Galaktyka

galaktyka karłowata

Galaktyka (z gr. γάλα, gála – mleko) – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii[1]. Typowa galaktyka zawiera od 107 do 1012 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka 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. Odległości między galaktykami sięgają milionów lat świetlnych. Szacuje się, że w widzialnym Wszechświecie istnieje 350 miliardów dużych galaktyk oraz 3,5 biliona galaktyk karłowatych. Wszystkie te galaktyki tworzą 25 miliardów grup galaktyk zawartych w 10 milionach supergromad galaktyk.

Galaktyka, wewnątrz której znajduje się Układ Słoneczny, to Droga Mleczna. Najdalsza znana obecnie galaktyka (o potwierdzonej odległości) to GN-z11.

Największą znaną galaktyką jest IC 1101.

Aby wytłumaczyć obserwowane efekty (np. grawitacyjną spójność rozległych galaktyk o małej widocznej masie), przypuszcza się, że zasadniczą część masy galaktyk stanowi hipotetyczna ciemna materia, czyli cząstki lub obiekty emitujące zbyt mało promieniowania, by mogły być wykryte. Zgodnie z tym modelem, z obliczeń wynika, że ciemna materia stanowi ponad 90% masy galaktyk. Mimo to jej natura nie jest znana. Istnieją dowody na to, iż w centrum wielu lub nawet wszystkich galaktyk mogą istnieć supermasywne czarne dziury.

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 centrum galaktyki, o ile znana jest odległość do niej. Uproszczona analiza polega na założeniu, że cała masa galaktyki skoncentrowana jest w jej centrum. Wtedy przyspieszenie grawitacyjne w punkcie odległym od niego o wynosi gdzie jest prędkością, z jaką obiekty na odległości obiegają środek galaktyki, a jest newtonowską stałą grawitacji. Po przekształceniach otrzymujemy, iż masa galaktyki wynosi w przybliżeniu

Masy największych galaktyk eliptycznych wynoszą około 1014 mas Słońca[2], najmniejszych natomiast nie przekraczają 106 Masy galaktyk spiralnych zawierają się w przedziale od 108 do 1012 mas słonecznych. W przypadku galaktyk nieregularnych ich masy wynoszą od 108 do 1010

Inną ważną cechą galaktyk jest ich jasność. Największe galaktyki eliptyczne świecą jak 1011 Słońc, podczas gdy jasność galaktyk karłowatych wynosi około 105

Przestrzeń międzygalaktyczna

Przestrzeń międzygalaktyczna jest prawie absolutną próżnią o gęstości mniejszej niż jeden atom na metr sześcienny. Wypełnia ją ośrodek międzygalaktyczny, a być może także ciemna materia i ciemna energia.

Typy galaktyk

Klasyfikacja galaktyk według Hubble’a

Galaktyki można podzielić na cztery główne typy:

Słowo „Galaktyka” – czyli pisane jako nazwa własna przez wielkie „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.

Powstawanie spiral galaktyk

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 one „galaktykami pola”. W większości galaktyki są związane grawitacyjnie z innymi galaktykami. Wokół dużych galaktyk często orbitują mniejsze galaktyki satelitarne. 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

Symulacja komputerowa zderzeń galaktyk

Zderzenie galaktyk to zjawisko astronomiczne, które zachodzi, gdy dwie lub więcej galaktyk nachodzi na siebie, zaburzając nawzajem swoje pola grawitacyjne. Proces taki trwa zwykle setki milionów lat i często prowadzi do połączenia się galaktyk w jedną. 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.

Prawdopodobnie duże galaktyki eliptyczne znajdujące się w centrach niektórych gromad powstały na skutek zderzeń kilku mniejszych galaktyk, zwykle spiralnych.

Przykładem zderzenia galaktyk jest para galaktyk odkryta w 1785 roku przez Williama Herschela. Są to NGC 4038 i NGC 4039 w gwiazdozbiorze Kruka, tak zwane „Czułki” (ang. Antennae). 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, przypominające czułki owada. Podobną spektakularną parą zderzających się galaktyk są tzw. „Myszy” (NGC 4676).

Historia badań

Galaktyka Sombrero M104, NGC 4594
Galaktyka NGC 4414
Galaktyka M63

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 William Parsons 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 1926 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 pozwoliła 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.

Zobacz też

Przypisy

  1. Galaktyka, [w:] Encyklopedia PWN [online] [dostęp 2021-07-30].
  2. J.M. Uson, S.P. Boughn, J.R. Kuhn. The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant. „Science”. 250 (4980), s. 539–540, 1990. DOI: 10.1126/science.250.4980.539. ISSN 0036-8075. Bibcode1990Sci...250..539U (ang.). 
  3. Tsatsi, Athanasia, et al. „CALIFA reveals prolate rotation in massive early-type galaxies: A polar galaxy merger origin?”.

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Blackeyegalaxy.jpg

This image of Messier 64 (M64) was taken with Hubble's Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2). The color image is a composite prepared by the Hubble Heritage Team from pictures taken through four different color filters. These filters isolate blue and near-infrared light, along with red light emitted by hydrogen atoms and green light from Strömgren y.

M64 has a spectacular dark band of absorbing dust in front of the galaxy's bright nucleus, giving rise to its nicknames of the Black Eye or Evil Eye galaxy.

At first glance, M64 appears to be a fairly normal pinwheel-shaped spiral galaxy. As in the majority of galaxies, all of the stars in M64 are rotating in the same direction, clockwise as seen in the Hubble image. However, detailed studies in the 1990's led to the remarkable discovery that the interstellar gas in the outer regions of M64 rotates in the opposite direction from the gas and stars in the inner regions.

Active formation of new stars is occurring in the shear region where the oppositely rotating gases collide, are compressed, and contract. Particularly noticeable in the image are hot, blue young stars that have just formed, along with pink clouds of glowing hydrogen gas that fluoresce when exposed to ultraviolet light from newly formed stars.

Astronomers believe that the oppositely rotating gas arose when M64 absorbed a satellite galaxy that collided with it, perhaps more than one billion years ago. This small galaxy has now been almost completely destroyed, but signs of the collision persist in the backward motion of gas at the outer edge of M64.
NGC 4414 (NASA-med).jpg
In 1995, the majestic spiral galaxy NGC 4414 was imaged by the Hubble Space Telescope as part of the HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale. An international team of astronomers, led by Dr. Wendy Freedman of the Observatories of the Carnegie Institution of Washington, observed this galaxy on 13 different occasions over the course of two months. Images were obtained with Hubble's Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) through three different color filters. Based on their discovery and careful brightness measurements of variable stars in NGC 4414, the Key Project astronomers were able to make an accurate determination of the distance to the galaxy. The resulting distance to NGC 4414, 19.1 megaparsecs or about 60 million light-years, along with similarly determined distances to other nearby galaxies, contributes to astronomers' overall knowledge of the rate of expansion of the universe. In 1999, the Hubble Heritage Team revisited NGC 4414 and completed its portrait by observing the other half with the same filters as were used in 1995. The end result is a stunning full-color look at the entire dusty spiral galaxy. The new Hubble picture shows that the central regions of this galaxy, as is typical of most spirals, contain primarily older, yellow and red stars. The outer spiral arms are considerably bluer due to ongoing formation of young, blue stars, the brightest of which can be seen individually at the high resolution provided by the Hubble camera. The arms are also very rich in clouds of interstellar dust, seen as dark patches and streaks silhouetted against the starlight.

ID: GPN-2000-000933

Other ID: PR99-25
M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg
The famous Sombrero galaxy (M104) is a bright nearby elliptical galaxy. The prominent dust lane and halo of stars and globular clusters give this galaxy its name. Something very energetic is going on in the Sombrero's center, as much X-ray light has been detected from it. This X-ray emission coupled with unusually high central stellar velocities cause many astronomers to speculate that a black hole lies at the Sombrero's center - a black hole a billion times the mass of our Sun.
Hubble sequence.svg
Autor: Ikonact., Licencja: CC BY 2.5
Classification of galaxies in the Hubble sequence (tuning-fork diagram).
Interacting Galaxies 3.png
Autor: SiriusB, Licencja: CC-BY-SA-3.0
Simulation of interacting galaxies, after fly-by. See Image:Interacting Galaxies 1.png for more information.
Spiral galaxy arms diagram.svg
Autor: User:Dbenbenn / User:Mysid, Licencja: CC-BY-SA-3.0
A diagram of how arms form in spiral galaxies.
Hst-NGC4163.jpg
Galaktyka karłowata NGC 4163
M63 3.6 8.0 24 microns spitzer.png
Autor: Autor nie został podany w rozpoznawalny automatycznie sposób. Założono, że to Med (w oparciu o szablon praw autorskich)., Licencja: CC BY 2.5
Image of the M63 galaxy in Infrared at 3.6 (blue), 8.0 (green) and 24.0 (red) µm. The image has been made by myself (Médéric Boquien) from the data retrieved on the SINGS project public archives of the Spitzer Space Telescope (courtesy NASA/JPL-Caltech)