En galakse er et stort sett med stjerner , systemer , stjernehoper og assosiasjoner , gasser og støv (som danner det interstellare mediet ), knyttet sammen av den gjensidige tyngdekraften . [1] [2] Navnet stammer fra det greske γαλαξίας ( galaxìas ), som betyr " av melk , melkeaktig "; det er en klar hentydning til Melkeveien , galaksen par excellence, som solsystemet er en del av .
Galakser er enorme objekter med ekstremt varierende dimensjoner; de spenner fra de minste dverggalaksene , som inneholder noen få hundre millioner stjerner, [3] til gigantiske galakser som inneholder et antall stjerner i størrelsesorden hundre billioner, [4] som kretser rundt et felles massesenter .
Ikke alle massive selvgraviterende stjernesystemer kalles galakser; den nedre dimensjonsgrensen, konvensjonelt, for definisjonen av en galakse er en masserekkefølge på 10 6 solmasser , et kriterium som kulehoper og andre stjernehoper ikke er galakser for. En øvre grense er ikke definert, alle galaksene som er observert overskrider imidlertid ikke en maksimal størrelse på rundt 10 13 solmasser.
Galakser har blitt kategorisert i henhold til deres tilsynelatende form (eller visuelle morfologi) i tre hovedtyper: elliptiske , [5] spiralformede og uregelmessige (eller særegne) . Elliptiske galakser er den enkleste formen, er blottet for strukturer bortsett fra lysstyrkegradienten fra sentrum til periferi, fremstår visuelt som mykkantede ellipser med varierende ellipsitet , og er faktisk ellipsoider . Spiralgalakser, derimot, har en diskoid form på planet som spiralstrukturer utvikler seg som forgrener seg fra en sentral bule kalt kjernen . De kan komme til vår observasjon fra alle vinkler. Galakser med uregelmessig eller uvanlig form kalles særegne galakser . Disse morfologiske kategoriene er igjen delt inn i ytterligere underkategorier, og det er også diskoide galakser med noen mellomliggende egenskaper mellom elliptiske og spiralgalakser.
Formen til galakser påvirkes av eksterne faktorer, det vil si av tilstedeværelsen av andre galakser. Uregelmessige galakser er vanligvis et resultat av deformasjoner produsert av tidevannsinteraksjoner med nabogalakser eller ved kollisjoner. Hvis interaksjonene er spesielt intense, for eksempel mellom galaktiske strukturer svært nær hverandre, kan sammenslåingen av to galakser finne sted, noe som kan resultere i dannelsen av en uregelmessig galakse . [6] Kollisjonen mellom to galakser kan gi opphav til intense stjerneutbrudd .
Galakser er også forskjellige i farge, som er relatert til den rådende populasjonen av stjerner, og deres tilsynelatende form kan virke forskjellig avhengig av bølgelengden til det elektromagnetiske spekteret de observeres i: for eksempel kan en uregelmessig galakse vise områder og strukturer som vises i infrarød eller ultrafiolett og som får den til å se annerledes ut når den ses i disse bølgelengdene enn formen i synlig lys .
Galakser er de mest tallrike objektene i det observerbare universet . Den siste beregningen anslår antallet til rundt 200 milliarder (2 × 10 11 ). [7]
I det synlige observerbare universet er det absolutt mer enn 2 milliarder (2 000 milliarder) galakser takket være observasjonene publisert i oktober 2016 [8] som overgår det tidligere estimatet av Hubble Ultra Deep-feltet (som beregnet ca. 100 opp til 400 milliarder kl. mest) [9] ifølge nye estimater vil imidlertid det hypotetiske antallet galakser i universet ekstrapolert fra strukturen til den såkalte kosmiske optiske bakgrunnen som er kjent til dags dato, bare være en brøkdel med et høyere antall på minst én eller to størrelsesordener (som de for øyeblikket ikke ville tillate oss å nummerere dem siden bare å telle dem selv ved hjelp av kunstig intelligens ville overskride varigheten av menneskelig liv) og videre omtrent ytterligere 90 % av galaksene i det observerbare universet ville resultere iht. statistiske estimater som ikke kan påvises med teleskopene vi har i dag, fortsatt for lite kraftige. [10] De fleste av dem har en diameter mellom 1 000 og 100 000 parsecs [4] og er vanligvis atskilt med avstander i størrelsesorden millioner parsecs (megaparsecs, Mpc). [11] Det intergalaktiske rommet er delvis fylt av en svært tynn gass, hvis tetthet er mindre enn ett atom per kubikkmeter . I de fleste tilfeller er galakser ordnet i universet organisert i henhold til presise assosiative hierarkier, fra de minste assosiasjonene, dannet av noen galakser, til klynger , som også kan dannes av tusenvis av galakser. Disse strukturene er på sin side assosiert i de mest massive galaktiske superklyngene . Disse store strukturene er vanligvis arrangert innenfor enorme strømmer (som den såkalte Great Wall ) og filamenter , som omgir enorme tomrom i universet . [12]
Selv om det ennå ikke er fullt ut forstått, ser mørk materie ut til å utgjøre omtrent 90 % av massen til de fleste spiralgalakser, mens det for elliptiske galakser antas at denne prosentandelen er lavere, og varierer mellom 0 og rundt 50 % [13] . Dataene fra observasjonene tyder på at supermassive sorte hull eksisterer i sentrum av mange galakser, men ikke alle ; tilstedeværelsen av disse enestående objektene ville forklare aktiviteten til kjernen til de såkalte aktive galaksene . Deres tilstedeværelse betyr imidlertid ikke nødvendigvis at galaksen som er vert for dem er aktiv, siden Melkeveien også mest sannsynlig skjuler et massivt svart hull kalt Sagittarius A * i kjernen . [14]
Ordet "galakse" stammer fra den greske betegnelsen for Melkeveien, Γαλαξίας ( Galaxìas ) nettopp, som betyr " melkeaktig ", eller også κύκλος γαλακτικός ( kyklos galaktikòs som betyr " galaktikòs "). Navnet stammer fra en ganske kjent episode av gresk mytologi . Zevs , som ble forelsket i Alcmena , etter å ha antatt trekkene til mannen hennes, kongen av Trezene Amphitryon , hadde et forhold til henne, som ble gravid. Fra forholdet ble født Herakles , som Zevs bestemte seg for å plassere, så snart han ble født, i livmoren til sin kone Hera mens hun sov, slik at barnet kunne drikke hennes guddommelige melk for å bli udødelig. Hera våknet under ammingen og skjønte at hun matet en ukjent baby: hun avviste deretter babyen og melken, drysset fra brystene , sprutet bort og skulle fukte nattehimmelen; I følge de gamle grekerne ville det klare lysbåndet kjent som "Melkeveien" ha dannet seg på denne måten . [15]
Da William Herschel kompilerte sin katalog over objekter med dyp himmel , brukte han begrepet spiraltåke for å beskrive egenskapene til noen objekter som ser tåkete ut, for eksempel Andromedagalaksen ; disse "tåkene" ble senere gjenkjent, da deres avstand begynte å bli oppdaget, som enorme agglomerasjoner av stjerner utenfor Melkeveien; dermed oppsto teorien om "øyuniverser". Imidlertid falt denne teorien snart ut av bruk, siden "univers" betydde hele rommet, med alle observerbare objekter inni, så begrepet galakse ble foretrukket . [16] Faktisk, fra et strengt etymologisk synspunkt , er begrepene "galakse" og "Melkeveien" analoge.
Amatørobservasjonen av galakser, sammenlignet med andre dype himmelobjekter, vanskeliggjøres av to hovedfaktorer: A) den svært store avstanden som skiller oss fra dem, som sørger for at bare de nærmeste er synlige med relativ letthet, derfor deres overfladisk lysstyrke , generelt veldig svak. B) mange av galaksene nærmest oss er små dverggalakser , kun dannet av noen få millioner stjerner, [17] kun synlige med et kraftig teleskop (og det er ingen tilfeldighet at mange av disse først har blitt oppdaget i nyere tid [18 ) ] ).
I tillegg til Melkeveien, galaksen som vårt solsystem befinner seg innenfor , er bare tre andre synlige for det blotte øye : Magellanske skyer ( store og små magellanske skyer ), som bare er synlige fra den sørlige halvkule av planeten vår , vises som uregelmessige flekker, nesten løsrevne fragmenter av Melkeveien, hvis lysende sti går et lite stykke unna; de er to veldig nære galakser som går i bane rundt vår; blant de gigantiske galaksene, derimot, er den eneste som er synlig for det blotte øye Andromedagalaksen , som hovedsakelig kan observeres fra jordens nordlige halvkule . Det er den gigantiske galaksen nærmest oss og også det fjerneste objektet som er synlig for det blotte øye: det fremstår som en langstrakt klar glorie, blottet for detaljer. Trekantgalaksen , en mellomstor spiralgalakse litt lenger unna Andromeda, er allerede usynlig for det blotte øye, og avslører seg bare med kikkert på klare netter. Blant galaksene nær vår lokale gruppe er noen bemerkelsesverdige i retning av stjernebildet Ursa Major ( M82 og M81 ), [19] , men de er allerede synlige bare med et amatørteleskop .
Etter oppdagelsen, i de tidlige tiårene av det tjuende århundre , at de såkalte spiraltåkene var forskjellige enheter (kalt galakser eller øyuniverser ) fra Melkeveien, ble det utført en rekke observasjoner med sikte på å studere disse objektene , hovedsakelig ved bølgelengdene av lys synlig . Strålingstoppen for de fleste stjernene faller faktisk innenfor dette området; derfor utgjorde observasjonen av stjernene som danner galaksene nesten hele den optiske astronomi . Ved de synlige bølgelengdene er det mulig å observere H II-områdene (bestående av ionisert gass) optimalt for å undersøke fordelingen av støv i armene til spiralgalakser.
Det kosmiske støvet, som er tilstede i det interstellare mediet , er imidlertid ugjennomsiktig for synlig lys, mens det allerede er mer gjennomsiktig for det fjerne infrarøde området , brukt til å observere i detalj de indre områdene til gigantiske molekylære skyer, setet for intens stjernedannelse og galaktikken. sentre. [20] Infrarød brukes også til å observere fjernere galakser, som viser en høy rødforskyvning ; de fremstår for oss slik de må ha dukket opp kort tid etter at de ble dannet, i de tidlige stadiene av universets utvikling. Men siden vanndamp og karbondioksid fra atmosfæren vår absorberer en betydelig del av den nyttige delen av det infrarøde spekteret, brukes kun teleskoper i store høyder eller i rombane til infrarøde observasjoner .
Den første studien på galakser, spesielt på aktive galakser, som ikke er basert på frekvensene til det synlige, ble utført gjennom radiofrekvenser ; atmosfæren er faktisk nesten helt gjennomsiktig for radiobølger med frekvens mellom 5 MHz og 30 GHz ( ionosfæren blokkerer signalene under dette båndet). [21] Store radiointerferometre har blitt brukt for å kartlegge jetstrålene som sendes ut av kjernene til aktive galakser. Radioteleskoper er i stand til å observere nøytralt hydrogen, potensielt inkludert ikke-ionisert materie fra det tidlige universet som senere kollapset til galakser. [22]
Røntgen- og ultrafiolettteleskoper kan også observere høyenergetiske galaktiske fenomener . En intens ultrafiolett fakkel ble observert i 2006 da en stjerne fra en fjern galakse ble fanget opp av det sterke gravitasjonsfeltet til et svart hull. [23] Fordelingen av varm gass i galaksehoper kan kartlegges gjennom røntgenstråler; til slutt ble eksistensen av supermassive sorte hull i kjernene til galakser bekreftet nøyaktig gjennom røntgenastronomi. [24]
Oppdagelsen av at solen er inne i en galakse, og at det finnes utallige andre galakser, er nært knyttet til oppdagelsen av Melkeveiens sanne natur .
Før fremkomsten av teleskopet var fjerne objekter som galakser helt ukjente, gitt deres lave lysstyrke og store avstand. For klassiske sivilisasjoner kunne bare et klart punkt være kjent i retning av stjernebildet Andromeda (det som lenge ble kalt "Andromedas store sky"), lett synlig for det blotte øye, men hvis natur var helt ukjent. De to magellanske skyene, de andre galaksene som er synlige for det blotte øye, hadde en for sørlig deklinasjon til å kunne observeres fra de tempererte boreale breddegrader. De ble sikkert observert av befolkningen på den sørlige halvkule, men fra deres side er det få skriftlige referanser. [25]
Det første forsøket på å katalogisere det som den gang ble kalt "tåkede gjenstander" dateres tilbake til begynnelsen av det syttende århundre , av sicilianske Giovan Battista Hodierna , som inkluderte i sin katalog De Admirandis Coeli Characteribus fra 1654 også noen av de som senere skulle bli kalt. "galakser". [26] Mot slutten av 1700-tallet komponerte den franske astronomen Charles Messier en katalog over de 109 lyseste tåkene, kort tid etterfulgt av en katalog, som inkluderte ytterligere 5000 tåker, satt sammen av engelskmannen William Herschel . Herschel var også den første som forsøkte å beskrive formen til Melkeveien og posisjonen til solen i den; i 1785 foretok han en omhyggelig telling av antall stjerner i seks hundre forskjellige områder av himmelen på den nordlige halvkule; han la merke til at stjernetettheten økte når man nærmet seg et bestemt område av himmelen, sammenfallende med sentrum av Melkeveien , i stjernebildet Skytten . Hans sønn John gjentok deretter målingene på den sørlige halvkule, og kom til de samme konklusjonene. [27] Herschel senior tegnet deretter et diagram over formen til galaksen, men tok feilaktig i betraktning Solen nær sentrum.
I 1845 bygde William Parsons et nytt teleskop som tillot ham å skille elliptiske galakser fra spiralgalakser; han var også i stand til å skille punktlignende lyskilder (eller stjerner ) i noen av disse tåkene, noe som ga troverdighet til hypotesen til den tyske filosofen Immanuel Kant , som mente at noen tåker faktisk var galakser som var forskjellige fra Melkeveien. [28] Til tross for dette ble ikke galakser universelt akseptert som separate enheter fra Melkeveien før Edwin Hubble endelig løste problemet tidlig på 1920 -tallet . [29]
I 1917 observerte Heber Curtis supernovaen S Andromedae inne i "Den store Andromedatåken" ( M31 ); Deretter søkte han nøye i de fotografiske postene og oppdaget elleve andre. Curtis bestemte at den tilsynelatende størrelsen på disse objektene var 10 ganger mindre enn hva objekter innenfor Melkeveien når. Som et resultat beregnet han at "tåken" må være i en avstand på omtrent 150 000 parsecs ; Curtis ble dermed tilhenger av teorien om "øyuniverser", som slo fast at spiraltåkene faktisk var galakser som ligner på vår, men atskilte. [30] I 1920 fant den store debatten sted mellom Harlow Shapley og Heber Curtis om Melkeveiens natur, spiraltåkene og universets generelle dimensjoner . For å støtte hypotesen om at den store Andromedatåken faktisk var en ytre galakse, pekte Curtis på tilstedeværelsen av mørke flekker, lokalisert i det galaktiske planet til Andromeda, lik de mørke tåkene som kan observeres i Melkeveien, og bemerket også den bemerkelsesverdige forskyvningen av galaksen i henhold til Doppler-effekten . [31]
Problemet ble definitivt løst av Edwin Hubble på begynnelsen av 1920 -tallet , takket være bruken av det nye og kraftigere Hooker-teleskopet , plassert ved Mount Wilson-observatoriet . [29] Den amerikanske vitenskapsmannen var i stand til å løse de ytre delene av noen spiraltåker som sett med stjerner, og blant dem identifiserte han noen Cepheid-variabler , som hjalp ham med å beregne avstanden til disse tåkene: disse viste seg å være for fjerne til å være en del av Melkeveien. [32] I 1936 utviklet Hubble selv et klassifiseringssystem for galakser som fortsatt brukes i dag: Hubble-sekvensen . [33]
Klassifiseringsskjemaet til Hubble-sekvensen er basert på den visuelle morfologien til galakser; de er delt inn i tre hovedtyper: elliptiske, spiralformede og uregelmessige. Siden denne sekvensen utelukkende er basert på rent visuelle morfologiske observasjoner, tar den ikke hensyn til noen av de viktigste egenskapene til galakser, slik som stjernedannelseshastigheten til stjerneutbruddsgalakser og aktiviteten i kjernen til aktive galakser . [6]
Hubble-klassifiseringssystemet betrakter galakser som "elliptiske" (angitt med bokstaven "E") på grunnlag av deres elliptiske , det vil si deres mer eller mindre langstrakte sfæriske utseende; måleskalaen starter fra klasse E0, som indikerer galakser med et nesten sfærisk aspekt, til klasse E7, sterkt langstrakt. Disse galaksene har en ellipseformet profil , som gir dem et mer eller mindre elliptisk utseende avhengig av synsvinkelen. På overflaten viser de få detaljer og har vanligvis relativt lite interstellar materie i seg . Følgelig har disse galaksene et lite antall åpne klynger og lav stjernedannelse; faktisk de består av generelt ganske gamle og utviklede stjerner , som kretser rundt et felles tyngdepunkt i tilfeldige retninger. Disse egenskapene gjør at de delvis ligner mye mindre kulehoper . [34]
De mest massive galaksene kalles gigantiske elliptiske linjer . Mange elliptiske galakser antas å ha blitt dannet på grunn av interaksjoner mellom galakser , som ender i kollisjon og påfølgende sammenslåing av den ene til den andre; som en konsekvens av dette kan de vokse i størrelse til de når diameteren til spiralgalakser, men med et mye høyere antall stjerner. Gigantiske elliptiske galakser er ofte til stede i sentrum av store klynger av galakser, hvorav de ofte utgjør de mest massive komponentene, hvor interaksjoner mellom individuelle galakser kan forekomme hyppigere. [35] Starburst - galakser er et resultat av galaktiske kollisjoner som kan gi opphav til en elliptisk galakse. [34]
Spiralgalakser består av en skive av stjerner og interstellar materie som roterer rundt et senter, som i sammensetning og egenskaper ligner på en elliptisk galakse, ved at den er sammensatt av stjerner som vanligvis er av høy alder. [36] Utenfor midten, kalt bulen (eller sentral bule), er de relativt lyse spiralarmene. I Hubble-klassifiseringsskjemaet er spiralgalakser indikert med bokstaven S , etterfulgt av små bokstaver a , b eller c , som indikerer graden av tykkelse på spiralarmene og størrelsen på den sentrale bulen. En galakse av typen Sa har svært godt innpakket og dårlig definerte armer og en relativt stor sentral kjerne; omvendt har en galakse av Sc -typen veldefinerte armer og en veldig liten sentral bule. [36]
I spiralgalakser har armene et mønster som ligner på en logaritmisk spiral , en figur som teoretisk kan vises som et resultat av en forstyrrelse i den jevne rotasjonen av massen til stjernene. I likhet med stjernene roterer spiralarmene rundt midten, men med en vinkelhastighet som varierer fra punkt til punkt: dette betyr at stjernene passerer innenfor og utenfor spiralarmene, og deres omdreiningshastighet avtar i stjernene som er i områdene utenfor armene, mens det er raskere for stjernene som er innenfor. [36] Spiralarmene antas å være områder med høy tetthet av materie, eller snarere tetthetsbølger . Når stjernene beveger seg gjennom armen, blir romhastigheten til hver av dem modifisert av gravitasjonskreftene til den høyere tettheten; denne hastigheten avtar når stjernene kommer ut av spiralarmen. Denne "bølge"-effekten kan sammenlignes med et trafikkert trafikkpunkt på en motorvei, med biler som er tvunget til å bremse ned på visse punkter. Armene er faktisk synlige på grunn av deres høye tetthet, som også letter stjernedannelsen , og skjuler ofte unge og klare stjerner i dem. [37] [38]
En god del spiralgalakser viser en lineær stangformet stjernestruktur som går gjennom kjernen, hvorfra spiralarmene forgrener seg. [39] I Hubble-klassifiseringen er disse galaksene indikert med forkortelsen SB , ledsaget av de små bokstavene a , b eller c , som indikerer formen og viklingen til spiralarmene på samme måte som vanlige spiralgalakser er klassifisert. Astrofysikere mener at stengene er midlertidige strukturer som dannes som et resultat av en tetthetsbølge som stråler i motsatte retninger fra kjernen, eller er et resultat av tidevannskrefter med en annen galakse. [40] Mange sperrede spiralgalakser er aktive, muligens på grunn av kanalisering av gasser inn i kjernen langs armene. [41]
Vår galakse, Melkeveien er en stor spiralgalakse, [37] [42] med en diameter på rundt 100 000 lysår (30 kpc ) og en tykkelse på rundt 3 000 lysår (1 kpc); den inneholder rundt 200 milliarder stjerner (2 × 10 11 ) [43] og har en totalmasse på rundt 600 milliarder (6 × 10 11 ) solmasser . [38] [44]
De såkalte særegne galaksene er formasjoner som utvikler uvanlige egenskaper, på grunn av samspillet og tidevannskreftene til andre galakser. Et eksempel på denne klassen av objekter er ringgalaksen , som har en ringformet struktur av stjerner og et interstellart medium som omgir en sentral stang. En ringgalakse antas å dannes når en mindre galakse passerer gjennom kjernen av en spiralgalakse. [45] Sannsynligvis skjedde en hendelse som dette i Andromedagalaksen , som, sett i infrarødt , viser en struktur med flere ringer. [46]
En linseformet galakse er derimot en mellomform som har både egenskapene til elliptiske galakser og spiralgalaksens egenskaper. De er klassifisert i henhold til Hubble-sekvensen med akronymet S0 og har udefinerte spiralarmer, med en elliptisk glorie av stjerner. [47]
I tillegg til disse to klassene er det et stort utvalg av galakser som ikke kan klassifiseres som verken elliptiske eller spiralformede: disse galaksene blir vanligvis referert til som irregulære galakser . En Irr-I-galakse har noen strukturer som ikke kan samsvare med Hubble-skjemaet; en Irr-II-galakse har derimot ikke engang en struktur som ligner Hubble-sekvensen, fordi de kunne blitt ødelagt av ulike interaksjoner. [48] Et eksempel på uregelmessige galakser nær galaksen vår er de to magellanske skyene .
Til tross for den tilsynelatende utbredelsen av store elliptiske eller spiralgalakser, er de fleste galaksene i universet faktisk dverggalakser ; disse svake galaksene er omtrent en hundredel av Melkeveiens diameter og inneholder på det meste bare noen få milliarder stjerner. [49]
Mange dverggalakser går i bane som satellitter rundt en enkelt stor galakse; Melkeveien, for eksempel, har i underkant av tjue satellittgalakser , men ifølge noen studier er det fortsatt andre som skal oppdages; noen hypoteser antyder at antallet kan være rundt 300 - 500. [50] Dverggalakser er i seg selv klassifisert som elliptiske , spiralformede og irregulære. Siden elliptiske dverggalakser ofte viser likheter med gigantiske elliptiske galakser, kalles de ofte sfæroidale dverggalakser .
En ny klasse av galakser ble nylig oppdaget kalt "grønn bønne" på grunn av deres farge og det faktum at de ligner, men i store "grønne erter" galakser. Gitt sine "moderat" dimensjoner, skinner det reflekterte lyset fra et supermassivt sentralt svart hull fullstendig. Den første observerte galaksen med disse egenskapene ligger i stjernebildet Vannmannen i en avstand på rundt 3,7 milliarder lysår. Teamets påfølgende dataanalyse avslørte at det sorte hullet ikke er veldig aktivt i sentrum, absolutt mindre enn forventet ut fra størrelsen og intensiteten til det opplyste området. Eksperter tror at glødeområdene er et ekko fra fortiden, da det sentrale sorte hullet var mye mer aktivt, og at de vil bli mindre og mindre lyse ettersom den siste strålingen fra det sorte hullet som passerer gjennom galaksen går tapt i verdensrommet. [51]
For tiden er det funnet 16 andre galakser med lignende egenskaper, senere bekreftet av observasjoner gjort ved Gemini South-teleskopet.
Stjerner i galakser er i konstant bevegelse; [52] i elliptiske galakser, på grunn av balansen mellom hastighet og tyngdekraft , er bevegelsene relativt små, stjernene beveger seg i tilfeldige retninger og rotasjonsbevegelsene rundt kjernen er minimale; dette gir disse galaksene deres typiske sfæriske form. [52]
I spiralgalakser er dynamikken betydelig mer kompleks. Kjernen, sfæroidal i form, har en høy tetthet av materie, noe som betyr at den oppfører seg på samme måte som en stiv kropp. I spiralarmene (som utgjør den galaktiske skiven ), derimot, er rotasjonskomponenten dominerende, noe som forklarer den flate formen på skiven. Banehastigheten til de fleste av stjernene i galaksen avhenger ikke nødvendigvis av deres avstand fra sentrum. [53] Hvis vi faktisk antar at de innerste delene av spiralarmene roterer saktere enn de ytre delene (slik det for eksempel skjer i et stivt legeme), vil spiralgalaksene ha en tendens til å "vri" og spiralen strukturen vil løsne fra kjernen. Dette scenariet er faktisk det motsatte av det som observeres i spiralgalakser; av denne grunn antar astronomer at spiralarmene er et resultat av forskjellige tetthetsbølger som kommer fra det galaktiske sentrum. Av dette følger det at spiralarmene stadig endrer morfologi og posisjon. Kompresjonsbølgen øker tettheten av molekylært hydrogen, som, som manifesterer fenomener med gravitasjonsustabilitet , lett kollapser og gir opphav til dannelsen av protostjerner ; faktisk virker armene lysere enn resten av skiven, ikke fordi massen deres er merkbart høyere, men fordi de inneholder et stort antall unge og klare stjerner. [37] [38]
Utenfor buleområdene eller ytterkanten er den galaktiske rotasjonshastigheten mellom 210 og 240 km/s. [53] Derfor er omløpsperioden til en stjerne som går i bane rundt spiralarmene bare direkte proporsjonal med lengden på den tilbakelagte banen, i motsetning til det som i stedet kan observeres i solsystemet , hvor planetene dekker forskjellige baner i samsvar med lover Keplers , har også betydelige forskjeller i banehastighet ; denne trenden av spiralarmenes baner utgjør en av de mest tydelige indikasjonene på eksistensen av mørk materie . [53]
RotasjonsretningRotasjonsretningen til en spiralgalakse kan måles ved å studere dopplereffekten som finnes på selve galaksen, som avslører om stjernene nærmer seg eller beveger seg bort fra oss; [52] dette er imidlertid bare mulig under visse forhold: For det første må ikke galaksen være "ansikt" eller "kant", dvs. synsvinkelen må ikke være lik 0º eller 90º, dette er fordi hvis en galakse som viser seg perfekt ansikt til ansikt, stjernene ligger i omtrent samme avstand fra oss, uansett hvor de er i deres bane. I det andre tilfellet - det for galakser med en skrå synsvinkel - er det først nødvendig å fastslå hvilken del av den som er nærmere og hvilken som er lenger unna.
Noen galakser har veldig spesiell og uvanlig dynamikk; dette er tilfellet med Black Eye Galaxy (også kjent som Messier M64 Catalog). M64 er tilsynelatende en normal spiralgalakse , skjult flere steder av tette mørke tåker ; nyere detaljerte analyser har imidlertid ført til oppdagelsen at de interstellare gassene i de ytre områdene roterer i motsatt retning av gassene og stjernene i de indre områdene. [54]
Noen astronomer mener at den omvendte rotasjonen begynte da M64 absorberte sin egen satellittgalakse, som kolliderte med den sannsynligvis for mer enn en milliard år siden. I kontaktområdene mellom de motsatte rotasjonene kolliderte gassene og komprimerte og trakk seg sammen, og skapte en veldig aktiv stjernedannelsessone . Av den lille galaksen som kolliderte med M64 gjenstår nå nesten ingenting; stjernene ble enten assimilert av hovedgalaksen eller spredt i verdensrommet som hyperraske stjerner , men tegnene på kollisjonen ville være synlige i motsatt bevegelse av gassene i de ytre områdene av M64. [54]
Avstandene som finnes i gjennomsnitt mellom galaksene som tilhører den samme klyngen er litt større enn størrelsesordenen til diameteren til de større galaksene; av denne grunn er interaksjoner mellom galakser relativt hyppige, og spiller en avgjørende rolle i deres utvikling . Utvekslingen av materie mellom galakser er ganske hyppig og er forårsaket av forvrengninger på grunn av tidevannskrefter , ofte også ved opprinnelsen til gass- og støvutvekslinger mellom de to galaktiske systemene. [55] [56]
Kollisjoner oppstår når to galakser passerer direkte gjennom hverandre med nok fart til å hindre dem i å slå seg sammen. Stjernene i disse galaksene påvirkes litt av interaksjonen: banene deres forblir uforstyrret og forekomsten av direkte interaksjonsfenomener er sjelden. Imidlertid gjennomgår gassene og støvet fra de to galaksene nødvendigvis en interaksjon: kreftene som utøves på de kolliderende skyene kan utløse et voldsomt stjernedannende fenomen (kjent som et stjerneutbrudd ) og det interstellare mediet går i oppløsning og komprimeres. En kollisjon kan enormt forvrenge formen til en eller begge galaksene, og danne stenger, ringer eller flate strukturer. [55] [56]
Hvis samspillet er spesielt sterkt, smelter galaksene sammen med hverandre; i dette tilfellet er hastigheten som de to systemene kolliderer med ikke tilstrekkelig til å tillate en "stille" transitt inn i hverandre. I stedet vil de ha en tendens til å gradvis forene seg for å danne én stor galakse, ofte elliptisk i form. I tilfelle at en av galaksene er mye større enn den andre, er resultatet kjent som galaktisk kannibalisme ; i dette tilfellet gjennomgår ikke den større galaksen vesentlige deformasjoner fra sammenslåingen, mens den mindre galaksen blir ødelagt og stjernene blir en del av den større galaksen. Kjernen til noen av disse mindre galaksene kan ordnes separat i den galaktiske haloen, og får egenskaper som ligner på kulehoper . [57] [58] Melkeveien smelter for tiden sammen med den elliptiske dverggalaksen til Skytten og den elliptiske dverggalaksen til Canis Major . [55] [56]
Stjerner dannes i galakser inne i gassreserver ved en ganske lav temperatur (knapt hundre kelvin ), som danner molekylkomplekser og gigantiske molekylære skyer . Noen galakser har blitt observert å ha en usedvanlig høy stjernedannelseshastighet, et fenomen kjent i den vitenskapelige verden som stjerneutbrudd . Hvis denne frenetiske aktiviteten fortsatte uten å møte en nedgang, ville galaksen konsumere sin hydrogenreserve på mye kortere tid enn gjennomsnittslevetiden til andre galakser; derfor er astrofysikere tilbøyelige til å tro at stjerneutbruddsaktivitet varer maksimalt ti millioner år, en nesten øyeblikkelig tidsperiode sammenlignet med livet til en galakse. I de tidligste epoker i universets historie må stjerneutbruddsfenomener ha vært mye mer utbredt, [60] mens de i dag utgjør omtrent 15 % av alle stjernedannende fenomener. [61]
Starburst-galakser er preget av høye konsentrasjoner av gass og av tilstedeværelsen av unge og klare stjerner, inkludert supermassive stjerner i klasse O , som ioniserer skyene som skaper de såkalte H II-områdene . [62] Disse stjernene utvikler seg veldig raskt (høyst noen få millioner år) og eksploderer til supernovaer ; På denne måten skapes restene av ekspanderende supernovaer , som ved å komprimere de omkringliggende gassene utløser en kjedereaksjon av stjernedannelse som strekker seg til hele tåkeområdet. Først når gassen er i ferd med å ta slutt eller spre seg, tar stjerneeksplosjonsfenomenene slutt. [60]
Stjerneutbrudd er ofte assosiert med samvirkende eller sammenslående galakser . Det typiske eksemplet på en samvirkende starburst-galakse er Sigargalaksen (M82), som opplevde en sterk interaksjon med den nærliggende store galaksen Bode Galaxy (M81). Uregelmessige galakser viser ofte tegn på stjerneutbrudd. [63]
Noen av de observerbare galaksene er klassifisert som aktive galakser ; i dem sendes en stor del av den totale energien, det vil si summen av energien til strålingene som sendes ut av enkeltstjernene, støvet og det interstellare mediet, ut mot utsiden langs en dobbeltstråle som går fra den galaktiske kjernen .
Standardmodellen utviklet av astrofysikere for å forklare oppførselen til en aktiv galakse forutsier en enorm akkresjonsskive som dannes rundt et supermassivt svart hull i den sentrale delen av den galaktiske kjernen. Strålingen som sendes ut av en aktiv galakse er et resultat av den potensielle gravitasjonsenergien som frigjøres av materie når den stuper ned i det sorte hullet. [64] I omtrent 10 % av aktive galakser er det en dobbeltstråle som strekker seg i diametralt motsatte retninger fra kjernen med en hastighet som ligner på lysets ( relativistisk stråle ). Mekanismen som disse jetflyene stammer fra er ennå ikke godt forstått. [65]
Aktive galakser klassifiseres ved hjelp av en standardmodell basert på mengden energi som produseres og synsvinkelen de forekommer i. [65] Aktive galakser som sender ut høyenergistråling i form av X- og gammastråler , klassifiseres som Seyfert-galakser eller kvasarer , avhengig av deres lysstyrke. I stedet antas det at de såkalte blazarene er aktive galakser med en relativistisk jetstråle som peker i retning av jorden (dvs. vi observerer en av galaksens poler, som jetflyene kommer ut fra), mens en radiogalakse er en aktiv galakse som også sender ut energi ved frekvensradius og hvis radioemisjonslober vanligvis er godt synlige.
Koblet til de aktive galaksene er kanskje de kjernefysiske områdene med lave ioniseringsutslippslinjer , hvis utslipp domineres av svakt ioniserte grunnstoffer . [66] Omtrent en tredjedel av galaksene nær oss ville ha en kjerne med lave ioniseringsutslippslinjer. [64] [66] [67]
Studier av galaktisk dannelse og evolusjon prøver å gi svar på hvordan galakser ble dannet og hvordan deres evolusjonsbane har vært i løpet av universets historie. Noen teorier om dette er nå fullt akseptert, men i astrofysikkfeltet er denne studiefronten fortsatt åpen.
Nåværende kosmologiske modeller av universets opprinnelse og tidlige stadier er basert på Big Bang -teorien . Omtrent 300 000 år etter denne hendelsen falt temperaturen i kosmos for å tillate dannelse av hydrogen- og heliumatomer , i en hendelse kalt rekombinasjon . Nesten alt hydrogenet var nøytralt (dvs. ikke-ionisert) og absorberte lys, mens det ennå ikke var dannet stjerner; av denne grunn kalles denne fasen "universets mørke tid". Det var fra tetthetsfluktuasjonene (eller anisotrope uregelmessigheter ) til denne urmaterien at de første storskala strukturene begynte å dukke opp; som et resultat begynte baryon-stoffet å kondensere med mørk materie -halo . [68] Disse primordiale strukturene skulle senere bli galaksene vi observerer i dag.
Ledetråder til de tidlige stadiene av galaktisk dannelse ble funnet i 2006 , da det ble oppdaget at IOK-1- galaksen hadde en uvanlig høy rødforskyvning ( astronomisk sjargong), beregnet til 6,96, som tilsvarer en periode tilbake til 750 millioner år etter Big Bang, som gjorde den til den mest avsidesliggende og eldgamle galaksen kjent. [70] Mens noen forskere har fastslått at andre objekter, som Abell 1835 IR1916 , hadde en høyere rødforskyvning, noe som indikerer at de er observert på et tidlig stadium i universets utvikling, [71] var alder og sammensetning av IOK-1 bestemt med større sikkerhet; Eksistensen av disse eldgamle " protogalaksene " antyder at de må ha utviklet seg i den såkalte "mørkealderen", det vil si universets tidsalder der de fleste fotonene interagerte med elektroner og protoner i en slags fotobaryonvæske ( plasma ), "ugjennomsiktig" for lys. [68]
Prosessen med galaksedannelse er et av de mange spørsmålene som fortsatt er åpne i det astronomiske feltet. Eksisterende teorier er gruppert i to kategorier: ovenfra og ned og nedenfra og opp . I førstnevnte (som i ELS - Eggen – Lynden-Bell – Sandage- modellen ) dannes protogalakser etter en enorm og samtidig gravitasjonskollaps som varte i omtrent en million år; [72] ifølge de andre teoriene (som i SZ - Searle-Zinn- modellen ) ble det i stedet først dannet kun kulehoper og senere begynte noen av disse kroppene å vokse opp og danne de største galaksene. [73] Moderne teorier må modifiseres for å ta hensyn til den sannsynlige tilstedeværelsen av mørk materie -glorier .
Etter dannelsen og sammentrekningen av de første galaksene begynte den første haloen av stjerner (kalt populasjon III ) å dukke opp inne i dem ; disse stjernene var sammensatt av lette grunnstoffer som hydrogen og helium i enda høyere prosentandeler enn dagens stjerner, siden de tunge grunnstoffene ennå ikke var syntetisert, og kan ha hatt en betydelig masse, kanskje større enn 300 M ☉ . [74] Hvis det var tilfelle, ville disse stjernene raskt ha konsumert hydrogenforsyningen og deretter eksplodert som supernovaer , og frigjort de tyngre grunnstoffene produsert av kjernefysisk fusjon ( stjernenukleosyntese ) inn i det interstellare mediet . [75] Denne første generasjonen stjerner ioniserte det omkringliggende nøytrale hydrogenet, og skapte bobler av ekspanderende stjernevind , som skyver mye av gassen som fremdeles er tilstede bort fra stjernen. [76]
I følge " top-down "-modellen, omtrent en milliard år etter dannelsen av galakser, dukket de første typestrukturene opp: kulehoper, det eventuelle supermassive sorte hullet og den galaktiske bulen (sentrum), sammensatt av stjerner i befolkning II , fattige i metaller . Opprettelsen av det supermassive sorte hullet ser ut til å spille en grunnleggende rolle i tilstrømningen av materie som vil øke galaksen. [79] I løpet av denne perioden fant det sted et intenst og utbredt fenomen med stjernedannelse i galaksene. [80]
I løpet av de neste to milliarder årene ble det akkumulerte stoffet arrangert langs den galaktiske skiven . [81] En galakse vil fortsette å motta materie, hovedsakelig hydrogen og helium, fra høyhastighetsskyer og kannibaliserte dverggalakser gjennom hele sin eksistens. [82] Syklusen med stjerners fødsel og død øker sakte mengden av tunge grunnstoffer, som favoriserer dannelsen av planeter . [83]
Utviklingen av galakser kan bli påvirket av hendelser som interaksjoner og kollisjoner, svært vanlig i de eldste tider; de fleste av galaksene hadde da en særegen morfologi. [84] På grunn av den store avstanden mellom stjerner er nesten alle stjernesystemer i kolliderende galakser upåvirket. Imidlertid kan tidevanns- og gravitasjonskreftene som er involvert skape lange strømmer av stjerner og støv utenfor de involverte galaksene, strømmer kjent som "tidevannshaler"; eksempler på disse strukturene kan observeres i NGC 4676 [85] eller i Antennegalaksene . [86]
En av disse hendelsene vil mest sannsynlig påvirke de to hovedgalaksene i den lokale gruppen , Melkeveien og Andromedagalaksen , som nærmer seg med hastigheter på 130 km/s og, avhengig av deres sidebevegelser, kan kollidere med hver av dem. andre, omtrent fem eller seks milliarder år. Selv om Melkeveien aldri har kollidert med galakser så store som Andromedagalaksen, er det fortsatt flere og flere bevis på at vår galakse har kollidert i fortiden (og fortsatt samhandler) med mindre dverggalakser. [87]
Storskala interaksjoner som disse er ganske sjeldne; over tid blir kollisjoner mellom to galakser av samme størrelse mindre og mindre vanlig, ettersom avstanden mellom galakser generelt har en tendens til å øke. Mange av de lyseste galaksene har ikke gjennomgått vesentlige endringer de siste milliarder årene, og stjernedannelseshastigheten nådde også en topp for fem milliarder år siden. [88]
For tiden forekommer de fleste stjernedannelsesfenomenene i mindre galakser, der molekylskyene fortsatt inneholder en ganske stor mengde hydrogen. [84] Spiralgalakser, som Melkeveien, produserer nye generasjoner stjerner bare hvis og der de har tette molekylære skyer av interstellart hydrogen; [89] elliptiske galakser, derimot, er praktisk talt fullstendig blottet for gasskyer, og det er grunnen til at deres stjernedannelseshastighet er ekstremt lav, om ikke fraværende i noen tilfeller. [90] Tilstrømningen av materie som forårsaker stjernedannelse, spesielt fra kannibaliserte galakser, har en grense: faktisk, når stjernene har konvertert tilgjengelig hydrogen til tyngre grunnstoffer, vil fenomenene med ny stjernedannelse ta slutt. [91]
Astrofysikere er tilbøyelige til å tro at fenomenene med stjernedannelse fortsatt vil vare i rundt hundre milliarder år, hvoretter "stjernenes alder" vil begynne å synke, i en periode mellom ti og hundre milliarder år (1 milliard = trillion) , 10 12 ), når de minste og lengstlevende stjernene i universet, de svakt røde dvergene , avslutter sin livssyklus. På slutten av stjernetiden vil galakser kun være sammensatt av kompakte objekter : brune dverger , varme eller kalde hvite dverger (" svarte dverger ") nøytronstjerner og sorte hull ; dette er den såkalte " degenererte æra av universet ". [92] Til slutt, som et resultat av gravitasjonsforholdet, kunne alle stjerner falle ned i det sentrale supermassive sorte hullet, eller de kan bli kastet ut i det intergalaktiske rommet som et resultat av kollisjoner. [91] [92]
Observasjoner fra verdensrommet viser at galakser ofte befinner seg i relativt nære assosiasjoner med andre galakser. Solitære galakser som ikke har hatt signifikante interaksjoner med andre galakser med lignende masse de siste milliarder av år er svært sjeldne: bare 5 % av de observerte galaksene viser forhold med ekte isolasjon. Imidlertid kan disse isolerte formasjonene ha hatt interaksjoner og til slutt slått seg sammen med andre galakser i fortiden, og kan også ha mindre satellittgalakser. Isolerte galakser, noen ganger også kalt feltgalakser , [94] kan produsere stjerner med høyere hastighet enn normalt, siden deres gass ikke blir revet bort av interaksjoner med andre galakser i nærheten. [95]
I en større skala utvides universet, i samsvar med Hubbles lov , konstant, og er et resultat av økningen i avstanden mellom individuelle galakser. Galaktiske assosiasjoner kan overvinne denne tendensen til å ekspandere bare på lokal skala, gjennom deres gjensidige gravitasjonstiltrekning. Slike assosiasjoner dannet seg i de tidlige stadiene av universet, da klynger av mørk materie tiltrakk sine respektive galakser sammen; deretter slo de nærmeste gruppene seg sammen, noe som ga opphav til større klynger. Denne fusjonsprosessen mellom grupper av galakser varmet opp den intergalaktiske gassen i klyngen og brakte den til høye temperaturer , som i noen tilfeller nådde 30-100 millioner K. [96] . Denne temperaturverdien er ikke å betrakte i klassiske termer, men er en verdi oppnådd ved å ta hensyn til kinetisk energi til partiklene, som er ekstremt sjeldne. Omtrent 70-80 % av massen til en klynge består av mørk materie, hvorav 10-30 % utgjør denne gassen ved høy temperatur; de resterende 20-30 % av totalen danner galakser. [97]
De fleste av universets galakser er gravitasjonsmessig forbundet i hierarkiske strukturer av klynger, som følger formen til en fraktal , som inneholder mesteparten av universets baryonmasse . [98] [99] Den mest utbredte typologien er den galaktiske foreningen, bestående av noen få medlemmer. For at assosiasjonen skal forbli stabil, må hver medlemsgalakse ha en tilstrekkelig lav hastighet til å unngå sin egen resesjon (se Virial Theorem ); Men hvis den kinetiske energien er for lav, kan gruppen utvikle seg til en gruppe med færre galakser, siden noen av dem vil ha en tendens til å smelte sammen med hverandre. [100]
De store strukturene, som i stedet inneholder flere tusen galakser konsentrert i et område på noen få megaparsecs (1Mpc = en million parsecs), kalles klynger . Slike strukturer domineres ofte av en enkelt gigantisk elliptisk galakse, kjent som den lyseste klyngegalaksen , som over tid forstyrrer satellittgalaksene på grunn av dens store tidevannskraft , og får masse. [101]
Klynger og assosiasjoner, ofte sammen med noen få enkeltgalakser, er igjen gruppert i superklynger av galakser , som inneholder titusenvis av galakser. På nivå med superklynger er galakser arrangert innenfor enorme overflater og filamenter , omgitt av store tomme områder. [102] Utover denne skalaen ser universet ut til å være isotropt og homogent. [103]
Melkeveien er medlem av en forening kalt Local Group , en relativt liten gruppe galakser som er omtrent en megaparsek i diameter. [104] Melkeveien og Andromedagalaksen er de to lyseste galaksene i gruppen, og regulerer deres gravitasjonsdynamikk; de andre medlemmene av gruppen er dverggalakser, ofte satellitter av de to viktigste. [105] Den lokale gruppen er selv en del av en kuleformet struktur i Jomfru-superhopen , en veldig stor struktur av grupper av galakser som omgir Jomfruklyngen . [106]
I løpet av det tjuende århundre , med utviklingen av astronomiske studier og etter bevisstheten om at universet faktisk er befolket av milliarder av galakser, [9] opplevde science fiction en slags parallell utvikling; de nye oppdagelsene har stimulert fantasien til forfattere og regissører, som har skapt flere imaginære galakser der de kan sette utallige sagaer, galaktiske kriger og fremmede sivilisasjoner. [107]
Den mest kjente av de fiktive galaksene er Star Wars Galaxy . Star Wars Galaxy ville ha en omtrentlig spiralform, eller på det meste en mellombane mellom spiralen og den elliptiske formen; [108] er befolket av et stort antall sivilisasjoner som snakker, i tillegg til sitt eget språk, også et felles språk (the Galactic Basic ). Noen områder er uutforskede eller vanskelig tilgjengelige, også på grunn av sterke magnetiske anomalier, mens de ytre og mellomstore armene er velkjente og befolkede. [108]
I filmen Stargate inneholder en galakse som ligger i et avsidesliggende område av universet, kalt Kalian Galaxy , en planet som kan nås via en spesiell enhet i form av en stor ring, kjent som en stargate ; her bor en menneskelig sivilisasjon lik den egyptiske , som tilber som en guddommelighet et fremmed vesen som kaller seg Ra . [109]
I de ulike seriene som følger, oppdages mange forskjellige koordinatsystemer for stjerneporten, som lar deg nå mer eller mindre fjerne verdener i universet. [110] I Stargate Atlantis -serien oppdages spesielle 8-symbolkoordinater (i stedet for de tradisjonelle 7) som lar deg nå en fjern galakse i retning av stjernebildet Pegasus , der den tapte byen Atlantis ligger , en stor ultrateknologisk by forlatt av en ursivilisasjon kjent som "The Ancients ". [110] [111] I virkeligheten er det forskjeller i det underliggende plottet mellom filmen og serien med TV-serier: i løpet av sistnevnte blir faktisk planeten Ra "brakt" inn i vår galakse, mens for å få tilgang til galakser utenfor vi spesifiserer at det er nødvendig å sette inn 8 symboler i stargate i stedet for 7. [112]
M32 , en lys elliptisk satellittgalakse i Andromedagalaksen .
NGC 253 , en sperret spiralgalakse i skulptørens stjernebilde .
NGC 300 , en spiralgalakse sett fra ansiktet.
NGC 1097 , en spiralgalakse med svært åpne armer i stjernebildet Ovnen .
Den store galaksen NGC 1300 , der tverrstangen som krysser kjernen er veldig tydelig.
Hoag Object , en særegen galakse med en veldig vanlig ringstruktur.
M104, Sombrero-galaksen , en av de mest kjente og fotograferte galaksene av amatørastronomer.
NGC 6050 , et utmerket eksempel på samvirkende galakser , i stjernebildet Hercules .
NGC 4650A , en svært sjelden polarringgalakse .
Vortex Galaxy , en galakse som samhandler med en mindre galakse.
NGC 1672 , en langstrakt spiralgalakse.
NGC 1316 , en linseformet galakse krysset av mørke bånd.
Sammenligning mellom størrelsene på forskjellige galakser