Galaktyki

Nasza Galaktyka

Słonce jest największą gwiazdą naszej Galaktyki i jest jedną z 200 miliardów gwiazd, które składają się na naszą Galaktykę.
Nasza Galaktyka jest ogromna. Światło potrzebuje ok. 100 tysięcy lat, żeby przebyć z jednego jej krańca na drugi.
Układ ten nie zapada się i jest to spowodowane ruchami gwiazd, które zapewniają stabilność układu. Część gwiazd obiega centrum Galaktyki prawie w jednej płaszczyźnie tworząc obracający się płaski dysk (Droga Mleczna). Inna część rozmieszczona jest sferycznie – symetrycznie wokół centrum Galaktyki. Tworzą kuliste halo. Obiegają centrum po wydłużonych orbitach. Dysk i halo przenikają się wzajemnie.
Słońce znajduje się w dysku i obiega centrum Galaktyki z prędkością 250 km/s (jeden pełny obieg 200 mln lat).

Dysk ma nieregularną strukturę. Występują w nim obszary o większej gęstości, układające się w trzy ramiona spiralne: ramię Strzelca, Perseusza i Oriona (w nim obecnie znajduje się Słońce). W ramionach znajdują się rozległe obłoki gazowo-pyłowe, gdzie intensywnie powstają gwiazdy.
Halo jest natomiast ubogie w gaz i pył, więc nie mogą powstawać tam gwiazdy, gdyż nie mają z czego. Gwiazdy w halo są stare i niezbyt masywne. Niektóre z nich skupione są w zwartych grupach- gromady kuliste.

Zgrubienie centralne – duże zagęszczenie gwiazd znajdujące się w odległościach mniejszych niż 15 tys. lat świetlnych od środka Galaktyki. Mieści się tam około 75% masy całej Galaktyki. Znajdują się tam stare gwiazdy, które zawierają więcej ciężkich pierwiastków niż gwiazdy halo.

Centrum Galaktyki – znajduje się tam źródło promieniowania radiowego Sagittarius A, a także źródła promieniowania podczerwonego i rentgenowskiego. Obserwacje ruchu gwiazd w centrum Galaktyki wskazują na to, że najprawdopodobniej mamy do czynienia z czarną dziurą.

Ciemna materia w Galaktyce – Przypuszcza się, że Galaktyka zanurzona jest w gigantycznym halo ciemnej materii. Skład może mieć różnorodny. Pewną część mogą stanowić tzw. Brązowe karły – gwiezdne twory o niewielkiej masie, w których nie doszło do reakcji termojądrowych. Do poszukiwania takich obiektów wykorzystuje się efekt soczewkowania grawitacyjnego (zjawisko ugięcia światła w polu grawitacyjnym). Jest to metoda opracowana przez profesora Bohdana Paczyńskiego. W skład ciemnej materii mogą wchodzić również różne rodzaje cząstek elementarnych. Mogą to być np. neutrina, ale także inne cząstki, których istnienie przewidziano teoretycznie.

Galaktyki

Liczbę Galaktyk szacuje się obecnie na ponad 100 miliardów. Galaktyki występują w zgrupowaniach. Jest to wynik działania ogromnych sił grawitacji. Masy galaktyk osiągają miliony mas Słońca. Nasza Galaktyka i oddalona od nas o 2 mln lat świetlnych Wielka Mgławica w Andromedzie należą do masywnych galaktyk. Ich masy są rzędu 10^11Mo. Dlatego dominują w tzw. Lokalnej Grupie. Należy do niej około 30 innych Galaktyk (np. Wielkie i Mały obłok Magellana). Są to najbliżej nas położone galaktyki. Lokalna Grupa wraz z wieloma tego typu układami składają się na gromadę galaktyk. W odległości ok. 50 lat świetlnych znajduje się najbliższa nas gromada nazywana Wirgo (w gwiazdozbiorze Panny). Natomiast gromada Coma (w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki) zawiera około 40 tysięcy galaktyk.

Struktura rozkładu galaktyk przypomina pianę z baniek mydlanych (fot. 153 str.222)
Galaktyki występują gównie w ogromnych powłokach, ograniczających olbrzymie puste obszary o rozmiarach 100 – 1000 mln lat świetlnych. Pozbawione są one niemal całkowicie świecącej materii.

Wśród galaktyk występuje ogromna różnorodność. Typy galaktyk:
Galaktyki eliptyczne – są najbardziej masywne. Kształtem przypominają nieco spłaszczoną kulę. Bryła ta nosi formalną nazwę elipsoidy obrotowej. Galaktyki eliptycznie nie mają ramion spiralnych. Dlatego mało w nich gazu i pyłu. Większość materii skupiona jest w starych gwiazdach, obiegających centrum po silnie wydłużonych orbitach.
Galaktyki spiralne – są najczęściej spotykane (nasza Galaktyka, Wielka Mgławica w Andromedzie). Większość materii tych galaktyk skupia się w dysku. Charakterystyczną cechą tych galaktyk jest obecność ramion spiralnych. Ramiona składają się z młodych, gorących gwiazd oraz obłoków gazu i pyłu. W centralnym zgrubieniu znajduje się niezwykle duże zagęszczenie starszych gwiazd.
Galaktyki nieregularne – Maja osobliwy wygląd i ich kształt nie przypomina ani eliptycznych, ani spiralnych galaktyk. Te nieregularności kształtu mogą być wynikiem zderzenia z sąsiednią galaktyką bądź efektem innych gwałtownych procesów.

Występują również galaktyki karłowate. Są to twory niewiele większe od gromad gwiazd. Stanowią one większość w naszej Lokalnej Grupie i być może w innych grupach także. Nie są one jednak pomniejszonymi wersjami normalnych galaktyk. Niektóre z nich pozbawione są gazu i pyłu, zawierają zaś stare, czerwone gwiazdy. Inne natomiast są w fazie aktywności gwiazdotwórczej. Występują więc w nich jasne, gorące gwiazdy.

Wśród galaktyk często dochodzi do zderzeń. Mogą być one istotnym elementem w formowaniu się galaktyk eliptycznych. Gwiazdy, będąc od siebie zbyt oddalone, nie zderzają się ze sobą. Natomiast obłoki gazowo – pyłowe na skutek zmiany pola grawitacyjnego zapadają się. W wyniku większej gęstości intensywnie przebiega tworzenie się i ewolucja gwiazd. Zderzenia prowadzą więc do częściowego bądź całkowitego zużycia gazu i pyłu. Dlatego też z kilku galaktyk spiralnych może utworzyć się masywna galaktyka eliptyczna. W gromadach galaktyki są bliżej siebie i zderzenia są bardziej prawdopodobne.

Ucieczka galaktyk – Podczas badania galaktyk zauważono, że u większości z nich linie widmowe są przesunięte ku czerwieni, czyli ku dłuższym falom. Zgodnie z efektem Dopplera świadczy to o oddalaniu się źródła. Zatem galaktyki oddalają się od nas. Im większa odległość do galaktyki, tym większa prędkość, z jaką się oddala. Jest to prawo Hubble’a.

v = Hd
v = prędkość z jaką galaktyka się oddala
d = odległość do galaktyki
H = 30 km/s / 10^6 lat świetlnych (stała Hubble’a)

Niektóre galaktyki oprócz promieniowania widzialnego emitują znaczne ilości energii w zakresie promieniowania podczerwonego, radiowego, nadfioletowego, rentgenowskiego czy też gamma. Zwykle obszar tej emisji jest bardzo zwarty i znajduje się w centrum galaktyki. Dlatego też obiekty te nazywane są aktywnymi jądrami galaktyk. Ich szczególnym przypadkiem są kwazary.

Kwazary – Są widoczne z dużych odległości wobec tego są niezwykle silnymi źródłami energii. Moc promieniowania najjaśniejszych kwazarów wynosi 10^41 watów (10 razy przewyższa jasność przeciętnych galaktyk). Kwazary są jądrami galaktyk, emitującymi bardzo dużo energii. Przypuszcza się, że w centrum kwazarów znajdują się czarne dziury o masach dochodzących nawet do 10^9Mo.
Materia znajdująca się w sąsiedztwie czarnej dziury opada na nią, tworząc płaski, wirujący dysk. Energia grawitacyjna zostaje zamieniona na energię cieplną. Część tej energii jest stale emitowana w promieniowaniu nadfioletowym lub rentgenowskim (jest to właśnie promieniowanie niezwykle rozgrzanego gazu). Dopóki czarna dziura jest zasilana materią, dopóty jądro galaktyki jest aktywne. Jeśli wyczerpią się zasoby dostępnej materii, czarna dziura przechodzi w stan uśpienia (jak obecnie w naszej Galaktyce). Wiele wskazuje na to, że supermasywne czarne dziury istnieją w większości jąder galaktyk.