galaktikos

Saulės sistema, kurios centre spindi Saulė, yra nedidelė dalelė maždaug 200 milijardų žvaigždžių jungiančios sistemos, vadinamos Galaktika. Saulė nėra nei itin šviesi, nei labai silpna žvaigždė. Saulė, be abejonės, senesnė už Žemę. Galaktika tikriausiai yra dar senesnė, nors konkrečių žinių apie jos ankstyvąją istoriją neturima. Galaktika yra plokščia sistema. Žiūrint iš skirtingų erdvės taškų, mūsų Galaktika atrodytų nevienodai. Jei būtų žiūrima iš šono, ji būtų panaši į diską su branduoliu viduryje. Žiūrint į Galaktiką kampu, disko forma išliktų, bet matytųsi pplačiai išskleistos spiralinės vijos.

Galaktika NGC 7331 Pegaso žvaigždyne dydžiu ir mase panaši į mūsų Galaktiką, tiktai jos spiralinės vijos yra glaustesnės. Joje yra apie 100 milijardų žvaigždžių. Tiktai įrodžius, kad be mūsų Galaktikos egzistuoja ir kitos žvaigždžių sistemos, buvo suvokta, kokia iš tirųjų yra Galaktika. 1920 m. dar manyta, kad Galaktika yra vienintelė, o danguje blausiai švytintys spiraliniai ūkai taip pat priklauso jai.

Viena iš teorijų teigia, kad galaktikos susidarė ankstyvojoje Visatoje, dujų gijoms sisitraukus į milijardus mažų gniužulų. Iš kiekvieno ggniužulo radosi žvaigždė, o jų trauka sutelkė jas į galaktikas.

Pirmasis žmogus pabandęs nustatyti Galaktikos formą, buvo V. Heršelis. Jis palygino Galaktiką su girnų akmeniu. Heršelis dažniausiai minimas kaip Urano planetos atradėjas. Be kita ko, jis spėjo, kad ūkai, panašūs į AAndromedos ūką, yra atskiros žvaigždžių sistemos, esančios toli nuo mūsų Galaktikos.

Šiuolaikiniai galaktikų tyrimai prasidėjo po 1924 m., kai E. Hablis, stebėdamas pro Maunt Vilsono observatorijos 254 cm skersmens Hukerio reflektorių, įrodė, kad egzistuoja savarankiškos, nepriklausančios mūsų Galaktikai žvaigždžių sistemos. Hablis pasiūlė galaktikų klasifikacijos schemą, kuria remiantis vėliau buvo sukurtos sudetingesnės klasifikacijos. Hablis išskyrė tris galaktikų tipus: spiralines, elipsines ir spiralines, turinčias skersę. Netaisyklingųjų galaktikų jis neklasifikavo, nors jos tuo metu jau buvo žinomos. Labai norėta žiūrėti į Hablio klasifikaciją kaip į evoliucinę seką. Bet tai yra tik paprasčiausia schema galaktikoms suskirstyti pagal jų plokštumos laipsnį. Elipsinės galaktikos iš tikrųjų yra sferoido arba elipsoido formos ir taip atrodo tik dėl projekcijos. Kol kas apie galaktikas žinoma dar nedaug ir bet kurią eevoliucinę seką dauguma astronomų žiūri skeptiškai.

Dar nežinia, kaip iš tiesų susidaro spiralinės vijos, bet tiksliai nustatyta, kad dauguma spiralinių galaktikų disko žvaigždžių skrieja aplink centrą beveik apskritomis orbitomis ta pačia kryptimi. Matyt, ta pačia kryptimi sukasi visa spiralinė struktūra, vilkdama paskui save vijas. Abejojama, ar spiralinės vijos – veikiausiai kažkokia banga, plintanti žvaigždėmis ir tarpžvaigždinėmis dujomis – kosminiu mastu yra ilgalaikis darinys.

Spiralinės galaktikos turinčios, daugybę karštų I populiacijos žvaigždžių ir tarpžvaigždinės medžiagos telkinių, atrodo kur kas jaunesnė už elipsines, kkuriose vyrauja vėlyvų spektrinių klasių raudonosios milžinės, o difuzinės medžiagos palyginti mažai.

1943 m. JAV astronomas K. Seifertas atrado galaktikas, kurių branduoliai primena žvaigždes, o vijos glaudžiai susuktos ir neišraiškingos. Jos vadinamos Seiferto galaktikomis. Šios galaktikos skleidžia radijo bangas, matyt, jose vyksta kažkokie sudėtingi procesai. Puikus Seiferto galaktikos pavyzdys yra M 77 Banginio žvaigždyne; jos masė prilygsta 800 milijardų tokių žvaigždžių, kaip mūsų Saulė, masei.

Tolimos galaktikos spektras susideda iš daugybės žvaigždžių spektrų, bet pagrindines linijas vis tiek galima identifikuoti. Nustatyta, kad beveik visų galaktikų spektro linijos yra pasislinkusios į raudonąją pusę. Jei šį poslinkį lemia Doplerio reiškinys, visata plečiasi. Taip pat nustatyta, kad kuo toliau nuo mūsų yra galaktika, tuo jos raudonasis poslinkis yra didesnis. Tai įrodė E. Hablis.

Hablis nustatė, kad egzistuoja empirinis ryšys tarp galaktikų nuotolio ir jų tolimo greičio: greitis proporcingas nuotoliui. Proporcingumo koeficientas vadinamas Hablio konstanta.

Dar prieš Hablio tyrimus, įrodžius, kad galaktikos yra savarankiškos žvaigždžių sistemos, buvo aptikta, jog daugiau kaip 40 galaktikų, kurių spektogramos pavyko, tolsta nuo mūsų. Tai buvo nustatyta pagal šių galaktikų spektro linijų Doplerio poslinkį: jei galaktika tolsta, spektro linijos slenka į ilgųjų bangų sritį. Kuo toliau nuo mūsų yra galaktika, tuo greičiau ji tolsta.

Galaktikos, kaip ir žvaigždės, telkiasi į grupes, vadinamas sspiečiais; tik nereikia jų painioti su padrikais ir kamuoliniais žvaigždžių spiečiais, kurie yra mūsų Galaktikos, taip pat galbūt ir kitų galaktikų objektai. Žinoma daug galaktikų spiečių. Nenuostabu, kad mūsų Galaktika taip pat yra tokios sistemos narys; ši sistema vadinama Vietine galaktikų grupe. Vietinei galaktikų grupei priklauso spiralinė Andromedos galaktika, Trikampio galaktika, abu Magelano Debesys ir daugiau kaip 20 mažų žvaigždžių sistemų., vadinamų nykštukinėmis galaktikomis. Galimas daiktas, jai priklauso dvi didelės žvaigždžių sistemos Mafėjus 1 ir Mafėjus 2, vadinamos jas atradusio italo Paolo Mafėjaus vardu; visa bėda, kad šios sistemos matomos neaiškiai – jos yra labai arti Paukščių Tako plokštumos ir jas užstoja čia esančių dulkių debesys. Dėl to šių galaktikų prigimtis nežinoma.

Žinoma, kad visata plečiasi ir visos galaktikos, nepriklausančios Vietinei galaktikų grupei, tolsta viena nuo kitos skirtingais greičiais. Tuo tarpu Vietinės galaktikų grupės nariai netolsta nuo mūsų Galaktikos, o spiralinė Andromedos galaktika netgi artėja į mus. Vietinė galaktikų grupė yra stabili.

Mėginant nustatyti, kas yra Vietinės galaktikų grupės nariai, buvo susidurta su dideliais sunkumais. Iš pradžių buvo apskaičiuota, jog nuotolis iki Andromedos galaktikos lygus 750000 šviesmečių. Toks nuotolio dydis sukėlė daugybę problemų: jei jis iš tikrųjų toks, Andromedos galaktiką apspitusių kamuolinių spiečių dydis turėtų skirtis nuo analogiškų mūsų Galaktikos darinių ddydžio. Netikėta buvo ir tai, kad Andromedos galaktikoje nepavyko rasti Lyros RR tipo kintamųjų: nepaisant to, kad Lyros RR tipo kintamosios nėra tokios spindulingos, kaip cefeidės, 750000 šviesmečių atsumu jos turėtų būti matomos.

Andromedos galaktika yra didžiausias Vietinės galaktikų grupės narys. Antroji pagal dydį būtų mūsų Galaktika. Kitos galaktikos, priklausančios Vietinei grupei, yra daug mažesnės ir turi palyginti mažai žvaigždžių. Magelano Debesys primena Paukščių Tako atplaišas, nutolusias nuo mūsų 170000 ir 205000 šviesmečių. Jie yra netaisyklingos formos. Abu laikomi mūsų Galaktikos palydovais. Didysis Magelano Debesis yra maždaug per 30000 šviesmečių nuo mūsų.

Tik žvilgterėjus į nuotraukas, akivaizdu, kad egzistuoja įvairių tipų galaktikos. Yra spiralės pavidalo galaktikų glaustomis ar plačiai išsiskleidusiomis vijomis.Tarp jų pasitaiko galaktikų , kurių vijos prasideda ne centre, bet iš pailgos skersės , einančios per centrą , galų. Kitos galaktikos atrodo elipsinės ; žiūrint iš Žemės , jų išvaizda kinta nuo pailgų, smarkiai suplotų sistemų iki vos ne skritulio formos objektų. Galiausiai yra netaisiklingųjų galaktikų be jokios formos . Pastarajam tipui priklauso dauguma nykštukinių galaktikų , bet yra ir didelių netaisiklingųjų galaktikų , pavyzdžiui, M 82 – radijo bangų šaltinis Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždyne.

Didžiausios yra skritulio formos elipsinės galaktikos milžinės su daugiau kaip 1000 milijardų žvaigždžių. Visos galaktikos susidarė

iš besisukančių dujų debesų. Iš labai greitai besisukančių milžiniškų debesų, žvaigždėms ir dujoms traukiantis verpetu savo centro link, susidarė nuostabios spiralinės galaktikos. Sombrero galaktika yra spiralinė galaktika, bet mes ją matome iš briaunos.

Tiksliai išmatuoti galaktikų nuotolį neįmanoma. Palyginti artimų sistemų, pavyzdžiui, Vietinės grupės narių, nuotolis apskaičiuojamas iš cefeidžių periodo ir šviesio sąryšio. Dabar, kai gerai žinomi įvairių tipų kintamųjų žvaigždžių skirtumai, cefeidžių metodas yra vienas patikimiausių kosminiams nuotoliams matuoti. Cefeidės yra spindulingos žvaigždės, jos matomos net iš kelių milijonų šviesmečių. <

Dar šviesesnės už cefeides yra supermilžinės. Mūsų galaktikos šviesiausioms spinduolėms veikiausiai nenusileidžia ir kitų galaktikų supermilžinės, taigi jomis irgi galima remtis kaip atstumo indikatoriais, nors šiuo atveju rezultatai ne tokie tikslūs. Šiuo metodu galima matuoti nuotolius iki 40 milijonų šviesmečių.

Net per didelius teleskopus neįmanoma įžiūrėti galaktikų, esančių už Vietinės galaktikos grupės ribų, struktūros detalių. Tik labai geros kokybės nuotraukose išryškėja visatoje pabirusių tolimų žvaigždžių sistemų įvairovė ir žavesys.

Kai kurios galaktikos skleidžia ne tik šviesą, bet ir radijo bangas. Jos vvadinamos radijo galaktikomis. Ilgąsias radijo bangas skleidžia visos galaktikos, nes jose yra supernovų liekanų ir kitokių pavienių radijo šaltinių, tačiau radijo galaktikos šių bangų diapazone skleidžia kur kas daugiau energijos.

Kvazarai yra patys intensyviausi Visatos energijos šaltiniai – ryškūs kaip 100 ggalaktikų, bet ne didesni už mūsų Saulės sistemą. Jie yra už milijardų šviesmečių, bet spinduliuoja lengvai sugaunamas radijo bangas. Kadangi kvazarai yra toli, mokslininkai mano, kad jie susidarė, kai Visata dar buvo jauna. Formuojantis galaktikoms, jų centre buvo įsiurbti didžiuliai dujų kiekiai, ir susidarė juodoji skylė. Kvazarai yra spirale vidun besisukančių dujų energija.

Danguje nusidriekusią balzganą juostą, ypač gerai matomą tamsiomis nemėnesėtomis naktimis, žino turdūt kiekvienas. Ją, žinoma, pastebėjo dar mūsų tolimi protėviai, kuriems dangus ir jo reiškiniai atrodė nesuprantami ir paslaptingi. Paukščių Tako pavadinimas, be abejonės, atsirado todėl, kad rudens ir pavasario vakarais ši balzgana juosta juosia visą dangų iš šiaurės rytų pietvakarių link, t.y. maždaug sutampa su paukščių išskridimo ir parskridimo kryptimi. Ypač ji krinta į akis rudenį, – ttuomet matoma pati ryškiausia ir plačiausia Paukščių Tako dalis.

Pirmosios rašytinės žinios apie bandymus moksliškai paaiškinti Paukščių Tako prigimtį pasirodė Senovės Graikijoje. Pavyzdžiui, Aristotelis manė, kad Paukščių Takas, kaip ir kometos, susidarąs iš kylančių nuo Žemės garų, kurie pasiekia ugnies sferą. Graikas Metrodotas filosofavo, kad Paukščių Takas greičiausiai yra sena vaga danguje, kuria kadaise skriejo Saulė. Mat senovės graikų Saulės dievas Helijas keliavo dangumi dviračiu vežimu, traukiamu ketverto žirgų. Šis vežimas turėjo įrėžti danguje vėžes. Dar kiti manė, kad tai yyra siūlė, kuri liko suklijavus du dangaus pusrutulius. Tačiau kartu buvo keliamos idėjos, kurios atspindi tikrąją Paukščių Tako prigimtį. Dar VIa. prieš Kristų Pitagoras rašė, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yra telkinys labai gausių, bet silpnų pavienių žvaigždžių, kurių akis nesugeba atskirti. Tačiau pagal Pitagorą tos žvaidždės esančios pritvirtintos prie vienos iš įsivaizduojamų skaidrių sferų. Prie kitų sferų pritvirtinta Saulė, Mėnulis, kitos planetos. Visos sferos sukasi aplink Žemę apie skirtingas ašis nepriklausomai viena nuo kitos. Sferų trynimasis turįs sukelti harmoningus garsus, arba sferų muziką, kurią išrinktieji žmonės galį girdėti. Paukščių Taką tolimų žvaigždžių sankaupa laikė ir IVa. prieš Kristų gyvenęs graikų mokslininkas Demokritas.

Tačiau visos šios idėjos buvo tik nuojauta, nepagrįsta jokiais neginčijamais įrodymais. Vis dėlto praėjus tik dešimtmečiui italų astronomas Galilėjus paskelbė savo ataskaitą apie pirmuosius atradimus su jo išrastu teleskopu: paaiškėjo, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yra nesuskaičiuojamų žvaigždžių aibės, susispietusios į milžiniškus telkinius. Tačiau šis epochinės reikšmės atradimas ilgą laiką buvo ignoruojamas. Per visą XVIIa. tik olandų fizikas K. Heigensas ir anglas I. Niutonas tęsė Galilėjaus teleskopinius stebėjimus ir tylomis kūrė Visatos struktūros idėjas. XVIII amžiuje žvaigždžių sistemos klausimą nagrinėjo anglas T. Raitas , Klaipėdos lietuvių kilmės vokietis I. Kantas ir elzasietis J. Lambertas . Iš jų darbų ppamažu aiškėjo, kad Paukščių Tako žvaigždžių sistema yra maždaug plokščios formos. Tačiau jų modeliai nebuvo pakankamai pagrįsti stebėjimais.

Kaip tik tuo metu mokslo akiratyje pasirodė žymusis anglų astronomas, buvęs muzikantas V. Heršelis . Siekdamas nustatyti Paukščių Tako formą, jis ėmėsi milžiniško darbo skaičiuoti žvaigždžių paviršinį tankį įvairiomis kryptimis. Apibendrinęs šį darbą, Heršelis sukūrė Paukščių Tako galaktikos modelį, kuris, deja, toli gražu, neatitiko realaus vaizdo, nes Heršelio teleskopai nesiekė mūsų žvaigždžių sistemos pakraščių, o, be to, jis negalėjo atsižvelgti į netolygų žvaigždžių pasiskirstymą, nevienodą žvaigždžių absoliutų šviesį ir tarpžvaigždinių dulkių sukeltą šviesos sugėrimą.

Svarbūs įvykiai klostėsi Paukščių Tako galaktikos tyrimuose. H. Šaplis Maunt Vilsono observatorijoje tyrinėjo kintamąsias pulsuojančias žvaigždes cefeides, kurios labai gerai tinka atstumams nustatyti. Šiuo metodu 1918-1919m. jis nustatė kamuolinių žvaigždžių spiečių pasiskirstymą. Jau anksčiau buvo žinoma, kad kamuoliniai žvaigždžių spiečiai matomi daugiausia viena kryptimi link Šaulio, Skorpiono, Gyvatnešio žvaigždynų. Paaiškėjo, kad šie spiečiai grupuojasi aplink Paukščių Tako centrą Šaulio žvaigždyne, kuris yra gana toli nuo Saulės, už 30 tūkstančių šviesmečių.