Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Galaktyki  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Typy i klasyfikacja galaktyk
- Promieniowanie galaktyk normalnych
- Powstanie i ewolucja galaktyk
- Ciemna materia w galaktykach
- Galaktyki aktywne
- Radioźródła pozagalaktyczne
- Galaktyki Seyferta
- Kwazary
- Lacertydy
- Aktywne jądra galaktyk
- Rozmieszczenie galaktyk
- Układ Lokalny galaktyk
- Grupy galaktyk
- Supergromada Lokalna
- Gromady galaktyk
- Ciemna materia
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Typy i klasyfikacja galaktyk

Terminem Wszechświat albo Kosmos określa się całą czasoprzestrzeń z zawartą w niej materią i energią. Materia jest rozmieszczona w przestrzeni bardzo nierównomiernie. Jej widocznymi skupiskami są galaktyki. Stanowią one wielkie, podlegające ewolucji aglomeracje, liczące zazwyczaj setki miliardów gwiazd. Galaktyki stanowią podstawową jednostkę organizacji materii we Wszechświecie. Nasza Galaktyka jest jedną z wielu miliardów galaktyk wypełniających dostępny naszym obserwacjom Wszechświat. Pytanie o całkowitą liczbę wszystkich galaktyk w Kosmosie wiąże się z problemem jego skończoności. Dla opisu Wszechświata w wielkiej skali galaktyki w pewnych sytuacjach traktuje się jako punkty materialne; można badać ruchy i rozmieszczenie galaktyk, nie wnikając w ich wewnętrzną strukturę.

...powiększenie  >>>
Wielka Mgławica w Andromedzie (M31) jest galaktyką spiralną typu Sb. Towarzyszą jej dwie karłowate galaktyki eliptyczne: M32 (typ E2; u góry z lewej) i M110 (typ E5; u dołu z prawej). M31 jest oddalona od Drogi Mlecznej o mniej więcej 2,5 miliona lat świetlnych (0,8 Mpc). Fot. PhotoDisc.

W bezksiężycową noc można dostrzec gołym okiem w gwiazdozbiorze Andromedy słabą mgiełkę - jest to zbiorowisko gwiazd podobne do Drogi Mlecznej - Wielka Mgławica w Andromedzie, znana też jako M 31. Galaktyka ta istotnie przypomina naszą Drogę Mleczną: w ogólnym kształcie przedstawia wirujący dysk z zarysowanymi ramionami spiralnymi i wyraźnie jaśniejszym jądrem w środku. Dokładniejsze obserwacje pokazały, że M31 jest nieznacznie większa i jaśniejsza od naszej Galaktyki, ale ogólne podobieństwo sugeruje, iż Droga Mleczna nie jest tworem wyjątkowym. Mieszkańcy półkuli południowej mogą dostrzec na niebie dwie inne galaktyki (gołym okiem widoczne jako mgiełki o jasności powierzchniowej podobnej do jasności Drogi Mlecznej). Galaktyki te nie przypominają już Drogi Mlecznej: nie mają ani dysku (choć są zapewne spłaszczone), ani ramion, trudno też wyróżnić u nich jądro; obie są znacznie mniejsze od Drogi Mlecznej. Trzy bliskie galaktyki nie wyczerpują oczywiście całego bogactwa świata galaktyk; dopiero wielkie teleskopy odsłoniły rozmaitość form i struktur występujących we Wszechświecie.

...powiększenie  >>>
Galaktyka Sombrero (M104) w Pannie jest galaktyką spiralną typu Sa, oddaloną od Drogi Mlecznej o mniej więcej 13 megaparseków (Mpc). Fot. PhotoDisc.

Galaktyki wykazują obok różnic niekiedy również istotne podobieństwa. Na wzór botaników, pragnących zrozumieć świat roślin, astronomowie stanęli wobec konieczności stworzenie systematyki galaktyk, czyli skonstruowania klasyfikacji, która wykorzystując wybrane cechy galaktyk, pozwoliłaby uporządkować naszą o nich wiedzę, a być może również stanowiła naturalną podstawę do zrozumienia źródeł obserwowanej różnorodności. Istnieje obecnie wiele systemów klasyfikowania galaktyk, stosujących rozmaite kryteria, m.in.: wygląd zewnętrzny (budowa morfologiczna, stopień zwartości), jasność (całkowita, rozkład jasności powierzchniowej), widmo (kolor, obecność, rodzaje i kształt linii emisyjnych). Powszechnie stosowany system wykorzystujący morfologiczne kryteria budowy został wprowadzony w 1936 r. przez Edwina P. Hubble'a i z niewielkimi modyfikacjami jest używany do dziś.

...powiększenie  >>>
Galaktyka spiralna M100 w Warkoczu Bereniki została sklasyfikowana jako typ Sbc (na pograniczu między Sb i Sc); znajduje się w odległości około 11 megaparseków (Mpc) od Drogi Mlecznej. Fot. HST/NASA.

Klasyfikacja morfologiczna Hubble'a stosuje się do galaktyk normalnych, tj. takich, których świecenie pochodzi wyłącznie od gwiazd. Ściśle biorąc, do jasności galaktyki wnoszą swój wkład także jasne mgławice emisyjne, pobudzane do emitowania promieniowania przez najjaśniejsze gwiazdy. Ten dodatek jest zawsze niewielki, a - co ważniejsze - obłoki gazu świecą kosztem energii wyprodukowanej w gwiazdach, zatem ostatecznym źródłem jasności galaktyk normalnych są gwiazdy. Obok galaktyk normalnych istnieją również obiekty, w których znaczący ułamek promieniowania pochodzi z aktywnego jądra, czyli niewielkiego obszaru w centrum galaktyki, gdzie źródłem promieniowania nie są gwiazdy, a przynajmniej - nie tylko gwiazdy.

Pod względem budowy galaktyki można podzielić na trzy grupy: eliptyczne (E), spiralne (S) i pozostałe, czyli te, które nie mieszczą się w żadnej z dwu pierwszych klas; określamy je mianem nieregularnych (Irr od ang. irregular). Zgodnie z nazwą obrazy galaktyk eliptycznych są z dobrym przybliżeniem elipsami. Oznaczając wielką i małą półoś elipsy jako a i b, spłaszczenie elipsy definiujemy jako stosunek s = (a-b)/a. Określając typ galaktyki eliptycznej, podajemy zazwyczaj jej spłaszczenie, stosując oznaczenie En, gdzie n jest liczbą naturalną, będącą zaokrągleniem liczby 10s. Zatem obiekt E0 jest galaktyką eliptyczną o równych półosiach (czyli ma kształt koła), a E1, E2... oznaczają galaktyki o coraz większym spłaszczeniu. Nie obserwujemy galaktyk o spłaszczeniu większym niż E7. Galaktyki eliptyczne są pozbawione wewnętrznej struktury; ich obrazy na zdjęciach nie mają wyraźnych granic - są rozmytymi plamkami o jasności powierzchniowej spadającej łagodnie w miarę odchodzenia od centrum. Rozpatrywane jako twory przestrzenne, galaktyki te są elipsoidami. Dotychczas przyjmowano, że są to elipsoidy obrotowe spłaszczone, tzn. trzy osie a, b i c spełniają związek: a = b > c; obecnie wydaje się, że występują również elipsoidy obrotowe wydłużone a = b < c , a nawet elipsoidy trójosiowe, czyli o wszystkich osiach różnych.

Galaktyki eliptyczne są zbudowane wyłącznie z gwiazd starych o stosunkowo małych masach (z reguły poniżej masy Słońca); zawierają jedynie niewielkie, często trudne do wykrycia, ilości gazu i pyłu. Brak młodych, masywnych, a zatem niebieskich gwiazd sprawia, że galaktyki te mają w porównaniu z galaktykami spiralnymi czerwone zabarwienie. Obserwowane obecnie różnice barw wynikają z odmiennych warunków, panujących w początkowych fazach formowania się galaktyk i ich późniejszej ewolucji.

Prosta i regularna forma, określająca wygląd galaktyki eliptycznej, nie oznacza bynajmniej, że wszystkie te obiekty są do siebie podobne. Przede wszystkim różnią się rozmiarami, a w konsekwencji - również masą oraz jasnością. Najmniejsze galaktyki eliptyczne (ozn. dE, od ang. dwarf - karzeł) mają średnicę nie przekraczającą kilkuset parseków, jasność absolutną MB -8.5m i zawierają zaledwie kilka milionów gwiazd. Niewykluczone, że istnieje ciągłe przejście między skrajnie karłowatymi galaktykami eliptycznymi a gromadami kulistymi gwiazd. Małe jasności tych galaktyk sprawiają, że możemy je obserwować jedynie w bliskiej okolicy Drogi Mlecznej. W związku z tym nie wiadomo, czy ze stosunkowo znacznej ich liczby w Układzie Lokalnym należy wyciągnąć wniosek o powszechności występowania galaktyk karłowatych w dowolnym miejscu Wszechświata. Pewne jest natomiast, że gigantyczne galaktyki eliptyczne są obiektami trafiającymi się rzadko. Największe z nich, oznaczane cD (c - w tradycyjnej terminologii astronomicznej oznacza obiekt nadolbrzymi, D od ang. diffuse - rozmyty), mają masy oceniane na 1013 M, a ich absolutne wielkości gwiazdowe sięgają -25m; są więc miliony razy jaśniejsze i masywniejsze niż najmniejsze galaktyki karłowate. Cechą charakterystyczną obiektów cD są niezwykle rozległe otoczki gwiazdowe, sięgające w skrajnych wypadkach paruset kiloparseków od centrum. Ich jasność spada powoli z odległością, tak że trudno określić dokładnie rzeczywiste rozmiary galaktyki cD. Pomiędzy tymi dwiema skrajnościami obserwujemy całą rozmaitość wielkości, jasności i mas galaktyk eliptycznych. Trudno zatem zdefiniować typowe parametry fizyczne galaktyk typu E; jako charakterystyczne wielkości przyjmujemy na ogół masę 1011-1012 M i jasność 1011 L.

Mimo wielkiej liczby gwiazd w galaktyce, typowe odległości między sąsiednimi gwiazdami (poza jądrem galaktyki i gromadami kulistymi) są dziesiątki milionów razy większe niż ich średnice. Dzięki temu gwiazdy niezwykle rzadko spotykają się ze sobą na tyle blisko, aby wskutek grawitacyjnego przyciągania znacząco zmienić swoją orbitę (podobna sytuacja ma również miejsce w pozostałych typach galaktyk). A zatem ruch gwiazd w galaktykach jest określony nie przez oddziaływania dwuciałowe, jak to ma miejsce np. dla cząsteczek gazu, lecz przez wypadkowe pole grawitacyjne wytworzone przez wszystkie gwiazdy i - ogólniej - przez całkowitą masę układu. Gwiazdy w galaktyce tworzą tzw. gaz bezzderzeniowy. Każda gwiazda jest związana z macierzystą galaktyką przez wspólne pole grawitacyjne, natomiast z reguły w ciągu całego swojego życia nie spotka się blisko z żadną swoją "koleżanką". Orbity gwiazd w galaktykach eliptycznych są zorientowane w przestrzeni chaotycznie. W dowolnie wybranym elemencie objętości wewnątrz galaktyki eliptycznej znajdziemy gwiazdy, których wektory prędkości mają w przybliżeniu rozkład izotropowy. Uważa się, że spłaszczenie galaktyk związane jest z ich obrotem wokół własnej osi. Niemniej nawet w obiektach typu E7 prędkości chaotyczne dominują nad prędkościami uporządkowanymi związanymi z rotacją. Stanowi to w sensie kinematycznym podstawową różnicę w stosunku do galaktyk spiralnych.


...powiększenie

...powiększenie
>>>
Na górze: galaktyka spiralna M51 w Psach Gończych (typ Sc) oraz galaktyka nieregularna NGC 5195 (typ Irr II; jakby na końcu jednego z ramion M51). Na dole: zdjęcie centralnych części M51. Układ ten znajduje się w odległości około 5,5 megaparseka (Mpc) od Drogi Mlecznej. Fot. HST/NASA.

Rodzina galaktyk spiralnych jest bardziej zróżnicowana wewnętrznie niż typ E. Mówiąc najogólniej, każda galaktyka spiralna jest zbudowana z jądra i ramion spiralnych. Układ ramion tworzy dysk galaktyczny. Najczęściej występują dwa ramiona, choć zdarza się, że z jądra wychodzi tylko jedno ramię lub - bardzo rzadko - trzy. Wygląd galaktyk spiralnych - duże spłaszczenie i charakterystycznie wygięte ramiona - wskazuje niezbicie, że obiekty te wirują wokół własnej osi. Rozmiary ramion w stosunku do wielkości centralnie położonego jądra stanowią podstawę podziału galaktyk S na podtypy, oznaczane kolejno literami a, b, c i d. Gdy jądro dominuje rozmiarami i jasnością, ramiona zaś są słabo zarysowane, gładkie i ciasno nawinięte wokół jądra, galaktyka określana jest jako Sa. Typ Sd odpowiada sytuacji odwrotnej: jądro jest ledwie widoczne, natomiast ramiona - rozbudowane i obdarzone bogatą strukturą. Typy Sb i Sc opisują przypadki pośrednie. Sekwencja Sa-Sd odzwierciedla rosnący udział ramion w wyglądzie galaktyki, jak również wzrost ilości materii międzygwiazdowej (gazu i pyłu), obecnej w dysku. W ramionach znajduje się dużo jasnych, niebieskich gwiazd. Oznacza to, że zachodzi tam wciąż proces tworzenia gwiazd z materii rozproszonej. Jądra galaktyk spiralnych przypominają kształtem i rozkładem jasności powierzchniowej niewielkie galaktyki eliptyczne oraz - podobnie jak one - składają się ze starych gwiazd o niewielkiej masie. Osobną klasę galaktyk spiralnych tworzą galaktyki z poprzeczką, oznaczane SB (bar - ang. poprzeczka). Poprzeczka jest wydłużoną strukturą leżącą w płaszczyźnie dysku; jej środek pokrywa się ze środkiem jądra i całej galaktyki. Stopień rozbudowania ramion i ich rozmiarów w stosunku do jądra wyznacza podział galaktyk z poprzeczką na podtypy SBa, ..., SBd - analogicznie do zwykłych galaktyk spiralnych Sa, ..., Sd.

Dla obu "gałęzi" wprowadza się obecnie kolejne podtypy Sm i SBm, rozciągające powyższą sekwencję na pewną klasę galaktyk nieregularnych, czyli pozbawionych typowych elementów, takich jak jądro i struktura spiralna. Należą do niej galaktyki zawierające znaczne ilości gazu i pyłu oraz młodych gwiazd. Są to cechy charakterystyczne galaktyk Sd i SBd. Galaktyki Sm i SBm (oznaczane niekiedy Irr I) wirują wokół własnych osi, podobnie do ,,klasycznych spiral"; nie można w nich jednak wyróżnić ani jądra, ani charakterystycznych struktur spiralnych.

Galaktyki spiralne w poszczególnych podtypach wykazują mniejszy (w porównaniu z galaktykami eliptycznymi) rozrzut jasności absolutnych. Tzw. wczesne typy, czyli a i b, mieszczą się w przedziale -21 < MB < -18m. Dla późnych typów (c i d) zachodzi -20 < MB < -16m; galaktyki słabsze od MB = -16m są określane jako karłowate. W zakresie dużych jasności absolutnych galaktyki z poprzeczką występują kilkakrotnie rzadziej niż zwykłe; proporcja ta zmienia się w miarę przechodzenia do słabszych i mniejszych obiektów, tak że w dolnym zakresie jasności obie klasy są równie powszechne. Wśród galaktyk karłowatych spotykamy (poza galaktykami eliptycznymi) jedynie galaktyki podtypu m i skrajne d. Masy niekarłowatych galaktyk spiralnych mieszczą się w zakresie od poniżej 1010 M do kilka x 1011 M, rozmiary od około 5 do 50 kiloparseków. Odpowiednie parametry dla nieregularnych galaktyk karłowatych są podobne, jak dla galaktyk dE.

...powiększenie  >>>
Wielki Obłok Magellana (typ SBm) jest galaktyką nieregularną (klasyfikowaną też jako spiralna), oddaloną od Drogi Mlecznej o mniej więcej 52 kiloparseków (kpc). Można ją odszukać na granicy gwiazdozbiorów nieba południowego: Złotej Ryby i Góry Stołowej. Fot. HST/NASA.

Część galaktyk o nieregularnej budowie morfologicznej, klasyfikowanej dawniej jako Irr, traktujemy obecnie jako skrajne galaktyki spiralne ze względu na wiele podobieństw łączących obie grupy. Obserwujemy jednak galaktyki nieregularne w pełnym tego słowa znaczeniu. Oznaczamy je Irr II; tworzą one mniej liczną grupę niż Irr I - stanowią parę procent wszystkich galaktyk. Są to obiekty o amorficznym wyglądzie, zazwyczaj niewielkich rozmiarów, ale o stosunkowo dużej jasności powierzchniowej. Od Irr I różnią się gładszym rozkładem jasności, brakiem wyraźnej struktury - pod tym względem przypominają galaktyki E. Są jednak bogate w wodór neutralny i zjonizowany oraz zawierają wiele młodych masywnych gwiazd. Być może podział na Irr I i II wynika jedynie z różnic w budowie morfologicznej: w Irr I rozkład gazu ma charakter kłaczkowaty, podczas gdy w Irr II gaz tworzy jeden gigantyczny obłok o rozmiarach porównywalnych z całą galaktyką.

Galaktyki eliptyczne i spiralne stanowią dwie w pełni rozłączne klasy obiektów. Istnieją również galaktyki o własnościach pośrednich, które łączą w sobie cechy obu typów. Są to galaktyki, w których jądro jest zwykłą galaktyką eliptyczną. W płaszczyźnie równikowej jest ono otoczone niezbyt wyraźnie zarysowanym dyskiem, jak to ma miejsce w galaktykach Sa. W dysku tym brak jednak zupełnie śladów ramion spiralnych. Również materia międzygwiazdowa występuje tam w znikomych ilościach, choć niekiedy obserwuje się charakterystyczne dla ramion ciemne pasma pyłu. Obiekty te - zwane galaktykami soczewkowatymi i oznaczane symbolem S0 - są kształtem zbliżone do galaktyk eliptycznych o spłaszczeniach przekraczających E7. Jednakże rozkład jasności powierzchniowej otoczki nie odpowiada galaktyce eliptycznej, pasuje natomiast dobrze do rozkładu obserwowanego w dyskach galaktyk spiralnych.

W galaktyce spiralnej jądro i ramiona spiralne tworzą jeden trwały układ gwiazd. Odrębność między tymi dwoma systemami, sferycznym (jądro) i płaskim (dysk z ramionami), przy ich jednoczesnym wzajemnym przenikaniu się, wynika - podobnie jak to ma miejsce w galaktykach eliptycznych - z bezzderzeniowego charakteru gazu gwiazdowego. Gwiazdy z obu systemów poruszają się w wypadkowym polu grawitacyjnym, ale właściwie w ogóle nie dochodzi do indywidualnych spotkań gwiazda-gwiazda. Dzięki temu gwiazdy należące do jądra zachowują swój chaotyczny rozkład prędkości (podobny do rozkładu w galaktyce eliptycznej), natomiast gwiazdy podsystemu płaskiego bez zakłóceń poruszają się w jednej płaszczyźnie w tę samą stronę po mniej więcej kołowych orbitach.

Andrzej M. Sołtan

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach