År 1845 av den engelska astronomen Lord Rossupptäcktes en hel klass av spiraltåger. Deras natur etablerades först i början av 1900 -talet. Forskare har bevisat att dessa nebulosor är enorma stjärnsystem, liknande vår galax, men de är många miljoner ljusår från den.
Spiralgalaxer (bilderna visas i dettaartikel, visa egenskaperna hos deras struktur) i sitt utseende liknar de ett par tallrikar staplade ihop eller en bikonvex lins. De innehåller både en massiv stjärnskiva och en gloria. Den centrala delen, som visuellt liknar en utbuktning, brukar kallas en utbuktning. Och den mörka remsan (ett ogenomskinligt lager av det interstellära mediet) som löper längs skivan kallas interstellärt damm.
Spiralgalaxer betecknas vanligtvis med bokstaven S.Dessutom är det vanligt att dela dem efter graden av deras struktur. För att göra detta, lägg till bokstäverna a, b eller c i grundtecknet. Således motsvarar Sa en galax med en underutvecklad spiralstruktur, men med en stor kärna. Den tredje klassen - Sc - hänvisar till motsatta föremål, med en svag kärna och kraftfulla spiralgrenar. Vissa stjärnsystem i den centrala delen kan ha en stapel, som vanligtvis kallas en stapel. I detta fall läggs symbolen B till beteckningen. Vår galax tillhör en mellanliggande typ, utan bygel.
Platta skivliknande former förklaras av rotationstjärnkluster. Det finns en hypotes att i processen med galaxbildning hindrar centrifugalkraften det så kallade protogalaktiska molnet från att komprimera i riktningen vinkelrätt mot rotationsaxeln. Du bör också vara medveten om att arten av gasernas och stjärnornas rörelse inuti nebulosor inte är densamma: diffusa kluster roterar snabbare än gamla stjärnor. Till exempel, om den karakteristiska gasrotationshastigheten är 150-500 km / s, kommer halostjärnan alltid att röra sig långsammare. Bulger gjorda av sådana objekt kommer att ha en hastighet tre gånger långsammare än skivor.
Miljarder stjärnsystem som rör sig i sina egnabanor inom galaxer kan ses som en samling partiklar som bildar ett slags stjärngas. Och det som är mest intressant, dess egenskaper är mycket nära det för vanlig gas. Det kan tillämpas på begrepp som "partikelkoncentration", "densitet", "tryck", "temperatur". Analogen av den sista parametern här är den genomsnittliga energin för "kaotisk" rörelse av stjärnor. I roterande skivor som bildas av stjärngas kan vågor av en spiraltyp av sällsynt kompressionstäthet, nära ljudvågor, föröka sig. De kan cirkulera galaxen med en konstant vinkelhastighet i flera hundra miljoner år. De är ansvariga för bildandet av spiralgrenar. I det ögonblick när gasen komprimeras börjar processen med att bilda kalla moln, vilket leder till aktiv stjärnbildning.
I gloria och i elliptiska system är gasendynamisk, det vill säga het. Följaktligen är stjärnornas rörelse i en galax av denna typ kaotisk. Som ett resultat är den genomsnittliga skillnaden mellan deras hastigheter för rumsligt nära föremål flera hundra kilometer per sekund (hastighetsdispersion). För stjärngaser är hastighetsdispersionen vanligtvis 10-50 km / s; följaktligen är deras "grad" märkbart kall. Man tror att orsaken till denna skillnad ligger i de avlägsna tiderna (för mer än tio miljarder år sedan), då universums galaxer precis började bildas. De sfäriska komponenterna var de första som bildades.
Spiralvågor är densitetsvågor,som körs på en roterande skiva. Som ett resultat förskjuts alla stjärnor i en galax av denna typ på något sätt inuti sina grenar och kommer sedan ut därifrån. Den enda platsen där spiralarmarnas och stjärnornas hastigheter sammanfaller är i den så kallade korotationscirkeln. För övrigt är detta precis platsen där solen är. För vår planet är denna omständighet mycket gynnsam: Jorden existerar på en relativt lugn plats i galaxen, vilket resulterar i att den under många miljarder år inte upplever något särskilt inflytande av katastrofer i galaktisk skala.
Till skillnad från elliptiska formationer, varjespiralgalaxen (exempel kan ses på bilden som presenteras i artikeln) har sin egen unika smak. Om den första typen associeras med lugn, stationäritet, stabilitet, så är den andra typen dynamik, virvlar, rotationer. Kanske är det därför astronomer säger att kosmos (universum) är "häftigt". Strukturen i en spiralgalax innehåller en central kärna, från vilken vackra armar (grenar) kommer ut. De tappar gradvis konturer utanför sitt stjärnkluster. Ett sådant utseende kan inte annat än förknippas med en kraftfull, spännande rörelse. Spiralgalaxer kännetecknas av en mängd olika former och mönster av sina grenar.
Trots denna mångfald kunde forskareklassificera alla kända spiralgalaxer. Vi bestämde oss för att använda armarnas utvecklingsgrad och storleken på deras kärna som huvudparameter, och komprimeringsnivån, som onödig, bleknade i bakgrunden.
Edwin P.Hubble tilldelade Sa -klassen de spiralgalaxer som har underutvecklade grenar. Sådana kluster har alltid stora kärnor. Ofta är mitten av en galax i denna klass halva storleken på hela klustret. Dessa objekt kännetecknas av minst uttrycksfullhet. De kan till och med jämföras med elliptiska stjärnkluster. Oftast har spiralgalaxer i universum två armar. De ligger på motsatta kanter av kärnan. Grenar är vridna på ett symmetriskt, liknande sätt. När du rör dig bort från mitten minskar grenarnas ljusstyrka, och på ett visst avstånd upphör de att vara synliga överhuvudtaget, de går förlorade i klusterens perifera områden. Det finns dock föremål som har mer än två armar. Det är sant att en sådan struktur av galaxen är ganska sällsynt. Det är ännu mindre vanligt att hitta asymmetriska nebulosor, när en gren är mer utvecklad än den andra.
Underklass Sb enligt klassificeringen av Edwin P.Hubble har märkbart mer utvecklade vapen, men de har inte rika konsekvenser. Kärnorna är märkbart mindre än hos de första arterna. Den tredje underklassen (Sc) av spiralstjärnhopar innehåller föremål med högt utvecklade grenar, men deras centrum är relativt litet.
Forskare har funnit att spiralens struktur ärresultatet av den instabila rörelsen av stjärnor som härrör från stark komprimering. Dessutom bör det noteras att heta jättar som regel är koncentrerade i armarna och de huvudsakliga massorna av diffust material - interstellärt damm och interstellär gas - ackumuleras där. Detta fenomen kan ses från andra sidan. Det råder ingen tvekan om att ett starkt komprimerat stjärnkluster under sin utveckling inte längre kommer att kunna förlora sin komprimeringsgrad. Detta innebär att den motsatta övergången också är omöjlig. Som ett resultat drar vi slutsatsen att elliptiska galaxer inte kan förvandlas till en spiral, och vice versa, för det är så kosmos (universum) fungerar. Med andra ord är dessa två typer av stjärnhopar inte två olika stadier av en enda evolutionär utveckling, utan helt olika system. Var och en av dessa typer är ett exempel på motsatta evolutionära vägar på grund av olika kompressionsförhållanden. Och denna egenskap beror i sin tur på skillnaden i galaxernas rotation. Till exempel, om ett stjärnsystem får tillräckligt med rotation under sin bildning, kan det anta en komprimerad form, och det kommer att utveckla spiralarmar. Om rotationsgraden är otillräcklig kommer galaxen att vara mindre komprimerad och dess grenar kommer inte att bildas - det kommer att vara en klassisk elliptisk form.
Mellan elliptisk och spiralstjärnasystem, det finns andra skillnader. Således kännetecknas den första typen av galaxer med låg komprimeringsnivå av en liten mängd (eller fullständig frånvaro) av diffust material. Samtidigt innehåller spiralkluster med hög komprimering både gas- och dammpartiklar. Forskare förklarar denna skillnad enligt följande. Damm och gaspartiklar kolliderar regelbundet under deras rörelse. Denna process är oelastisk. Efter kollisionen förlorar partiklarna en del av sin energi, och som ett resultat bosätter de sig gradvis på de platser i stjärnsystemet där det finns minst potentiell energi.
Om processen som beskrivs ovan sker i en starkkomprimerat stjärnsystem, då bör diffust material bosätta sig på galaxens huvudplan, eftersom det är här som den potentiella energin är den minsta. Här samlas också gas- och dammpartiklar. Vidare börjar diffus materia röra sig i stjärnplanets huvudplan. Partiklar rör sig nästan parallellt i cirkulära banor. Som ett resultat är kollisioner ganska sällsynta här. Om de inträffar är energiförlusterna obetydliga. Det följer av detta att materia inte rör sig längre till galaxens centrum, där den potentiella energin har en ännu lägre nivå.
Låt oss nu överväga hur ellipsoidengalax. Ett stjärnsystem av denna typ kännetecknas av en helt annan utveckling av denna process. Här är huvudplanet inte alls en uttalad region med låg potentiell energi. En kraftig minskning av denna parameter sker endast i stjärngruppens centrala riktning. Detta innebär att interstellärt damm och gas kommer att attraheras till galaxens mitt. Som en konsekvens kommer densiteten av diffust material här att vara mycket hög, mycket mer än vid planspridning i ett spiralsystem. Partiklarna av damm och gas som samlas i mitten av ackumuleringen kommer att börja krympa under tyngdkraftens inverkan och därigenom bilda en liten zon med tätt material. Forskare föreslår att nya stjärnor börjar bildas från denna fråga i framtiden. Det som är viktigt här är något annat - ett moln av gas och damm, liten i storlek, beläget i kärnan i en svagt komprimerad galax, låter sig inte detekteras under observation.
Vi har övervägt två huvudtyper av stjärnorkluster - med en svag och med en stark komprimeringsnivå. Det finns dock också mellanstadier när komprimeringen av systemet är mellan dessa parametrar. I sådana galaxer är denna egenskap inte tillräckligt stark för att diffust material ska samlas längs hela huvudplanet i klustret. Och samtidigt är det inte tillräckligt svagt för att gas- och dammpartiklar ska koncentrera sig i kärnområdet. I sådana galaxer samlas diffust material i ett litet plan som samlas kring stjärnklyngens kärna.
En annan undertyp av spiralgalaxer är känd -det är ett spärrat stjärnkluster. Dess särart är följande. Om armarna i ett konventionellt spiralsystem går ut direkt från den skivformade kärnan, är i denna typ mitten belägen mitt i den raka bron. Och grenarna av ett sådant kluster börjar från ändarna av det givna segmentet. De kallas också korsade spiralgalaxer. Förresten är den här broens fysiska karaktär fortfarande okänd.
Dessutom lyckades forskare hitta en annanvy över stjärnkluster. De har en kärna, som spiralgalaxer, men de har inga armar. Närvaron av en kärna indikerar stark komprimering, men alla andra parametrar liknar ellipsoida system. Sådana kluster kallas lentikulära. Forskare spekulerar i att dessa nebulosor bildas som ett resultat av förlusten av diffust material från spiralgalaxen.
