In 1845 door de Engelse astronoom Lord Rosser werd een hele klasse spiraalvormige nevels ontdekt. Hun aard werd pas aan het begin van de twintigste eeuw vastgesteld. Wetenschappers hebben bewezen dat deze nevels enorme sterrenstelsels zijn, vergelijkbaar met onze Melkweg, maar er zijn vele miljoenen lichtjaren van verwijderd.
Spiraalstelsels (foto's hierin getoondartikel, demonstreren de kenmerken van hun structuur) in hun uiterlijk lijken ze op een paar op elkaar gestapelde platen of een biconvexe lens. Ze bevatten zowel een enorme stellaire schijf als een halo. Het centrale deel, dat visueel op een uitstulping lijkt, wordt meestal een uitstulping genoemd. En de donkere streep (een ondoorzichtige laag van het interstellaire medium) langs de schijf wordt interstellair stof genoemd.
Spiraalstelsels worden meestal aangeduid met de letter S. Bovendien zijn ze meestal verdeeld volgens de mate van structuur. Om dit te doen, voegt u de letters a, b of c toe aan het basisteken. Sa komt dus overeen met een sterrenstelsel met een onderontwikkelde spiraalstructuur, maar met een grote kern. De derde klasse - Sc - verwijst naar tegenovergestelde objecten, met een zwakke kern en krachtige spiraaltakken. Sommige sterrenstelsels hebben mogelijk een balk in het centrale deel, die gewoonlijk een balk wordt genoemd. In dit geval wordt aan de aanduiding het symbool B toegevoegd.Onze Galaxy behoort tot een tussenliggend type, zonder jumper.
Platte schijfachtige vormen verklaard door rotatiesterclusters. Er is een hypothese dat tijdens het proces van melkwegvorming de middelpuntvliedende kracht verhindert dat de zogenaamde protogalactische wolk samendrukt in de richting loodrecht op de rotatieas. U moet zich er ook van bewust zijn dat de aard van de beweging van gassen en sterren in nevels niet hetzelfde is: diffuse clusters roteren sneller dan oude sterren. Als de karakteristieke gasrotatiesnelheid bijvoorbeeld 150-500 km / s is, zal de halo-ster altijd langzamer bewegen. En uitstulpingen gemaakt van dergelijke objecten hebben een snelheid die drie keer langzamer is dan schijven.
Miljarden sterrenstelsels bewegen in hun eigen bewegingbanen in sterrenstelsels kunnen worden gezien als een verzameling deeltjes die een soort stellair gas vormen. En wat het meest interessant is, de eigenschappen ervan liggen heel dicht bij die van gewoon gas. Het kan worden toegepast op begrippen als "deeltjesconcentratie", "dichtheid", "druk", "temperatuur". De analoog van de laatste parameter is hier de gemiddelde energie van de "chaotische" beweging van sterren. In roterende schijven gevormd door stellair gas, kunnen golven van een spiraalvormig type verdunning-compressiedichtheid, dicht bij geluid, zich voortplanten. Ze zijn in staat om de melkweg gedurende enkele honderden miljoenen jaren met een constante hoeksnelheid te cirkelen. Ze zijn verantwoordelijk voor de vorming van spiraalvormige takken. Op het moment dat gas wordt gecomprimeerd, begint het proces van vorming van koude wolken, wat leidt tot actieve stervorming.
In halo- en elliptische systemen is het gasdynamisch, dat wil zeggen, heet. Dienovereenkomstig is de beweging van sterren in een sterrenstelsel van dit type chaotisch. Als gevolg hiervan is het gemiddelde verschil tussen hun snelheden voor ruimtelijk nabije objecten enkele honderden kilometers per seconde (snelheidsverspreiding). Voor stellaire gassen is de snelheidsdispersie gewoonlijk 10-50 km / s; dienovereenkomstig is hun "graad" merkbaar koud. Er wordt aangenomen dat de reden voor dit verschil ligt in die verre tijden (meer dan tien miljard jaar geleden), toen de sterrenstelsels van het heelal zich net begonnen te vormen. De bolvormige componenten waren de eersten die zich vormden.
Spiraalgolven zijn dichtheidsgolven,die draaien op een draaiende schijf. Als gevolg hiervan worden alle sterren van een sterrenstelsel van dit type op de een of andere manier in hun takken gedwongen en komen ze daar weer uit. De enige plaats waar de snelheden van de spiraalarmen en sterren samenvallen, is in de zogenaamde corotatiecirkel. Dit is trouwens precies de plek waar de zon staat. Voor onze planeet is deze omstandigheid zeer gunstig: de aarde bevindt zich op een relatief rustige plek in de melkweg, als gevolg daarvan ondervindt ze gedurende vele miljarden jaren geen enkele bijzondere invloed van cataclysmen op galactische schaal.
In tegenstelling tot elliptische formaties, elkspiraalstelsel (voorbeelden zijn te zien op de foto in het artikel) heeft zijn eigen unieke smaak. Als het eerste type wordt geassocieerd met kalmte, stationariteit, stabiliteit, dan is het tweede type dynamiek, wervelingen, rotaties. Misschien is dit de reden waarom astronomen zeggen dat de kosmos (universum) "hectisch" is. De structuur van een spiraalstelsel omvat een centrale kern, waaruit prachtige armen (takken) tevoorschijn komen. Ze verliezen geleidelijk de contouren buiten hun sterrenhoop. Zo'n verschijning kan niet anders dan geassocieerd worden met een krachtige, onstuimige beweging. Spiraalstelsels worden gekenmerkt door een verscheidenheid aan vormen en patronen van hun takken.
Ondanks deze diversiteit konden wetenschappers dat welclassificeer alle bekende spiraalstelsels. We besloten om de mate van ontwikkeling van de armen en de grootte van hun kern als de belangrijkste parameter te gebruiken, en het compressieniveau, als onnodig, vervaagde naar de achtergrond.
Tegen Edwin P.Hubble heeft die spiraalstelsels toegewezen aan de Sa-klasse die onderontwikkelde takken hebben. Dergelijke clusters hebben altijd grote kernen. Vaak is het centrum van een sterrenstelsel van deze klasse half zo groot als het hele cluster. Deze objecten worden gekenmerkt door de minste zeggingskracht. Ze kunnen zelfs worden vergeleken met elliptische sterclusters. Meestal hebben spiraalstelsels in het heelal twee armen. Ze bevinden zich aan tegenoverliggende randen van de kern. Takken worden op een symmetrische, vergelijkbare manier losgedraaid. Als je weggaat van het midden, neemt de helderheid van de takken af, en op een bepaalde afstand zijn ze helemaal niet meer zichtbaar, gaan ze verloren in de perifere gebieden van het cluster. Er zijn echter objecten met meer dan twee armen. Toegegeven, zo'n structuur van de melkweg is vrij zeldzaam. Het is zelfs nog minder gebruikelijk om asymmetrische nevels te vinden wanneer de ene tak meer ontwikkeld is dan de andere.
Subklasse Sb volgens de classificatie van Edwin P. De Hubble heeft merkbaar meer ontwikkelde armen, maar ze missen rijke vertakkingen. De kernen zijn merkbaar kleiner dan bij de eerste soort. De derde subklasse (Sc) van spiraalvormige sterclusters omvat objecten met sterk ontwikkelde takken, maar hun centrum is relatief klein.
Wetenschappers hebben ontdekt dat de structuur van de spiraal dat ishet resultaat van de onstabiele beweging van sterren als gevolg van sterke compressie. Bovendien moet worden opgemerkt dat in de regel hete reuzen zich in de armen concentreren en dat de belangrijkste massa's van diffuse materie - interstellair stof en interstellair gas - zich daar ophopen. Dit fenomeen is van de andere kant te zien. Het lijdt geen twijfel dat een sterk gecomprimeerde sterrenhoop in de loop van zijn evolutie zijn verdichtingsgraad niet meer zal verliezen. Dit betekent dat de tegenovergestelde overgang ook niet mogelijk is. Als gevolg hiervan concluderen we dat elliptische sterrenstelsels niet in een spiraal kunnen veranderen, en vice versa, omdat dit is hoe de kosmos (het heelal) werkt. Met andere woorden, sterclusters van deze twee typen zijn niet twee verschillende stadia van een enkele evolutionaire ontwikkeling, maar totaal verschillende systemen. Elk van deze typen is een voorbeeld van tegengestelde evolutionaire paden vanwege verschillende compressieverhoudingen. En dit kenmerk hangt op zijn beurt af van het verschil in rotatie van de sterrenstelsels. Als een sterrenstelsel bijvoorbeeld voldoende rotatie krijgt tijdens zijn vorming, kan het een samengedrukte vorm aannemen en zal het spiraalarmen ontwikkelen. Als de mate van rotatie onvoldoende is, zal het sterrenstelsel minder gecomprimeerd zijn en zullen de takken zich niet vormen - het zal een klassieke elliptische vorm hebben.
Tussen elliptisch en spiraalvormig stellairsystemen zijn er andere verschillen. Het eerste type melkwegstelsel met een lage compressie wordt dus gekenmerkt door een kleine hoeveelheid (of volledige afwezigheid) van diffuse materie. Tegelijkertijd bevatten spiraalclusters met een hoge compressie zowel gas- als stofdeeltjes. Wetenschappers verklaren dit verschil als volgt. Stof- en gasdeeltjes botsen periodiek tijdens hun beweging. Dit proces is niet elastisch. Na de botsing verliezen de deeltjes een deel van hun energie, en als gevolg daarvan bezinken ze geleidelijk op die plaatsen van het sterrenstelsel waar er de minste potentiële energie is.
Als het hierboven beschreven proces plaatsvindt in een sterksamengeperst stellair systeem, dan zou diffuse materie zich op het hoofdvlak van de melkweg moeten nestelen, omdat hier het niveau van potentiële energie het laagst is. Ook hier verzamelen gas- en stofdeeltjes. Verder begint de diffuse materie te bewegen in het hoofdvlak van de sterrenhoop. Deeltjes bewegen bijna parallel in cirkelvormige banen. Hierdoor zijn botsingen hier vrij zeldzaam. Als ze toch optreden, zijn de energieverliezen onbeduidend. Hieruit volgt dat materie niet verder naar het centrum van de melkweg beweegt, waar de potentiële energie een nog lager niveau heeft.
Laten we nu eens kijken hoe de ellipsoïdeheelal. Een sterrensysteem van dit type onderscheidt zich door een geheel andere ontwikkeling van dit proces. Hier is het hoofdvlak helemaal geen uitgesproken gebied met een laag niveau van potentiële energie. Een sterke afname van deze parameter vindt alleen plaats in de centrale richting van de sterrenhoop. Dit betekent dat interstellair stof en gas naar het centrum van de melkweg worden aangetrokken. Als gevolg hiervan zal de dichtheid van diffuse materie hier erg hoog zijn, veel meer dan bij vlakke verstrooiing in een spiraalstelsel. De stof- en gasdeeltjes die in het midden van de accumulatie zijn verzameld, zullen beginnen te krimpen onder invloed van de zwaartekracht, waardoor ze een kleine zone van dichte materie vormen. Wetenschappers suggereren dat er in de toekomst nieuwe sterren uit deze materie ontstaan. Een ander ding is hier belangrijk: een wolk van gas en stof, klein van formaat, gelegen in de kern van een zwak gecomprimeerd sterrenstelsel, laat zichzelf niet detecteren tijdens observatie.
We hebben twee soorten sterren overwogenclusters - met zwakke en sterke compressie. Er zijn echter ook tussenstadia wanneer de compressie van het systeem zich tussen deze parameters bevindt. In dergelijke sterrenstelsels is deze eigenschap niet sterk genoeg om diffuse materie te laten verzamelen langs het hele hoofdvlak van de cluster. En tegelijkertijd is het niet zwak genoeg dat gas- en stofdeeltjes zich in het kerngebied concentreren. In dergelijke sterrenstelsels verzamelt diffuse materie zich in een klein vlak dat zich rond de kern van de sterrenhoop verzamelt.
Een ander subtype van spiraalvormige sterrenstelsels is bekend -het is een gestreepte sterrenhoop. Zijn eigenaardigheid is als volgt. Als bij een conventioneel spiraalsysteem de armen rechtstreeks uit de schijfvormige kern komen, dan bevindt het midden zich bij dit type in het midden van een rechte brug. En de takken van zo'n cluster beginnen vanaf de uiteinden van dit segment. Ze worden ook wel sterrenstelsels met gekruiste spiralen genoemd. Overigens is de fysieke aard van dit schot nog onbekend.
Bovendien konden wetenschappers een andere vindenweergave van sterrenhopen. Ze worden gekenmerkt door een kern, zoals spiraalstelsels, maar ze hebben geen armen. De aanwezigheid van een kern duidt op sterke compressie, maar alle andere parameters lijken op ellipsoïdale systemen. Dergelijke clusters worden lenticulair genoemd. Wetenschappers suggereren dat deze nevels worden gevormd als gevolg van het verlies van diffuse materie door het spiraalstelsel.
