiat.
Väga tihendatud süsteemid
Kui ülalkirjeldatud protsess toimub tugev alt kokkusurutud tähesüsteemis, siis hajusaine peaks settima galaktika põhitasandile, sest just siin on potentsiaalse energia tase madalaim. Siin kogutakse gaasi- ja tolmuosakesed. Edasi hakkab difuusne aine liikuma täheparve põhitasandil. Osakesed liiguvad ringikujulistel orbiitidel peaaegu paralleelselt. Seetõttu on kokkupõrked siin üsna haruldased. Kui need siiski esinevad, on energiakaod tühised. Sellest järeldub, et aine ei liigu kaugemale galaktika keskpunktist, kus potentsiaalsel energial on veelgi madalam tase.
Nõrg alt tihendatud süsteemid
Mõelge nüüd, kuidas ellipsoidne galaktika käitub. Seda tüüpi tähesüsteemi eristab selle protsessi täiesti erinev areng. Siin ei ole põhitasand üldsegi madala potentsiaalse energia tasemega piirkond. Selle parameetri tugev langus toimub ainult täheparve kesksuunas. Ja see tähendab, et tähtedevaheline tolm ja gaas tõmmatakse galaktika keskmesse. Selle tulemusena on hajusaine tihedus siin väga kõrge, palju suurem kui spiraalses süsteemis lameda hajumise korral. Tõmbejõu mõjul kogunemise keskele kogunenud tolmu ja gaasi osakesed hakkavad kahanema, moodustades sellega väikese tiheda aine tsooni. Teadlased viitavad sellele, et sellest asjast tulevikushakkavad moodustuma uued tähed. Siin on oluline midagi muud – nõrk gaasi- ja tolmupilv, mis asub nõrg alt kokkusurutud galaktika tuumas, ei lase end vaatluse käigus tuvastada.
Vaheetapid
Oleme kaalunud kahte peamist täheparvede tüüpi – nõrga ja tugeva tihendustasemega. Siiski on ka vahepealseid etappe, mil süsteemi kokkusurumine jääb nende parameetrite vahele. Sellistes galaktikates ei ole see omadus piisav alt tugev, et hajusaine koguneks kogu parve põhitasandil. Ja samal ajal ei ole see piisav alt nõrk, et gaasi- ja tolmuosakesed koonduksid südamiku piirkonda. Sellistes galaktikates koguneb hajus aine väikeseks tasapinnaks, mis koondub täheparve tuuma ümber.
Tabatud galaktikad
Teada on veel üks spiraalgalaktikate alatüüp – see on latiga täheparv. Selle funktsioon on järgmine. Kui tavapärases spiraalsüsteemis väljuvad käed otse kettakujulisest südamikust, siis selle tüübi puhul asub kese sirge silla keskel. Ja sellise klastri harud algavad selle segmendi otstest. Neid nimetatakse ka ristuvate spiraalide galaktikateks. Muide, selle hüppaja füüsiline olemus on siiani teadmata.
Lisaks on teadlased avastanud teist tüüpi täheparvesid. Neid iseloomustab tuum, nagu spiraalgalaktikatel, kuid neil pole käsi. Südamiku olemasolu viitab tugevale kokkusurumisele, kuidkõik muud parameetrid meenutavad ellipsoidseid süsteeme. Selliseid klastreid nimetatakse läätsekujulisteks. Teadlased oletavad, et need udukogud tekivad hajusaine kadumise tulemusena spiraalgalaktika poolt.
