I Galaktyki - pojecie rozszerzone



Galaktyka to nazwa układu gwiazd i materii międzygwiazdowej, do którego należy Słońce wraz z Układem Słonecznym. Nazwa pochodzi od greckiego gala (mleko), ponieważ płaszczyzna równika Galaktyki pokrywa się z płaszczyzną Drogi Mlecznej. Z tego powodu nazywa się nieraz Galaktykę Układem Drogi Mlecznej, zachowując nazwę Droga Mleczna dla pasa na niebie, w którym występuje największe skupienie gwiazd i materii międzygwiazdowej.
Słońce leży blisko płaszczyzny równika Galaktyki, w odległości 8 parseków na północ (w północnym kierunku osi ziemskiej) od płaszczyzny równika Galaktyki. Odległość Słońca od środka Galaktyki wynosi 10 kiloparseków.
Galaktyka ma kształt silnie spłaszczonej elipsoidy obrotowej, o wielkiej osi 12 kiloparseków i małej osi 2 kiloparseków. łączna jej masa wynosi 1,1ˇ1011 mas Słońca, czyli 2,1ˇ1041 kg, średnia gęstość materii w Galaktyce wynosi 7ˇ10-21 kg/m3. Materia ta koncentruje się głównie w jądrze Galaktyki, gdzie jej średnia gęstość jest 40 razy większa od średniej gęstości w całej Galaktyce tylko ok. 5% masy Galaktyki przypada na materię międzygwiazdową, reszta skoncentrowana jest w gwiazdach.
Jasność absolutna Galaktyki w dziedzinie promieniowania widzialnego wynosi -20m,5, co odpowiada mocy promieniowania ok. 1010 mocy Słońca. Z obserwacji nad stopniem uporządkowania ruchów gwiazd w Galaktyce oraz wieku najstarszych w niej obiektów wynika, że wiek Galaktyki wynosi 1,5ˇ1010 lat. Galaktyka nie jest tworem o strukturze jednorodnej, można jednak wyodrębnić w niej grupy obiektów, których cechy fizyczne, rozmieszczenie i ruch podlegają pewnym prawidłowościom.
Taką grupą gwiazd należących do populacji II jest jądro Galaktyki, znajdujące się w gwiazdozbiorze Strzelca. Obserwacje jądra Galaktyki prowadzone są przy pomocy promieni podczerwonych i radiowych, ponieważ przesłania je pył międzygwiazdowy. Jego kształt zbliżony jest do nieco spłaszczonej kuli o średnicy 1,2 kiloparseka. Wewnątrz jądra znajduje się silne radioźródło (Strzelec A), a także otoczka gazowa szybko ekspandująca (50 km/s). Składa się ono z gwiazd należących do populacji II i gazu międzygwiazdowego.
Obiekty należące do populacji I (podsystem płaski) tworzą w Galaktyce rodzaj dysku otaczającego jej jądro. Poruszają się po orbitach zbliżonych do kół, leżących w płaszczyźnie równika Galaktyki. Tuż w pobliżu jądra prędkości są bliskie zeru i rosną w miarę oddalania się od jądra. W pobliżu Słońca prędkość wynosi 250 km/s, czemu odpowiada czas obiegu ok. 2ˇ108 lat, znacznie krótszy niż wiek Słońca i Ziemi.
Niektóre pośród obiektów I populacji (gromady otwarte, asocjacje, materia międzygwiazdowa, olbrzymy i nadolbrzymy typu O i B) układają się wewnątrz dysku w formie ramion spiralnych (jak w wielu galaktykach tzw. spiralnych). Spośród gwiazd w ramionach spiralnych znajdują się tylko najmłodsze. Słońce, należące do populacji I, leży między dwoma ramionami spiralnymi Galaktyki, blisko wewnętrznego (zwróconego ku środkowi Galaktyki) brzegu jednego z nich.
Obiekty należące do II populacji są rozłożone symetrycznie względem środka Galaktyki, nie wykazując koncentracji w jej płaszczyźnie równikowej. Podobnie są rozłożone w przestrzeni płaszczyzny jej ruchu. Obiekty populacji II poruszają się po orbitach różniących się znacznie od kół. Obiekty te powstały w najwcześniejszym stadium istnienia Galaktyki, kiedy to gaz z którego powstały gwiazdy, poruszał się wokół środka Galaktyki w sposób chaotyczny.
Dopiero potem nastąpiła jego koncentracja w płaszczyźnie równika Galaktyki i dlatego powstające później i obecnie obiekty (populacja I) są skoncentrowane głównie w płaszczyźnie równika Galaktyki i poruszają się ruchem zbliżonym do kołowego. W innych galaktykach obserwuje się podobną strukturę i ruch obiektów należących do różnych populacji.

_______________________________________________________________________


II Rodzaje galaktyk



      GALAKTYKI SPIRALNE

      Jak sama nazwa wskazuje, mają one spiralny kształt, który tworzą 2 lub 3 ramiona wokół gęstego jądra. Galaktyki te zawierają gwiazdy I i II populacji. Dzieli się je ze względu na stosunek wielkości ramion do jądra na: a - jasne jądro i słabo rozwinięte ramiona, b - mniejsze jądro, a ramiona dobrze rozwinięte, c - słabe jądro, wyróżniające się ramiona, d - osobliwa. Galaktyki spiralne stanowią około 60 % wszystkich galaktyk. Przykładem takiej galaktyki jest Mgławica Andromedy, która jest zarazem najbliższą galaktyką przypominająca rozmiarami i kształtem Drogę Mleczną. Drugi podział to podział ze względu na kształt: galaktyki spiralne zwykłe i galaktyki spiralne z poprzeczką. Są to wydłużone struktury przechodzące przez jądro galaktyki, a różnica między nimi a zwykłymi galaktykami spiralnymi polega na tym, że ich ramiona są połączone jasną poprzeczką w jej centrum.

      GALAKTYKI ELIPTYCZNE

      Kolejny typ galaktyk to galaktyki eliptyczne, które nie mają ramion. Mają one spłaszczony owalny kształt i składają się z setki milionów gwiazd. Oznaczone zostały przez Edwina Hubble'a jako E a podaje się je ze stopniem spłaszczenia w skali 0 - 7. Galaktyki eliptyczne zawierają bardzo mało pyłu międzygwiezdnego, dlatego też nie widać ich zbyt wiele podczas obserwacji. Ze względu na kształt wyróżniamy także galaktyki eliptyczne z poprzeczką. Wyglądają one jak elipsoidy obracające się wokół własnej osi a składają się w większości ze starszych gwiazd. Typowe galaktyki eliptyczne są małe a wiele z nich to galaktyki karłowate. Występują one głównie w centrum gromad galaktyk. Taka galaktyka znajduje się w centrum Gromady w warkoczu Bereniki. .

      GALAKTYKI SOCZEWKOWATE

      Wyróżniamy również galaktyki soczewkowate, będące pośrednimi m pomiędzy galaktykami eliptycznymi i spiralnymi. Są one mocno spłaszczone i nie ma w nich młodych gwiazd ani pyłu. Nie posiadają także ramion, a jądro jest podobne do silnie spłaszczonej galaktyki eliptycznej, wokół którego znajduje się dysk. Galaktyki soczewkowate są oznaczane jako S0. .

      GALAKTYKI NIEREGULARNE

      Galaktyki o nieregularnej budowie morfologicznej to galaktyki nieregularne. Są zbiorowiskami gwiazd i pyłu międzygwiezdnego, a dzielą się na typy: Irr I i Irr II. Są one bardzo małe, zwykle rozciągnięte lub zgniecione przez grawitacyjne oddziaływanie z innymi obiektami. Przykładami galaktyk nieregularnych jest Wielki Obłok Magellana oraz M 82. .

      GALAKTYKI PODWÓJNE

      Podobnie jak w przypadku gwiazd, które tworzą wspólne układy podwójne, potrójne itp., także galaktyki mogą się łączyć w ten sposób. Galaktyki podwójne krążą wokół wspólnego środka masy. Galaktyki składające się na ten obiekt są zwykle galaktykami tego samego typu - albo obie są spiralne, albo eliptyczne. Występuje skłonność do zgodności podtypów, tzn. częściej występuje para galaktyk typu np. Sb-Sb niż typu Sa-Sb. Na zdjęciu obok widać przykład galaktyk podwójnych. .

      DROGA MLECZNA

      Naszym domem jest Droga Mleczna o spiralnych ramionach, w których znajdują się gorące, biało - niebieskie gwiazdy - olbrzymy, gorętsze od Słońca. Widać ją na niebie jako jasny pas rozciągający się wzdłuż płaszczyzny równika Galaktyki. Pas ten to nic innego jak miliardy gwiazd znajdujących się w obrębie dysku galaktycznego. Jądro naszej Galaktyki świeci światłem pomarańczowo - czerwonym. Pochodzi ono od czerwonych olbrzymów, starych gwiazd. W Drodze Mlecznej znajdują się także mgławice, z których powstają nowe gwiazdy. Jądro Drogi Mlecznej otaczają skupiska gwiazd zwane gromadami kulistymi. Słońce i planety Układu Słonecznego wchodzą w skład ramienia Oriona. Układ Słoneczny znajduje się w odległości około 2/3 jego długości licząc od środka Drogi Mlecznej. Słońce wraz z planetami otaczającymi je porusza się wokół środka naszej Galaktyki. Układ Słoneczny potrzebuje aż 230 milionów lat, by raz okrążyć środek naszej galaktyki.