Galaktika (0)

GALAKTIKAD
Galaktika on suure massiga gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem.
Kui "Galaktika" kirjutatakse suure algustähega, siis peetakse silmas meie kodugalaktikat, mida nimetatakse ka Linnutee galaktikaks.
Tähtede arv galaktikates ulatub umbes kümnest miljonist tähest (kääbusgalaktikad) saja triljoni täheni (hiidgalaktikad). Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme.
Galaktikad sisaldavad tähti ja nende jäänukeid. Tähed võivad koonduda tähesüsteemidesse ja täheparvedesse. Tähtede ümber võivad tiirelda planeedid ja muud taevakehad . Tähtede vahel on gaasi, kosmilist tolmu ja kosmilist kiirgust sisaldav tähtedevaheline aine, mille tihedamad piirkonnad on tähtedevahelised pilved . Tähtedevahelise keskkonna mass galaktikas ületab tähtede massi. Peale selle sisaldavad galaktikad suurel hulgal tumeainet, mille olemus on teadmata.
Päike on üks meie galaktika (Galaktika ehk Linnutee galaktika) tähtedest. Kogu Päikesesüsteem, sealhulgas Maa, on Linnutee galaktika osa. Arvatakse, et enamiku, tõenäoliselt isegi kõigi galaktikate keskmes aktiivses galaktikatuumas on ülimassiivne must auk. Linnutee galaktikas arvatakse ülimassiivne must auk asuvat objektis Sagittarius A* Galaktika keskmes umbes 26 000 valgusaasta kaugusel Päikesesüsteemist.
Galaktikaid on traditsiooniliselt liigitatud nende nähtava kuju järgi. Kõige tavalisemad on elliptilised galaktikad, mis on ellipsikujulised. Spiraalgalaktikad on spiraalharudega ketta kujulised . Korrapäratud galaktikad on ebakorrapärase või ebahariliku kujuga; mõnikord on tegu elliptilise või spiraalgalaktikaga, mida naabergalaktikate gravitatsioon on lõhkunud. Gravitatsioonilised mõjud võivad kaasa tuua ka galaktikate liitumise või tähetekke purskega galaktika moodustumise .
Nähtavas universumis on arvatavasti üle 170 miljardi galaktika. Galaktikate läbimõõt on enamasti 1000 – 100 000 parsekit ja need asuvad üksteisest tavaliselt miljonite parsekite kaugusel. Galaktikatevaheline keskkond on väga hõre, selle tihedus on alla 1 aatomi kuupmeetri kohta. Suurem osa galaktikatest on rühmitunud galaktikagruppideks ja galaktikaparvedeks ning need enamasti superparvedeks.
Galaktikate jagunemine kuju järgi
Elliptilised galaktikad Hubble liigitus jagab elliptilised galaktikad eraldi klassidesse sõltuvalt nende elliptilisusest. Klasse on kokku 8, E0 galaktikad on peaaegu sfäärilised, E7 aga väga lapikud ja väljavenitatud. Elliptilistel galaktikatel on elliptiline profiil, mis annab neile elliptilise kuju sõltumata vaatlemisnurgast. Sellistes galaktikates on vähe tähtedevahelist ainet. Samuti on tekib neis uusi tähti vähe, mille tulemusena koosnevad nad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas. Suurimad galaktikad on hiidelliptilised galaktikad. Arvatakse, et elliptilised galaktikad on tekkinud galaktikate kokkupõrkel. Nad võivad kasvada hiiglaslikeks (võrreldes spiraalgalaktikatega) ja selliseid võib kohata galaktikaparvedes tuuma ligidal.
Spiraalsed ja varbspiraalsed galaktikad Spiraalgalaktika koosneb pöörlevast tähtede kettast ja nende vahelisest ruumist. Selle keskmises osas asuvad tihedalt koos tunduvalt vanemad tähed. Hubble'i järjestuses on spiraalgalaktikad märgitud S tähega, millele järgneb täht (a, b või c), mis tähistab spiraalide tihedust ja galaktika keskme suurust. "Sa" galaktikas asetsevad kehvasti määratletavad spiraalharud tihedalt ja tuum on suhteliselt suur. Spiraalgalaktika teises äärmuses asub "Sc", millel on hästi määratletavad ja avatud spiraalharud ning galaktika kese on väike.
Nagu tähedki, tiirlevad ka spiraalharud ümber galaktika keskme, kuid nad teevad seda konstantse nurkkiirusega. Arvatakse, et spiraalharud on piirkonnad, kus aine on tihedalt koos. Kui täht liigub läbi haru, siis kosmiline kiirus igale tähesüsteemile on määratletud gravitatsiooniga tihedamas kohas. Spiraalharud on nähtavad, sest neis tekib tihti uusi tähti, mis on heledamad ja paistavad kaugemale.
Korrapäratud galaktikad Korrapäratu galaktika on galaktika, millel ei ole sellist selget eristatavat kuju, nagu on spiraalsetel ja elliptilistel galaktikatel. Nende kuju on ebatavaline ja nad ei kuulu kuhugi Hubble järjestuse klassi. Nad on tihti kujult kaootilised, neil ei paista olevat selget galaktika keset ega ühtegi jälge spiraalharudest. Arvatakse, et nad moodustavad veerandi kõikidest galaktikatest. Enamik korrapäratuid galaktikaid on kunagi olnud spiraalsed või elliptilised, aga deformeerunud gravitatsiooni tõttu. Korrapäratud galaktikad sisaldavad suurtes kogustes kosmilist tolmu ja gaasi.
Kääbusgalaktikad Vaatamata esilekerkivatele suurtele spiraalsetele ja elliptilistele galaktikatele on enamik galaktikatest kääbusgalaktikad. Sellised galaktikad on teiste galaktikatega võrreldes suhteliselt väikesed; Linnutee suurusest moodustavad nad umbes sajandiku ja sisaldavad kõigest paari miljardit tähte. On avastatud ka sellised kääbusgalaktikaid, mille diameeter on kõigest 100 parsekit-
Paljud kääbusgalaktikad tiirlevad ümber ühe suurema galaktika; Linnuteel on vähemalt tosin sellist kaaslast ja arvatakse, et 300–500 kääbusgalaktikat on veel avastamata. Kääbusgalaktikaid võib jagada ka elliptilisteks, spiraalseteks ja korrapäratuteks.
Uurides Linnutee naabergalaktikaid, leiti, et kõik kääbusgalaktikad olid umbes 10 miljonit Päikese massi, sõltumata sellest, kas nad koosnesid tuhandetest või miljonitest tähtedest. See avastus on viinud järelduseni, et galaktikate koostises moodustab
Omapärase kujuga galaktikad Omapärase kujuga galaktikad tekivad galaktikate kokkupõrkel. Üheks näiteks on ringikujuline galaktika, kus tähed on paiknenud ringikujuliselt ja selle sees on tähtedevaheline ruum, mis ümbritseb üksildast tuuma kõige keskel. Arvatakse, et selline galaktika tekib siis, kui väiksem galaktika läbib suurema galaktika tuuma
Galaktikate põrkumine
Keskmine vahemaa galaktikate vahel galaktikaparvedes on natukene rohkem kui galaktika diameeter korrutades kümnega. Seega galaktikate põrkumine on suhteliselt sagedane ja mängib suurt rolli nende evolutsioonis. Galaktikate lähedane möödumine üksteisest põhjustab galaktikate moondumist ja võib kaasa tuua ka gaasi ja tolmu vahetuse.
Galaktikate kokkupõrkumine, mis lõpeb nende ühinemisega
Kokkupõrge toimub, kui kaks galaktikat lähevad täpselt läbi üksteise ja mõlemal on piisav impulss , et mitte ühineda. Tähed mööduvad sellistes galaktikates tavaliselt üksteisest ilma kokku põrkamata. Gaas ja tolm aga põrkuvad. See võib kaasa tuua uute tähtede sünni, sest tähtedevaheline ruum on kokku pressitud. Kokkupõrge võib muuta ühe või mõlema galaktika kuju, tekitades "vardaid", ringe ja sabalaadseid struktuure.
Kõige ekstreemsemal juhul galaktikad ühinevad. Sel juhul on mõlema galaktika impulss ebapiisav, et galaktikad saaksid üksteisest läbi minna. Läbiminemise asemel need järk-järgult ühinevad, moodustades ühe suurema galaktika. Ühinemisel võib galaktikate kuju muutuda märgatavalt, võrreldes nende esialgse kujuga. Kui üks galaktika on teisest tunduvalt suurem, siis suurem galaktika jääb suhteliselt muutumatuks, kuid väiksem galaktika hävitatakse, seda tuntakse galaktikatevahelise kannibalismina.
Moodustumine
Kunstniku visioon noorest , ainet koguvast galaktikast
Praegused kosmoloogilised mudelid varasest universumist põhinevad suure paugu teoorial. Umbes 300 000 aastat pärast seda sündmust hakkasid moodustuma vesiniku ja heeliumi aatomid . Peaaegu kogu vesinik oli tavaolekus ja neelas kergesti valgust, tähti ei olnud sel ajahetkel veel moodustunud. Sellise esialgse mateeria tiheduse kõikumised oligi põhjuseks, miks suuremad struktuurid hakkasid tekkima . Selle tulemusena hakkasid baronid kondenseeruma külma tumeda aine halodes. Need esialgsed struktuurid moodustasid hiljem galaktikad, mida me tänapäeval näeme.
Tõendeid varaste galaktikate kohta leiti 2006. aastal, kui avastati, et galaktikal IOK-1 on harukordselt suur punanihe (6.96), mis vastab 750 miljonile aastale pärast suurt pauku , mis teeb sellest kaugeima ja kõige algelisema galaktika, mida me näinud oleme.
Üksikasjalik protsess, kuidas varased galaktikad tekkisid, on astronoomias suur avatud küsimus. Teooriaid saab jagada kahte rühma: ülalt-alla ja alt-üles. Ülalt-alla-teooriates tekivad protogalaktikad aine pideva ja suuremahulise kokkukukkumise teel, mis kestab umbes sada miljonit aastat. Alt-üles-teooriates tekivad enne väiksemad struktuurid, näiteks tähekogumid, mis ajapikku ühinevad ja moodustavad galaktika.
Kui protogalaktikad hakkasid moodustuma, tekkisid neis esimesed halo tähed. Need koosnesid peaaegu täielikult vesinikust ja heeliumist ning võisid olla hiiglaslikud. Kui see on tõsi, siis kasutasid sellised tähed kiiresti oma kütuse ära ja tekitasid supernoovasid, vabastades sellega tähtedevahelisse ruumi raskemaid elemente. Sellised esimese generatsiooni tähed ioniseerisid ümberkaudset vesinikku, mille tulemusena tekkisid kosmose mullid , millest valgus sai kergesti läbi minna.
Areng
Esimese miljoni aasta vältel hakkasid galaktikates ilmuma neile iseloomulikud jooned: tähekobarad, keskmes asuv supermassiivne must auk ja galaktika keskme moodustav metalli vaesete tähtede kogum. Supermassiivse musta augu teke mängib suurt rolli galaktika kasvamisel, kuna sellest sõltub, kui palju ainet on võimalik galaktikasse siduda. Sellises varajases perioodis on uute tähtede tekkimine väga kiire ja sage.
Järgmise kahe miljardi aasta jooksul moodustub kogunenud ainest galaktikaline ketas . Galaktika jätkab aine kogumist kogu oma elu, neelates tähtedevahelisi pilvi ja kääbusgalaktikaid, mis koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Tähtede sünni ja surma tsükkel toodab aeglaselt juurde raskemaid elemente, mis lõpuks lubavad planeetide teket.
Galaktikate arengut mõjutavad palju ka omavahelised möödumised ja kokkupõrked. Galaktikate ühinemised olid iseloomulikud nende varases elueas. Kuna tähtede kaugus üksteisest on väga suur, siis enamik tähesüsteemi jääb galaktikate kokkupõrkel muutumatuks. Kuid tähtedevaheline tolm ja gaas, mis moodustavad spiraalharud, moodustavad pikkasi tähtedest koosnevaid sabasi.
Üheks lähemaks näiteks on Linnutee ja selle naaber Andromeeda galaktika, mis liiguvad üksteisele vastu umbes 130 km/h ning suure tõenäosusega nad põrkuvad viie või kuue miljardi aasta pärast. Kuigi Linnutee ei ole kunagi põrganud kokku nii suure galaktikaga nagu seda on Andromeeda, on väga suur tõenäosus, et ta on seda teinud väiksemate kääbusgalaktikatega.
Sellised suuremat sorti galaktikate kokkupuuted on haruldased . Aja möödudes väheneb tõenäosus, et kaks sama suurt süsteemi ühinevad. Enamik heledaid galaktikaid on mõne viimase miljardi aasta vältel jäänud ehituselt samasuguseks ja tähtede tekkimine jõudis maksimumi juba 10 miljardit aastat tagasi.