Formation, Videnskab
Spiral galakser. Rum, Universet. Universets galakser
I 1845 opdagede en engelsk astronom, Lord Ross, en hel klasse spiral-type nebulae. Deres natur blev først oprettet i begyndelsen af det tyvende århundrede. Forskere har bevist, at disse nebulaer er store stjernesystemer, der ligner vores Galaxy, men de fjernes fra det af mange millioner lysår.
Generelle oplysninger
Spiralgalakser (billederne i denne artikel viser egenskaberne i deres struktur) ligner et par stablede plader eller en bikonveks linse. De kan opdage både en massiv stjerneskive og en halo. Den centrale del, der visuelt ligner en hævelse, kaldes normalt en bulge. Et mørkt band (et uigennemsigtigt mellemlag af interstellært medium), der løber langs disken, hedder interstellært støv.
Spiralgalakser betegnes sædvanligvis ved bogstavet S. Desuden er de sædvanligvis opdelt efter graden af struktur. For at gøre dette tilføjes bogstaverne a, b eller c til hovedpersonen. Således svarer Sa til en galakse med en lille spiralstruktur, men med en stor kerne. Den tredje klasse, Sc, refererer til modsatte objekter, med en svag kerne og kraftige spiralarme. Nogle stjernesystemer i den centrale del kan have en jumper, som normalt kaldes en bar. I dette tilfælde er symbolet B tilføjet til betegnelsen. Vores Galaxy tilhører en mellemliggende type, uden en jumper.
Hvordan dannede spiralskivestrukturerne?
Platte skiveformede former forklares ved rotation af stjerneklynger. Der er en hypotese om, at centrifugalkraften i processen med galakseformation forhindrer kompression af den såkaldte protogalaktiske sky i den vinkelrette retning til rotationsaksen. Vi bør også vide, at bevægelsen af gasser og stjerner i nebulaer ikke er den samme: diffuse klynger roterer hurtigere end gamle stjerner. For eksempel, hvis den karakteristiske rotationshastighed for gassen er 150-500 km / s, vil halostjernen altid bevæge sig langsommere. En bulge, der består af sådanne genstande, vil have en hastighed på tre gange lavere end diskerne.
Star Gas
Milliarder stjernesystemer, der bevæger sig i deres baner inden for galakser, kan betragtes som en samling af partikler, der danner en slags stjernegas. Og hvad er mest interessant, dets egenskaber ligger meget tæt på almindelig gas. For det er det muligt at anvende sådanne begreber som "koncentration af partikler", "tæthed", "tryk", "temperatur". Analogen af den sidste parameter her er den gennemsnitlige energi af stjernens "kaotiske" bevægelse. I roterende diske, der er dannet af en stjernegas, kan bølger af spiralformet kompressionsdensitet, der er tæt på lydbølger, forme sig. De kan løbe rundt om en galakse med konstant vinkelhastighed i flere hundrede millioner år. De er ansvarlige for dannelsen af spiralarme. I det øjeblik, hvor gassen komprimeres, begynder processen med dannelse af kolde skyer, hvilket fører til aktiv stjernedannelse.
Det er interessant.
I halo og i elliptiske systemer er gassen dynamisk, det vil sige varmt. Følgelig har bevægelsen af stjerner i en galakse af denne type en kaotisk karakter. Som følge heraf er den gennemsnitlige forskel mellem deres hastigheder for rumligt lukkede genstande flere hundrede kilometer pr. Sekund (hastighedsdispersion). For stjernegasser er hastighedsdispersionen sædvanligvis henholdsvis 10-50 km / s, deres "grad" er mærkbart kold. Det antages, at årsagen til denne forskel ligger i disse fjerne tidspunkter (mere end ti milliarder år siden), da universets galakser lige begyndte at danne sig. De første dannede sfæriske komponenter.
Spiralbølger er tæthedsbølger, der løber langs en roterende skive. Som følge heraf bliver alle stjernerne i en galakse af denne type tvunget ind i deres grene, så kommer de ud. Det eneste sted hvor spiralarmernes og stjernernes hastighed falder sammen er den såkaldte korotationscirkel. Af den måde er det på dette sted er solen. For vores planet er denne omstændighed meget gunstig: Jorden eksisterer i et forholdsvis roligt sted i galaksen, hvilket resulterer i mange milliarder år, at den ikke oplever en særlig virkning af katastrofer i galaktisk skala.
Funktioner af spiral galakser
I modsætning til elliptiske formationer kan hver spiralgalakse (eksempler ses på billedet præsenteret i artiklen) have sin egen unikke farve. Hvis den første type er forbundet med ro, stationaritet, stabilitet, så er den anden type dynamik, hvirvler og rotationer. Måske er det derfor, at astronomer siger, at kosmos (universet) er "voldelig". Strukturen af en spiralformet galakse indeholder en central kerne, hvorfra smukke ærmer (grene) kommer ud. De uden for stjerneklyngen mister gradvis konturer. Dette udseende kan ikke andet end være forbundet med en kraftig, uopsættelig bevægelse. Spiralgalakser karakteriseres af forskellige former samt tegninger af deres grene.
Hvordan klassificerer de galakser
På trods af denne mangfoldighed kunne forskere klassificere alle kendte spiralgalakser. Som hovedparameterne besluttede de at bruge graden af udvikling af ærmerne og størrelsen af deres kerne, og niveauet af klemme, som unødvendigt, tilbagekaldes i baggrunden.
Sa
Edwin P. Hubble bragte til klassen Sa de spiralgalakser, der har underudviklede grene. Sådanne klynger har altid store kerner. Ofte er midten af en galakse af denne klasse halvdelen af hele klyngens størrelse. Disse objekter er karakteriseret ved den mindst udtrykkelige. De kan endda sammenlignes med elliptiske stjerneklynger. Oftest har universals spiralgalakser to arme. De er placeret på modsatte kanter af kernen. Grenene er udviklet symmetrisk på en lignende måde. Når du bevæger dig væk fra midten, falder grenernes lysstyrke, og i en vis afstand ophører de at være synlige overhovedet, går tabt i klyngens perifere områder. Der er dog objekter, der ikke har to, men flere ærmer. Sandt nok er en sådan galakseformation ret sjælden. Endnu mere sjældne er asymmetriske nebulae, når en gren er mere udviklet end den anden.
Sb og Sc
Underklasse Sb, ifølge Edwin P. Hubbles klassificering, har meget mere udviklede ærmer, men de har ikke rige grene. Kernen er mærkbart mindre end den første arts. Den tredje underklasse (Sc) af spiralstjerneklynger omfatter objekter med højt udviklede grene, men deres center er relativt lille.
Er genfødsel mulig?
Forskere har fastslået, at spiralens struktur er resultatet af ustabil bevægelse af stjerner, der opstår som følge af stærk kompression. Derudover skal det bemærkes, at der i ermerne som regel er varme giganter koncentreret, og der akkumuleres også de vigtigste masser af diffus stof-interstellært støv og interstellær gas. Dette fænomen kan også betragtes på den anden side. Der er ingen tvivl om, at en meget komprimeret stjerneklynge i løbet af sin udvikling ikke længere kan miste sin grad af sammentrækning. Derfor er den modsatte overgang også umulig. Som følge heraf konkluderer vi, at elliptiske galakser ikke kan omdanne til en spiralgalakse og omvendt, fordi kosmos (universet) er arrangeret på denne måde. Med andre ord er stjerneklyngerne af disse to typer ikke to forskellige faser af en enkelt evolutionær udvikling, men ganske forskellige systemer. Hver sådan type er et eksempel på modsatte evolutionære stier forårsaget af et andet kompressionsforhold. Og denne egenskab afhænger igen af forskellen i galaksernes rotation. For eksempel, hvis stjernesystemet modtager en tilstrækkelig rotationshastighed under dannelsen, vil den kunne tage en komprimeret form, og den vil udvikle spiralarmene. Hvis rotationsgraden er utilstrækkelig, bliver galaksen mindre komprimeret, og grenene vil ikke danne - det vil være en klassisk elliptisk form.
Hvad er forskellene
Der er andre forskelle mellem elliptiske og spiralstellære systemer. Således er den første type galakse, der har et lavt kompressionsniveau, kendetegnet ved en lille mængde (eller totalt fravær) af diffus materiale. Samtidig indeholder spiralklynger med et højt kompressionsniveau både gas- og støvpartikler. Forskellen forskere forklarer som følger. Støv og gaspartikler kolliderer periodisk med deres bevægelse. Denne proces er uelastisk. Efter kollisionen mister partiklerne en del af deres energi, og som følge heraf gradvist bosætter sig i de steder i stjernesystemet, hvor der er den laveste potentielle energi.
Stærkt komprimerede systemer
Hvis den ovenfor beskrevne proces forekommer i et stærkt komprimeret stjernesystem, skal det diffuse materiale afregnes på galakseets hovedplan, for her er niveauet af potentiel energi den mindste. Her samles der gas- og støvpartikler. Yderligere diffus materiale begynder sin bevægelse i stjerneklyngens hovedplan. Partiklerne bevæger sig næsten parallelt i cirkulære baner. Som følge af kollisionen er her ret sjældne. Hvis de opstår, er energitabet ubetydeligt. Det følger heraf, at sagen ikke bevæger sig til midten af galaksen, hvor den potentielle energi har et endnu lavere niveau.
Svagt komprimerede systemer
Nu overvej hvordan ellipsoidal galakse opfører sig. Et stjernesystem af denne type skelnes af en helt anden udvikling af denne proces. Her er hovedplanet slet ikke et stærkt udtalt område med et lavt niveau af potentiel energi. Et stærkt fald i denne parameter forekommer kun i stjerneklyngens centrale retning. Og det betyder, at interstellært støv og gas vil tiltrækkes til midten af galaksen. Som følge heraf vil tætheden af diffus materiale her være meget høj, meget mere end med planspredning i et spiralsystem. De støv- og gaspartikler, der samles i centrum af klyngen under tiltrækningskraften, begynder at blive kontrakt og derved danner en lille zone af tæt stof. Forskere foreslår, at nye stjerner begynder at danne sig fra denne sag. Vigtigt her er en anden - en lille sky af gas og støv i dens dimensioner, der ligger i kernen i en svagt komprimeret galakse, tillader ikke sig selv at blive detekteret under observation.
Mellemliggende faser
Vi har overvejet to hovedtyper af stjerneklynger - med en svag og med et stærkt kompressionsniveau. Der er imidlertid mellemliggende trin, når komprimeringen af systemet er mellem disse parametre. I sådanne galakser er denne egenskab ikke stærk nok til at diffus materiale samles langs hele grundplanet i klyngen. På samme tid er det ikke tilstrækkeligt svagt, så at partiklerne af gas og støv koncentreres i kerneområdet. I sådanne galakser opsamles diffus stof i et lille plan, som samler rundt om kernen i stjerneklyngen.
Galakser med lintel
En anden undertype af spiralgalakser er kendt - det er en stjerneklynge med en bro. Dens særegenhed er som følger. Hvis der er tale om et almindeligt spiralsystem, forlader ærmerne direkte fra den skiveformede kerne, så ligger centret midt i den lige jumper. Og grene af en sådan klynge begynder fra enden af et givet segment. De kaldes også galakser af krydsede spiraler. Forresten er den fysiske natur af denne jumper stadig ukendt.
Derudover formåede forskerne at opdage en anden form for stjerneklynger. De er præget af en kerne, som i spiralgalakser, men de har ingen ærmer. Tilstedeværelsen af kernen indikerer en stærk kompression, men alle andre parametre ligner ellipsoidale systemer. Sådanne klynger kaldes lentikulære. Forskere foreslår, at disse nebulae dannes som et resultat af tabet af sin spiralgalakse af dens diffuse substans.
Similar articles
Trending Now