בשנת 1845, האסטרונום האנגלי לורד רוסהתגלה כיתה שלמה של ערפיליות מסוג ספירלה. טבעם התבסס רק בראשית המאה העשרים. מדענים הוכיחו כי הערפיליות הללו הן מערכות כוכבים ענקיות הדומות לגלקסיה שלנו, אך הן רבות ממיליוני שנות אור רחוקות ממנה.
גלקסיות ספירליות (תמונות בזהמאמר, הדגימו את מאפייני המבנה שלהם) על פי הופעתם הם דומים לזוג צלחות מוערמות זו לזו או עדשה דו-קרבית. בתוכם תוכלו למצוא גם דיסק כוכב מסיבי וגם הילה. החלק המרכזי, שדומה חזותית לנפיחות, נקרא בדרך כלל התפיחה. והפס הכהה (שכבה אטומה של המדיום הבין-כוכבי) העובר לאורך הדיסק נקרא אבק בין-כוכבי.
גלקסיות ספירליות מסומנות בדרך כלל באות S.בנוסף, נהוג לחלק אותם לפי מידת המבנה שלהם. לשם כך, הוסף את האותיות a, b או c לתו הבסיס. לפיכך, סא תואמת לגלקסיה בעלת מבנה ספירלי לא מפותח, אך בעלת גרעין גדול. המחלקה השלישית - Sc - מתייחסת לאובייקטים מנוגדים, בעלי ליבה חלשה וענפים ספירליים חזקים. לכמה מערכות כוכבים בחלק המרכזי עשויות להיות סרגל, אשר נהוג לכנות סרגל. במקרה זה מתווסף לייעוד הסמל B. הגלקסיה שלנו שייכת לסוג ביניים, ללא מגשר.
צורות דמויות דיסק שטוחות מוסברות על ידי סיבובצבירי כוכבים. יש השערה שבתהליך היווצרות הגלקסיה, הכוח הצנטריפוגלי מונע מהענן המכונה פרוטוגלקטי להידחס בכיוון הניצב לציר הסיבוב. כדאי גם להיות מודעים לכך שאופי התנועה של גזים וכוכבים בתוך ערפיליות אינו זהה: צבירים מפוזרים מסתובבים מהר יותר מכוכבים ישנים. לדוגמה, אם מהירות סיבוב הגז האופיינית היא 150-500 קמ"ש, אז כוכב ההילה תמיד ינוע לאט יותר. לבליטות המורכבות מעצמים כאלה תהיה מהירות איטית פי שלושה מאשר דיסקים.
מיליארדי מערכות כוכבים נעות בעצמןאפשר להתייחס למסלולים בתוך גלקסיות כאוסף של חלקיקים היוצרים סוג של גז כוכבים. ומה שהכי מעניין, תכונותיו קרובות מאוד לאלו של גז רגיל. ניתן ליישם אותו על מושגים כמו "ריכוז חלקיקים", "צפיפות", "לחץ", "טמפרטורה". האנלוגי של הפרמטר האחרון כאן הוא האנרגיה הממוצעת של התנועה ה"כאוטית" של כוכבים. בדיסקות מסתובבות שנוצרו על ידי גז כוכבים, גלים מסוג ספירלה של צפיפות דחיסה נדירה, קרובים לגלי קול, יכולים להתפשט. הם מסוגלים להקיף את הגלקסיה במהירות זוויתית קבועה במשך כמה מאות מיליוני שנים. הם אחראים להיווצרות של ענפים ספירליים. ברגע שבו הגז נדחס, מתחיל תהליך היווצרות של עננים קרים, מה שמוביל להיווצרות כוכבים פעילים.
בהילה ובמערכות אליפטיות, הגז הואדינמי, כלומר, חם. בהתאם לכך, תנועת הכוכבים בגלקסיה מסוג זה היא כאוטית. כתוצאה מכך, ההבדל הממוצע בין המהירויות שלהם עבור עצמים קרובים מרחבית הוא כמה מאות קילומטרים לשנייה (פיזור מהיר). עבור גזי כוכבים, פיזור המהירות הוא בדרך כלל 10-50 קמ"ש; בהתאם, "הדרגה" שלהם קרה באופן ניכר. מאמינים שהסיבה להבדל זה נעוצה באותם זמנים רחוקים (לפני יותר מעשרה מיליארד שנים), כאשר הגלקסיות של היקום רק החלו להיווצר. הרכיבים הכדוריים היו הראשונים שנוצרו.
גלי ספירלה הם גלי צפיפות,שפועלים על דיסק מסתובב. כתוצאה מכך, כל הכוכבים של גלקסיה מסוג זה נאלצים איכשהו לצאת אל הענפים שלהם, ואז יוצאים משם. המקום היחיד שבו המהירויות של זרועות הספירלה והכוכבים חופפות הוא במה שנקרא מעגל קורוטציה. אגב, זה בדיוק המקום שבו נמצאת השמש. עבור כוכב הלכת שלנו, נסיבות אלה חיוביות מאוד: כדור הארץ קיים במקום שקט יחסית בגלקסיה, כתוצאה מכך, במשך מיליארדי שנים רבים הוא אינו חווה השפעה מסוימת של אסון בקנה מידה גלקטי.
שלא כמו תצורות אליפטיות, כל אחתלגלקסיה ספירלית (דוגמאות ניתן לראות בתמונה המוצגת במאמר) יש טעם ייחודי משלה. אם הסוג הראשון קשור לרוגע, נייחות, יציבות, אז הסוג השני הוא דינמיקה, מערבולות, סיבובים. אולי זו הסיבה שאסטרונומים אומרים שהקוסמוס (היקום) הוא "תזזיתי". המבנה של גלקסיה ספירלית כולל ליבה מרכזית, שממנה יוצאות זרועות (ענפים) יפות. הם מאבדים בהדרגה קווי מתאר מחוץ לצביר הכוכבים שלהם. הופעה כזו אינה יכולה להיות מזוהה עם תנועה עוצמתית ונועזת. גלקסיות ספירליות מאופיינות במגוון צורות ותבניות של הענפים שלהן.
למרות המגוון הזה, מדענים הצליחולסווג את כל הגלקסיות הספירליות הידועות. החלטנו להשתמש במידת הפיתוח של הזרועות ובגודל הליבה שלהן כפרמטר העיקרי, ורמת הדחיסה, כמיותרת, נמוגה ברקע.
אדווין פ.האבל הקצה למחלקת Sa את הגלקסיות הספירליות שלהן ענפים לא מפותחים. לצבירים כאלה יש תמיד גרעינים גדולים. לעתים קרובות, מרכזה של גלקסיה ממעמד זה הוא מחצית מגודל הצביר כולו. אובייקטים אלה מאופיינים בפחות אקספרסיביות. ניתן אפילו להשוות אותם לצבירי כוכבים אליפטיים. לרוב, לגלקסיות ספירליות ביקום יש שתי זרועות. הם ממוקמים בקצוות מנוגדים של הגרעין. ענפים אינם מסובבים בצורה סימטרית, דומה. ככל שמתרחקים מהמרכז, בהירות הענפים פוחתת, ובמרחק מסוים הם מפסיקים להיראות כלל, אובדים באזורים ההיקפיים של האשכול. עם זאת, ישנם חפצים שיש להם יותר משתי זרועות. נכון, מבנה כזה של הגלקסיה הוא די נדיר. זה אפילו פחות נפוץ למצוא ערפיליות אסימטריות, כאשר ענף אחד מפותח יותר מהשני.
תת-סיווג Sb לפי הסיווג של Edwin P.להאבל יש זרועות מפותחות יותר באופן ניכר, אבל אין להן השלכות עשירות. הגרעינים קטנים במידה ניכרת מאשר במין הראשון. תת-המחלקה השלישית (Sc) של צבירי כוכבים ספירליים כוללת עצמים בעלי ענפים מפותחים מאוד, אך מרכזם קטן יחסית.
מדענים מצאו כי מבנה הספירלה הואתוצאה של תנועה לא יציבה של כוכבים הנובעת מדחיסה חזקה. בנוסף, יש לציין כי ככלל, ענקים חמים מרוכזים בזרועות ושם מצטברות המסות העיקריות של החומר המפוזר - אבק בין כוכבי וגז בין כוכבי. ניתן לראות את התופעה מהצד השני. אין ספק שצביר כוכבים דחוס מאוד בתהליך התפתחותו לא יוכל עוד לאבד את מידת הדחיסה שלו. המשמעות היא שגם המעבר ההפוך הוא בלתי אפשרי. כתוצאה מכך, אנו מסיקים שגלקסיות אליפטיות אינן יכולות להפוך לספירלה, ולהיפך, כי כך פועל הקוסמוס (היקום). במילים אחרות, שני סוגי צבירי הכוכבים הללו אינם שני שלבים שונים של התפתחות אבולוציונית אחת, אלא מערכות שונות לחלוטין. כל אחד מהסוגים הללו הוא דוגמה לנתיבים אבולוציוניים הפוכים עקב יחסי דחיסה שונים. ומאפיין זה, בתורו, תלוי בהבדל בסיבוב הגלקסיות. לדוגמה, אם מערכת כוכבים מקבלת מספיק סיבוב במהלך היווצרותה, אז היא יכולה לקבל צורה דחוסה, והיא תפתח זרועות ספירליות. אם מידת הסיבוב אינה מספקת, אז הגלקסיה תהיה פחות דחוסה, והענפים שלה לא יווצרו - זו תהיה צורה אליפטית קלאסית.
בין כוכבים אליפטיים לספירלייםמערכות, יש הבדלים אחרים. לפיכך, הסוג הראשון של גלקסיה עם רמת דחיסה נמוכה מאופיין בכמות קטנה (או היעדר מוחלט) של חומר מפוזר. יחד עם זאת, צבירי ספירלה בעלי רמת דחיסה גבוהה מכילים גם חלקיקי גז וגם אבק. מדענים מסבירים את ההבדל הזה באופן הבא. חלקיקי אבק וגז מתנגשים מעת לעת במהלך תנועתם. תהליך זה אינו גמיש. לאחר ההתנגשות, החלקיקים מאבדים חלק מהאנרגיה שלהם, וכתוצאה מכך הם מתיישבים בהדרגה באותם מקומות של מערכת הכוכבים שבהם יש הכי פחות אנרגיה פוטנציאלית.
אם התהליך המתואר לעיל מתרחש בצורה חזקהמערכת כוכבים דחוסה, אז חומר מפוזר צריך להתיישב במישור הראשי של הגלקסיה, מכיוון שכאן רמת האנרגיה הפוטנציאלית היא הקטנה ביותר. כאן נאספים גם חלקיקי גז ואבק. יתר על כן, החומר המפוזר מתחיל לנוע במישור הראשי של צביר הכוכבים. חלקיקים נעים כמעט במקביל במסלולים מעגליים. כתוצאה מכך, התנגשויות נדירות למדי כאן. אם הם מתרחשים, אז הפסדי האנרגיה אינם משמעותיים. מכאן נובע שהחומר אינו זז הלאה למרכז הגלקסיה, שם לאנרגיה הפוטנציאלית יש רמה נמוכה עוד יותר.
עכשיו בואו נשקול איך אליפסואידגָלַקסִיָה. מערכת כוכבים מסוג זה נבדלת בהתפתחות שונה לחלוטין של תהליך זה. כאן המישור הראשי אינו כלל אזור בולט עם רמה נמוכה של אנרגיה פוטנציאלית. ירידה חזקה בפרמטר זה מתרחשת רק בכיוון המרכזי של צביר הכוכבים. משמעות הדבר היא שאבק וגז בין כוכבים יימשכו למרכז הגלקסיה. כתוצאה מכך, צפיפות החומר המפוזר כאן תהיה גבוהה מאוד, הרבה יותר מאשר בפיזור מישור במערכת ספירלית. חלקיקי האבק והגז שנאספו במרכז ההצטברות יתחילו להתכווץ תחת פעולת כוח הכבידה, ובכך יווצרו אזור קטן בגודלו של חומר צפוף. מדענים מציעים שכוכבים חדשים מתחילים להיווצר מהעניין הזה בעתיד. מה שחשוב כאן הוא משהו אחר - ענן של גז ואבק, קטן בגודלו, הממוקם בליבה של גלקסיה דחוסה חלשה, אינו מאפשר לזהות את עצמו במהלך התצפית.
שקלנו שני סוגים עיקריים של כוכביםאשכולות - עם דחיסה חלשה וחזקה. עם זאת, ישנם גם שלבי ביניים כאשר הדחיסה של המערכת היא בין פרמטרים אלו. בגלקסיות כאלה, מאפיין זה אינו חזק מספיק כדי שחומר מפוזר יאסוף לאורך כל המישור הראשי של הצביר. ויחד עם זאת, הוא אינו חלש מספיק כדי שחלקיקי גז ואבק יתרכזו באזור הליבה. בגלקסיות כאלה, חומר מפוזר מתאסף למישור קטן שמתאסף סביב הליבה של צביר הכוכבים.
תת-סוג נוסף של גלקסיות ספירליות ידוע -זהו צביר כוכבים מסורג. הייחודיות שלו היא כדלקמן. אם במערכת ספירלה קונבנציונלית הזרועות יוצאות ישירות מהליבה בצורת דיסק, אז בסוג זה המרכז ממוקם באמצע הגשר הישר. והענפים של אשכול כזה מתחילים מהקצוות של הקטע הנתון. הן נקראות גם גלקסיות ספירליות מוצלבות. אגב, האופי הפיזי של הגשר הזה עדיין לא ידוע.
בנוסף, מדענים הצליחו למצוא אחרמבט על צבירי כוכבים. יש להם ליבה, כמו גלקסיות ספירליות, אבל אין להם זרועות. נוכחות ליבה מעידה על דחיסה חזקה, אך כל שאר הפרמטרים דומים למערכות אליפסואידיות. אשכולות כאלה נקראים עדשים. מדענים משערים שערפיליות אלו נוצרות כתוצאה מאובדן חומר מפוזר על ידי הגלקסיה הספירלית.
