Galaxy - G - Статии - Инфотейнмънт портал Borshec
Галактика е голяма система от звезди, междузвезден газ, прах, тъмна материя и, вероятно, тъмна енергия, свързани от силите на гравитационно взаимодействие. Обикновено галактиките съдържат от 10 милиона (107) до няколко трилиона (1012) звезди, обикалящи около общ център на тежестта. В допълнение към отделните звезди и разредената междузвездна среда, повечето галактики съдържат много звездни системи, звездни купове и различни мъглявини. По правило диаметърът на галактиките варира от няколко хиляди до няколкостотин хиляди светлинни години, а разстоянията между тях се оценяват на милиони светлинни години.
Въпреки че около 90% от масата на галактиките е тъмна материя и енергия, природата на тези невидими компоненти все още не е проучена. Има доказателства, че в центъра на много (ако не и на всички) галактики има свръхмасивни черни дупки.
Междугалактическото пространство е практически чист вакуум със средна плътност по-малка от един атом материя на кубичен метър. Възможно е в наблюдаваната част на Вселената да има около 1011 галактики.
Изгледи на галактики
Има три основни типа галактики: елиптични, спирални и неправилни. В много случаи малко по-детайлното им Хъбъл разделяне на подвидове се оказва много удобно. Разделението на Хъбъл (или камертонът на Хъбъл), обхващащо всички галактики, се основава на тяхната визуално възприемана структура. В резултат на това може да не се вземат предвид много важни характеристики на галактиките, като например скоростта на образуване на звезди.
Нашата галактика Млечен път, наричана просто Галактиката (с главна буква), е голяма дисковидна спирална галактика с прегради с диаметър около 30 килопарсека (или 100 000 светлинни години) иДебелина 3000 светлинни години. Съдържа около 3×1011 звезди, а общата му маса е около 6×1011 слънчеви маси.
Рамените на спиралните галактики приличат на външен вид на логаритмична спирала - формата на вълните на плътност на галактическия газ, маркирани от региони на образуване на звезди: това са млади ярки звезди от ранните спектрални класове, които дават видимия модел на спиралните ръкави.
Подобно на звездите, спиралните ръкави се въртят около центъра на масата, но с постоянна (независима от разстоянието до центъра на галактиката) ъглова скорост, което означава, че от време на време звездите преминават през спиралните ръкави. Смята се, че спираловидните ръкави са области с повишена плътност или вълни на плътност. Когато звездите преминават през ръкав на галактика, те се забавят, леко увеличавайки средната плътност на ръкава. Подобни "вълни", състоящи се от бавно движещи се автомобили, могат да се видят по пренаселените пътища. В резултат на получената нехомогенност на гравитационния потенциал (≈ 10–20%), „догонващият“ междузвезден газ се ускорява до свръхзвукови скорости и се забавя срещу „приближаващия“, образувайки ударна вълна със значително повишена плътност в сравнение със средната. Рамените са изпъкнали, защото повишената плътност насърчава образуването на звезди, което кара спиралните ръкави да бъдат населени с млади сини звезди.
Някои спирални и неправилни галактики се отличават с ярки звездни ядра и силни широки емисионни линии в техните спектри. Първият, който обърна внимание на тази особеност и отдели галактиките с тези характеристики в отделен клас през 1943 г., беше Карл Сейферт, след което те бяха наречени Сейфертови галактики. Впоследствие се оказа, че такива галактики излъчват в ултравиолетовия и рентгеновия диапазон; в момента (2006) дейностСейфертовите галактики се обясняват с наличието на свръхмасивни черни дупки в техните ядра, върху които се натрупва галактически газ.
През 2003 г. Майкъл Дринкуотър от Университета на Куинсланд откри нов вид галактика, класифицирана като ултракомпактна галактика джудже.
Мащабни структури
Само няколко галактики съществуват отделно от останалите, сами по себе си (те също са известни като полеви галактики). Структури от около 50 галактики се наричат галактически групи, докато по-големи структури, съдържащи много хиляди галактики в пространството с размери няколко мегапарсека, се наричат галактически купове. Клъстерите от галактики често са под влиянието на една гигантска елиптична галактика, която поради приливните сили унищожава с течение на времето сателитните галактики и увеличава масата си, като ги поглъща. Суперкуповете са гигантски колекции, съдържащи десетки хиляди галактики, които са част от купове, групи или са разположени отделно. В мащаба на свръхкуповете галактиките се подреждат в ивици и нишки, обграждащи огромни, разредени празнини. В голям мащаб Вселената изглежда изотропна и хомогенна. Нашата галактика е една от галактиките на Местната група, доминираща заедно с мъглявината Андромеда. Около 30 галактики са разположени в Местната група с диаметър около един мегапарсек. Самата Местна група е част от Суперклъстера Дева, в който клъстерът Дева (от който нашата Галактика не е част) играе основна роля.
История
През 1610 г. Галилео Галилей открива, че Млечният път, който той решава да изследва с телескопа си, се състои от огромен брой слаби звезди. В своя трактат от 1755 г., базиран на работата на Томас Райт(Томас Райт), Имануел Кант предположи, че Галактиката може да бъде въртящо се тяло, което се състои от огромен брой звезди, държани заедно от гравитационни сили, подобни на тези в Слънчевата система, но в по-голям мащаб. От нашата позиция вътре в Галактиката, полученият диск ще се вижда на нощното небе като ярка ивица. Кант също предполага, че някои от мъглявините, видими в нощното небе, може да са отделни галактики.
До края на 18 век Чарлз Месие е съставил каталог от 109 ярки мъглявини, последван от каталог от 5000 мъглявини от Уилям Хершел. След като построи своя телескоп през 1845 г., лорд Рос успя да направи разлика между елиптични и спирални мъглявини. В някои от тези мъглявини той успява да идентифицира отделни източници на светлина, което придава по-голяма правдоподобност на хипотезата на Кант. Въпреки това въпросът дали тези мъглявини са отделни галактики остава спорен до началото на 20-те години на миналия век, когато благодарение на новия телескоп Едуин Хъбъл дава отговор. Той успя да види външните части на някои спираловидни мъглявини като купове от отделни звезди и да идентифицира променливите цефеиди сред тях. Това му позволи да оцени разстоянието до тези мъглявини: те бяха твърде далеч, за да бъдат част от Млечния път. През 1936 г. Хъбъл конструира класификация на галактиките, която все още се използва днес и се нарича последователност на Хъбъл.
Първият опит да се определи формата на Млечния път и позицията на Слънцето в него е направен от Уилям Хершел през 1785 г. чрез внимателно преброяване на звездите в различни части на небето. Използвайки подобрена версия на метода, Каптейн (Kapteyn) през 1920 г. заключава малка (диаметър 15 килопарсека) сплескана галактика сСлънце близо до центъра. Друг метод, използван от Харлоу Шепли и основан на преброяване на кълбовидни купове, дава съвсем различна картина - плосък диск с диаметър около 70 килопарсека със Слънцето далеч от центъра. И двете изследвания не бяха точни поради факта, че не взеха предвид поглъщането на светлина от междузвездния газ в равнината на галактиката. Съвременната картина на нашата Галактика се появява през 1930 г., когато Робърт Джулиъс Тръмплер измерва този ефект, като изучава разпределението на отворени звездни купове, концентрирани в равнината на Галактиката.
През 1944 г. Хендрик ван де Хулст прогнозира съществуването на 21 см радиоизлъчване от междузвезден атомен водород, което е открито през 1951 г. Това лъчение, което не се абсорбира от праха, направи възможно по-нататъшното изучаване на Галактиката поради Доплеровото изместване. Тези наблюдения доведоха до създаването на модел с лента в центъра на Галактиката. Впоследствие напредъкът на радиотелескопите направи възможно проследяването на водород в други галактики. През 70-те години на миналия век стана ясно, че общата видима маса на галактиките (състояща се от масата на звездите и междузвездния газ) не обяснява скоростта на въртене на газа. Това доведе до заключението, че тъмната материя съществува.
Нови наблюдения, направени в началото на 90-те години от космическия телескоп Хъбъл, показаха, че тъмната материя в нашата Галактика не може да се състои само от много бледи и малки звезди. Той също така направи изображения на дълбокия космос, наречен Хъбъл Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показващи доказателства, че в нашата вселена има стотици милиарди галактики.
През 2004 г. най-далечната галактика, наблюдавана някога от човечеството, беше галактикатаAbell 1835 IR1916.
Етимология
Думата "галактика" (от гръцки γαλαξίας - млечен) идва от гръцкото наименование на нашата Галактика (kyklos galaktikos означава "млечен пръстен" - като описание на наблюдаваното явление в нощното небе). Когато астрономите предположиха, че различни небесни обекти, смятани за спирални мъглявини, може да са огромни колекции от звезди, тези обекти станаха известни като "островни вселени". Но е очевидно, че подобно използване на термина е неподходящо, тъй като понятието "Вселена" включва всичко, което съществува. Следователно терминът изчезна от употреба и беше заменен от термина „галактика“, който сега се прилага за всички подобни обекти.