Galaktikų tipai

Stebint vizualiai pro teleskopus arba žiūronus, galaktikos atrodo kaip miglotos, dažniausiai pailgos, maždaug elipsoido arba lęšio formos šviečiančios, į kraštus palaipsniui blunkančios dėmelės. 1755m. I. Kantas rašė, jog miglotos dėmelės danguje- tai atskiros žvaigždžių sistemos, panašios į Paukščių Tako Galaktiką. Jos visos sudaro Didžiąją paukščių takų sistemą. V. Heršelis 18a. pabaigoje visas danguje šviečiančias dėmeles pavadino ūkais, pradžioje neskirdamas, ar tai yra mūsų Galaktikos objektai- tarpžvaigždinės medžiagos debesys ir žvaigždžių spiečiai- ar svetimos galaktikos. Vėliau jis ėmė samprotauti, kad ddalis ūkais pavadintų objektų yra tolimos galaktikos, kai kurios gal net žymiai didesnės už mūsiškę. Tačiau šia mintimi jis abejojo pats, jai prieštaravo kai kurie kiti astronomai. Ginčai tęsėsi per visą 19a. ir 20a. pradžią.

Pagaliau Švedijoje astronomo Knuto Lundmarko bei JAV astronomų Heberio Kertis ir Edvino Hablo darbai galutinai įrodė, kad mūsų Galaktika nėra vieniša, kad daugelis vadinamųjų ūkų iš tikrųjų yra kitos galaktikos. Nulėmė tai, kad didžiaisiais teleskopais gautų artimiausiųjų galaktikų fotografijų vaizdų pakraščiuose buvo regimos ir atskiros ššviesesnės žvaigždės. Ilgainiui artimiausiųjų galaktikų fotografiniuose ar elektroniniais prietaisais gautuose vaizduose pradėta aptikti ir kamuolinius spiečius bei emisinius, o kartais ir planetiškuosius ūkus. Atskiras žvaigždes buvo galima įžiūrėti nebe tik pakraščiuose, bet ir didžiojoje tokių galaktikų tūrio dalyje. Tuo tarpu ttolimosios galaktikos net ir pro didžiausius teleskopus tebeatrodo kaip mažytės dėmelės.

Hablio klasifikacija

Šiuolaikiniai galaktikų tyrimai prasidėjo po 1924m. kai Edvinas Hablis (1889-1953), stebėdamas pro Maunt Vilsono observatorijos (Kalifornija, JAV) 256 cm skersmens Hukerio reflektorių, įrodė, kad egzistuoja savarankiškos, nepriklausančios mūsų Galaktikai žvaigždžių sistemos. Hablis pasiūlė galaktikų klasifikacijos schemą, kuria remiantis vėliau buvo sukurtos sudėtingesnės klasifikacijos. Hablis ištyrė tris svarbiausius galaktikų tipus: spiralines, elipsines ir spiralines, turinčias skersę. Netaisyklingųjų galaktikų jis neklasifikavo, nors jos tuo metu jau buvo žinomos. Labai norėta žiūrėti į Kablio klasifikaciją kaip į evoliucinę seką. Bet tai yra tik paprasčiausia schema galaktikoms suskirstyti pagal jų plokštumo laipsnį. Elipsinės galaktikos iš tikrųjų yra sferoido arba elipsoido formos ir taip atrodo tik dėl projekcijos. Kol kas apie galaktikas žinoma nedaug iir į bet kurią evoliucinę 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 tarp žvaigždinėmis dujomis – kosminiu mastu yra ilgalaikis darinys.

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

1943 m. JAV astronomas Karlis 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 milijardus tokių žvaigždžių, kaip mūsų Saulė, masei.

Tik žvilgtelėjus 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 netaisyklingų galaktikų be jokios formos. Pastarajam tipui priklauso dauguma nykštukinių galaktikų, bet yra ir didelių netaisyklingų galaktikų, pavyzdžiui, M82- radijo bangų šaltinis Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždyne.

SPIRALINĖS GALAKTIKOS

Šių galaktikų atstovė yra mūsiškė Galaktika, dar vadinama Paukščių Tako Galaktika. Tokių galaktikų fotografiniuose arba elektroniniais prietaisais gautuose ir kompiuterių iššifruotuose vaizduose ryškiai matosi centrinis telkinys, arba baldžas, ir nuo jo vienoje plokštumoje nusitęsusios spiralinės vijos. Jos dažniausiai esti dvi, atsiskiriančios nuo centrinio telkinio priešingose ppusėse ir, toldamos nuo jo, jį 1-1,5 karto apvyniojančios. Kaip ir mūsų Galaktikoje, spiralinės vijos yra toje pačioje, vadinamoje pagrindinėje, arba simetrijos, plokštumoje nutįsusio disko skaisčiau šviečiančios dalys. Diskui priklauso ir spiralinės vijos, ir tarpai tarp jų. Tačiau tarpai šviečia daug silpniau už spiralines vijas ir todėl sunkiai įžiūrimi, vijų švytėjimo neužmaskuoja. Iš analogijos su mūsų galaktika, iš radijo astronomijos duomenų, iš kamuolinių žvaigždžių spiečių pasiskirstymo sprendžiame, kad diską iš abiejų pusių gaubia storesnė ar plonesnė aureolė, kurios silpną švytėjimą labai sunku ar beveik neįmanoma susekti. Tai vadinamas sferoidas, arba halas.

Spiralinės galaktikos skirstomos į keturis poklasius: Sa, Sb, Sc, Sd. Sa poklasio galaktikų spiralinės vijos visai menkos, o centrinis telkinys stambus. Sc poklasio galaktikų centrinis telkinys visiškai menkutis, o spiralinės vijos labai storos ir skaisčios, plačiau išsiskleidusios ir mažiau taisyklingos, kartais sutrūkinėjusios. Sb galaktikų išvaizda yra tarpinė. Sprendžiama, kad mūsų Galaktika priklauso Sb poklasiui, o gal yra tarpinė tarp Sb ir Sc poklasių, nors turi daug savitumų. Pavyzdžiui, jos spiralinės vijos gerokai susipainiojusios. Sd galaktikose beveik visiškai nematyti centrinio telkinio, o vien tik stipriai šviečiančios storos spiralinės vijos, labai išsiskleidusios, mazguotos, sutrūkinėjusios ir išsišakojusios.

Maždaug kas penkta spiralinė galaktika turi skersę- šviečiančią cilindro pavidalo žvaigždžių ir tarpžvaigždinės medžiagos juostą, eeinančią per centrinį telkinį ir gana toli nutįsusią į abi puses nuo jo. Spiralinės vijos prasideda nuo skersės galų. Tai vadinamosios spiralinės skersėtosios galaktikos. Dažnai tokių galaktikų vidinė spiralinė vija sudaro uždarą žiedą.

Jei spiralinę galaktiką stebime ne iš viršaus (statmenai pagrindinei plokštumai), o iš briaunos, spiralinės vijos projektuojasi viena ant kitos ir susilieja į švytinčią, per vidurį pastorėjusią juostelę. Pastorėjimą sukelia centrinis telkinys. Išilgai švytinčios juostelės matosi ruoželis. Tai perspektyvoje susilieję dujų ir dulkelių mišinio debesys, kurių daug spiralinių galaktikų pagrindinės plokštumos apačioje, ypač spiralinėje vijoje.

Spiralinėmis arba skersėtosiomis spiralinėms galaktikoms giminingos vadinamosios lęšinės galaktikos. Jos primena spiralines galaktikas, tačiau neturi pačių spiralių, taip pat tarpžvaigždinės medžiagos. Jos turi centrinį telkinį, diską ir, matyt, sferoidą. Tokių galaktikų daug vadinamuosiuose kamuoliniuose galaktikų spiečiuose. Manoma, kad tai buvusios spiralinės arba spiralinės, turinčios skersę, galaktikos, netekusios tarpžvaigždinės medžiagos ir dėl to nebeturinčios naujagimių žvaigždžių. Tokiu būdu spiralinės vijos nebeišsiskiria iš disko fono.

ELIPSINĖS GALAKTIKOS

Tai rutulio arba elipsoido formos gana vientisai atrodančios žvaigždžių sistemos. Pagal elipsoido paplokštumo mastą elipsinės galaktikos skirstomos į aštuonis poklasius: nuo E0 (visiškai nesusiplojusios, rutulio formos) iki E7 (labiausiai paplokščios, beveik lęšio formos galaktikos).

Kai kurios nykštukinės elipsinės galaktikos nedaug masyvesnės už kamuolinius spiečius. Jos paprastai žymimos simboliu

dE. Galaktikų spiečių centruose randamos ypač masyvios ir šviesios supermilžiniškos E galaktikos, kurias gaubia silpnai švytinti aureolė, nusitęsusi net iki kelių šimtų kpc. Manoma, kad tai galaktikos kanibalai, dėl savo stiprios traukos, kurią sukelia didelė masė, užgrobusios daug buvusių kitų galaktikų.

Visos nykštukinių galaktikų žvaigždės yra tokios pat labai senos ir taip pat arba beveik taip pat stokojančios už helį sunkesnių elementų, kaip ir spiralinių galaktikų žvaigždės. tuo tarpu vidutinėse ir masyviose elipsinėse galaktikose jau yra susimaišiusios nemetalingosios senos ir aapysenės, kuriose už helį sunkesnių elementų jau yra vos 2-3 kartus mažiau arba visiškai tiek pat, kiek Saulėje. Masyviose elipsinėse galaktikose gausu ir vidutinio amžiaus žvaigždžių, savo metalų kiekiu jau prilygstančių Saulei arba ją ir šiek tiek pralenkiančių. Ir štai pačiose masyviausiose supermilžiniškose elipsinėse galaktikose senovinės nemetalingosios žvaigždės jau visiškai nustelbtos. Pagrindinę tokios galaktikos švytėjimo dalį sukuria saulės metalingumo arba ir už ją kelis kartus metalingesnės apysenės ir vidutinio amžiaus raudonosios milžinės.

Elipsinėse galaktikose, priešingai negu spiralinėse, beveik nebėra didelių ttarpžvaigždinės medžiagos telkinių, kuriuose galėtų tęstis žvaigždėdaros procesas. Vadinasi, beveik nebėra ir naujagimių žvaigždžių, iš kurių masyviausios, greitai tapdamos O ir B spektrinių klasių pagrindinės sekos žvaigždėms, galėtų sustiprinti žvaigždėdaros sričių švytėjimą, taip pat joms suteikti melsvesnę spalvą, sumažinti jų ssričių spalvos rodiklius.

Tiesa, mažą dalį buvusios statybinės medžiagos žvaigždžių vėjas ir supernovų sproginėjimai nuolat nuolat vėl gražina į tarpžvaigždinę erdvę.

Visų elipsinių galaktikų žvaigždės juda taip, kaip spiralinių galaktikų II populiacijos objektai. Būtent, apie savosios galaktikos centrą jos skrieja labai ištęstomis orbitomis ir netvarkingai, mažai teprisilaikydamos vienos pagrindinės plokštumos. Taip juda ir kamuoliniai spiečiai, kurių gausu stambiose elipsinėse galaktikos. Galima sakyti, kad jos kaip visuma nesisuka apie ašį.

Dar vienas principinis elipsinių galaktikų skirtumas nuo spiralinių yra daug didesnis žvaigždinis tankis. Elipsinėse galaktikos esti keli kartus mažesnio skersmens, negu tos pačios masės spiralinės arba spiralinės turinčios skersę galaktikos. Savo tūriu ir struktūra visa elipsinė galaktika maždaug atitinka tos pačios masės spiralinės galaktikos centrinį telkinį.

NETAISYKLINGOSIOS GALAKTIKOS

Šios galaktikos žžymimos I. Tai vidutinės, o dažniausiai mažos masės, padrikos struktūros, neretai nesimetriški žvaigždžių debesys. Žvaigždžių koncentracija centro link nedidelė. Centrinis telkinys neryškus arba jo visai nėra. Vienos netaisyklingosios galaktikos artimesnės elipsinėms galaktikoms, kitos- S arba SB galaktikoms. Tokiose galaktikose tebėra daug tarpžvaigždinės medžiagos. Iš šios difuzinės medžiagos tebesiformuoja naujos žvaigždės. dažniausiai tai vyksta grupėmis, iš kurių stambiausios tampa jaunais kamuoliniais spiečiais. Taip pat esti ir labai senų bei vidutinio amžiaus kamuolinių spiečių.

Tarpžvaigždinių dujų cheminė sudėtis skirtingose I galaktikose gana sskirtinga. Tačiau visur už helį sunkesnių elementų kiekis tebėra keliasdešimt kartų mažesnis nei Saulėje.

Vadinasi, I galaktikose dabar susidarinėja tokios žvaigždės, kurios savo sudėtimi užima padėtį tarp nemetalingųjų ir normalios cheminės sudėties žvaigždžių. Spiralinėse galaktikose tokių tarpinės sudėties žvaigždžių yra nedaug. Seniausios I galaktikų žvaigždės savo chemine sudėtimi niekuo nesiskiria nuo visų kitų klasių galaktikų seniausiųjų žvaigždžių. Netaisyklingosiose galaktikose žvaigždėdara visą laiką buvo lėta ir užsitęsė iki mūsų dienų todėl, kad šios galaktikos formavosi iš mažo tankio dujų telkinių_ progalaktinių debesų.

Hablio konstanta

Dar prieš Hablio tyrimus, įrodžius, kad galaktikos yra savarankiškos žvaigždžių sistemos, buvo aptikta, jog daugiau kaip 40 galaktikų, kurių spektrogramos 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.

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

Galaktikų nuotolio nustatymas

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, jjos 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 mln. 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.