Galaktika on suur tähtedest, gaasist ja tolmust koosnev moodustis, mida hoiab koos gravitatsioon. Need universumi suurimad ühendid võivad olla erineva kuju ja suurusega. Enamik kosmoseobjekte on osa konkreetsest galaktikast. Need on tähed, planeedid, satelliidid, udukogud, mustad augud ja asteroidid. Mõnel galaktikal on suur hulk nähtamatut tumeenergiat. Tänu sellele, et galaktikaid eraldab tühi ruum, nimetatakse neid piltlikult öeldes oaasideks kosmilises kõrbes.
| Elliptiline galaktika | Spiraalne galaktika | Vale galaktika | |
|---|---|---|---|
| Sfääriline komponent | Kogu galaktika | Sööma | Väga nõrk |
| Star ketas | Puudub või väljendub nõrgalt | Peamine komponent | Peamine komponent |
| Gaasi- ja tolmuketas | Ei | Sööma | Sööma |
| Spiraalsed oksad | Ei või ainult tuuma lähedal | Sööma | Ei |
| Aktiivsed tuumad | Saage tuttavaks | Saage tuttavaks | Ei |
| 20% | 55% | 5% |
Meie galaktika
Meile lähim täht, Päike, on üks miljardist Linnutee galaktika tähest. Tähistaevast vaadates on raske mitte märgata laia tähtedega kaetud riba. Vanad kreeklased nimetasid nende tähtede parve galaktikaks.
Kui meil oleks võimalus seda tähesüsteemi väljastpoolt vaadata, märkaksime laabunud palli, milles on üle 150 miljardi tähe. Meie galaktikal on mõõtmed, mida on raske ette kujutada. Valguskiir liigub ühelt küljelt teisele sadu tuhandeid Maa aastaid! Meie galaktika keskpunkti hõivab tuum, millest ulatuvad välja tohutud tähtedega täidetud spiraalsed oksad. Kaugus Päikesest galaktika tuumani on 30 tuhat valgusaastat. Päikesesüsteem asub Linnutee äärealadel.
Vaatamata kosmiliste kehade tohutule kuhjumisele on galaktikas tähed haruldased. Näiteks lähimate tähtede vaheline kaugus on kümneid miljoneid kordi suurem nende läbimõõdust. Ei saa öelda, et tähed on universumis juhuslikult hajutatud. Nende asukoht sõltub gravitatsioonijõududest, mis hoiavad taevakeha kindlal tasapinnal. Tähesüsteeme, millel on oma gravitatsiooniväljad, nimetatakse galaktikateks. Lisaks tähtedele hõlmab galaktika gaasi ja tähtedevahelist tolmu.
Galaktikate koostis.
Universum koosneb ka paljudest teistest galaktikatest. Meile lähimad on 150 tuhande valgusaasta kaugusel. Neid võib lõunapoolkera taevas näha väikeste uduste laikudena. Neid kirjeldas esmakordselt Pigafett, Magellani ekspeditsiooni liige kogu maailmas. Nad sisenesid teadusesse Suure ja Väikese Magellani pilve nime all.
Meile lähim galaktika on Andromeeda udukogu. See on mõõtmetelt väga suur, nii et see on Maalt nähtav tavalise binokliga ja selge ilmaga isegi palja silmaga.
Galaktika struktuur meenutab kosmoses kumerat hiiglaslikku spiraali. Ühel spiraalharul, ¾ kaugusest keskusest, asub päikesesüsteem. Kõik galaktikas pöörleb ümber kesktuuma ja allub selle gravitatsioonijõule. 1962. aastal klassifitseeris astronoom Edwin Hubble galaktikad nende kuju järgi. Teadlane jagas kõik galaktikad elliptilisteks, spiraalseteks, ebakorrapärasteks ja varrastega galaktikateks.
Universumi selles osas, mis on kättesaadav astronoomilistele uuringutele, on miljardeid galaktikaid. Astronoomid kutsuvad neid ühiselt metagalaktikaks.
Universumi galaktikad
Galaktikaid esindavad suured tähtede, gaasi ja tolmu rühmad, mida hoiab koos gravitatsioon. Nende kuju ja suurus võivad oluliselt erineda. Enamik kosmoseobjekte kuulub mõnesse galaktikasse. Need on mustad augud, asteroidid, tähed koos satelliitide ja planeetidega, udukogud, neutronsatelliidid.
Enamik universumi galaktikaid sisaldab tohutul hulgal nähtamatut tumeenergiat. Kuna erinevate galaktikate vahelist ruumi peetakse tühjaks, nimetatakse neid sageli oaasideks ruumi tühjuses. Näiteks täht nimega Päike on üks miljarditest tähtedest Linnutee galaktikas, mis asub meie universumis. Päikesesüsteem asub ¾ kaugusest selle spiraali keskpunktist. Selles galaktikas liigub kõik pidevalt ümber kesktuuma, mis allub selle gravitatsioonile. Kuid ka tuum liigub koos galaktikaga. Samal ajal liiguvad kõik galaktikad ülikiirusel.
Astronoom Edwin Hubble viis 1962. aastal läbi Universumi galaktikate loogilise klassifikatsiooni, võttes arvesse nende kuju. Nüüd on galaktikad jagatud 4 põhirühma: elliptilised, spiraal-, varras- ja ebaregulaarsed galaktikad.
Mis on meie universumi suurim galaktika?
Universumi suurim galaktika on ülihiiglane läätsekujuline galaktika, mis asub Abell 2029 klastris.
Spiraalsed galaktikad
Need on galaktikad, mille kuju meenutab heleda keskpunktiga (tuumaga) lamedat spiraalset ketast. Linnutee on tüüpiline spiraalgalaktika. Spiraalgalaktikaid nimetatakse tavaliselt S-tähega, need jagunevad 4 alarühma: Sa, So, Sc ja Sb. So rühma kuuluvaid galaktikaid eristavad heledad tuumad, millel puuduvad spiraalsed harud. Mis puutub Sa-galaktikatesse, siis neid eristavad tihedad spiraalharud, mis on tihedalt keritud ümber kesktuuma. Sc ja Sb galaktikate harud ümbritsevad tuuma harva.
Messieri kataloogi spiraalgalaktikad
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Varustatud galaktikad
Tulpgalaktikad on sarnased spiraalgalaktikatega, kuid neil on üks erinevus. Sellistes galaktikates ei alga spiraalid mitte tuumast, vaid sildadest. Umbes 1/3 kõigist galaktikatest kuulub sellesse kategooriasse. Tavaliselt tähistatakse neid tähtedega SB. Need jagunevad omakorda 3 alarühma Sbc, SBb, SBa. Nende kolme rühma erinevuse määrab hüppajate kuju ja pikkus, millest tegelikult algavad spiraalide harud.
Spiraalgalaktikad Messieri kataloogiribaga
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Elliptilised galaktikad
Galaktikate kuju võib varieeruda täiesti ümarast pikliku ovaalseni. Nende eripäraks on keskse heleda südamiku puudumine. Neid tähistatakse tähega E ja need jagunevad 6 alarühma (vastavalt kujule). Sellised vormid on tähistatud vahemikus E0 kuni E7. Esimesed on peaaegu ümmarguse kujuga, E7-le aga äärmiselt piklik kuju.
Messieri kataloogi elliptilised galaktikad
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Ebakorrapärased galaktikad
Neil pole selget struktuuri ega kuju. Ebaregulaarsed galaktikad jagunevad tavaliselt kahte klassi: IO ja Im. Kõige levinum on galaktikate klass Im (sellel on vaid väike struktuurivihje). Mõnel juhul on nähtavad spiraalsed jäägid. IO kuulub kaootilise kujuga galaktikate klassi. Väike ja suur Magellani pilv on Im-klassi suurepärane näide.
Messieri kataloogi ebakorrapärased galaktikad
|
|
|
Peamiste galaktikate tüüpide omaduste tabel
| Elliptiline galaktika | Spiraalne galaktika | Vale galaktika | |
| Sfääriline komponent | Kogu galaktika | Sööma | Väga nõrk |
| Star ketas | Puudub või väljendub nõrgalt | Peamine komponent | Peamine komponent |
| Gaasi- ja tolmuketas | Ei | Sööma | Sööma |
| Spiraalsed oksad | Ei või ainult tuuma lähedal | Sööma | Ei |
| Aktiivsed tuumad | Saage tuttavaks | Saage tuttavaks | Ei |
| Protsent galaktikate koguarvust | 20% | 55% | 5% |
Suur galaktikate portree
Mitte kaua aega tagasi hakkasid astronoomid töötama ühisprojekti kallal galaktikate asukoha kindlakstegemiseks kogu universumis. Nende eesmärk on saada üksikasjalikum pilt Universumi üldisest struktuurist ja kujust suurtes skaalades. Kahjuks on universumi ulatust paljudel raske mõista. Võtke meie galaktika, mis koosneb enam kui sajast miljardist tähest. Universumis on veel miljardeid galaktikaid. Kaugeid galaktikaid on avastatud, kuid me näeme nende valgust sellisena, nagu see oli peaaegu 9 miljardit aastat tagasi (meid lahutab nii suur vahemaa).
Astronoomid said teada, et enamik galaktikaid kuulub teatud rühma (seda hakati nimetama "parveks"). Linnutee on osa parvest, mis omakorda koosneb neljakümnest teadaolevast galaktikast. Tavaliselt on enamik neist klastritest osa veelgi suuremast rühmitusest, mida nimetatakse superparvedeks.
Meie klaster on osa superparvest, mida tavaliselt nimetatakse Neitsi klastriks. Selline massiivne parv koosneb enam kui 2 tuhandest galaktikast. Ajal, mil astronoomid koostasid nende galaktikate asukoha kaardi, hakkasid superparved võtma konkreetset kuju. Suured superparved on kogunenud nende ümber, mis näivad olevat hiiglaslikud mullid või tühimikud. Missugune see struktuur on, ei tea veel keegi. Me ei saa aru, mis võib nendes tühimikes olla. Eelduse kohaselt võivad need olla täidetud teatud tüüpi teadlastele tundmatu tumeainega või nende sees on tühi ruum. Läheb kaua aega, enne kui me selliste tühimike olemust teada saame.
Galaktiline andmetöötlus
Edwin Hubble on galaktika uurimise asutaja. Ta on esimene, kes määrab, kuidas arvutada galaktika täpset kaugust. Oma uurimistöös toetus ta pulseerivate tähtede meetodile, mida tuntakse paremini tsefeididena. Teadlane suutis märgata seost ühe heleduspulsatsiooni lõpuleviimiseks vajaliku perioodi ja tähe vabastatava energia vahel. Tema uurimistöö tulemustest sai suur läbimurre galaktikauuringute vallas. Lisaks avastas ta, et galaktika kiirgava punase spektri ja selle kauguse (Hubble'i konstant) vahel on korrelatsioon.
Tänapäeval saavad astronoomid mõõta galaktika kaugust ja kiirust, mõõtes spektri punanihke suurust. On teada, et kõik universumi galaktikad eemalduvad üksteisest. Mida kaugemal on galaktika Maast, seda suurem on selle liikumiskiirus.
Selle teooria visualiseerimiseks kujutage lihtsalt ette, et sõidate autoga, mis liigub kiirusega 50 km/h. Teie ees sõitev auto sõidab 50 km tunnis kiiremini, mis tähendab, et tema kiirus on 100 km tunnis. Tema ees on teine auto, mis liigub veel 50 km tunnis kiiremini. Kuigi kõigi kolme auto kiirused erinevad 50 km/h, eemaldub esimene auto sinust tegelikult 100 km/h kiiremini. Kuna punane spekter räägib meist eemalduva galaktika kiirusest, siis saadakse järgmine: mida suurem on punanihe, seda kiiremini galaktika liigub ja seda suurem on selle kaugus meist.
Meil on nüüd uued tööriistad, mis aitavad teadlastel uusi galaktikaid otsida. Tänu Hubble'i kosmoseteleskoobile said teadlased näha seda, millest nad varem võisid vaid unistada. Selle teleskoobi suur võimsus tagab hea nähtavuse ka väikestest detailidest lähedalasuvates galaktikates ja võimaldab uurida kaugemaid, mida pole veel keegi teadnud. Praegu on väljatöötamisel uued kosmosevaatlusriistad, mis lähiajal aitavad Universumi ehitust sügavamalt mõista.
Galaktikate tüübid
- Spiraalsed galaktikad. Kuju meenutab lamedat spiraalset ketast, millel on selgelt väljendunud keskpunkt, nn südamik. Meie Linnutee galaktika kuulub sellesse kategooriasse. Sellest portaali saidi jaotisest leiate palju erinevaid artikleid, mis kirjeldavad meie galaktika kosmoseobjekte.
- Varustatud galaktikad. Need meenutavad spiraalseid, kuid erinevad neist ühe olulise erinevuse poolest. Spiraalid ei ulatu mitte südamikust, vaid nn hüppajatest. Sellesse kategooriasse võib omistada kolmandiku kõigist universumi galaktikatest.
- Elliptilised galaktikad on erineva kujuga: täiuslikult ümaratest ovaalsete piklikeni. Võrreldes spiraalsetega, puudub neil keskne, selgelt väljendunud tuum.
- Ebakorrapärastel galaktikatel ei ole iseloomulikku kuju ega struktuuri. Neid ei saa liigitada ühtegi ülaltoodud tüüpidest. Universumi avarustes on palju vähem ebakorrapäraseid galaktikaid.
Astronoomid käivitasid hiljuti ühisprojekti, et teha kindlaks kõigi universumi galaktikate asukoht. Teadlased loodavad saada suuremas plaanis selle struktuurist selgema pildi. Universumi suurust on inimmõtlemisel ja mõistmisel raske hinnata. Ainuüksi meie galaktika koosneb sadadest miljarditest tähtedest. Ja selliseid galaktikaid on miljardeid. Näeme valgust avastatud kaugetest galaktikatest, kuid see ei tähenda isegi, et vaatame minevikku, sest valguskiir jõuab meieni kümnete miljardite aastate jooksul, nii suur vahemaa eraldab meid.
Astronoomid seostavad enamikku galaktikaid ka teatud rühmadega, mida nimetatakse parvedeks. Meie Linnutee kuulub parve, mis koosneb 40 uuritud galaktikast. Sellised klastrid on ühendatud suurteks rühmadeks, mida nimetatakse superparvedeks. Meie galaktikaga parv on osa Neitsi superparvest. See hiiglaslik parv sisaldab rohkem kui 2 tuhat galaktikat. Pärast seda, kui teadlased hakkasid nende galaktikate asukoha kaarti joonistama, omandasid superparved teatud kuju. Enamik galaktilisi superparvesid ümbritsesid hiiglaslikud tühimikud. Keegi ei tea, mis võib nendes tühimikes olla: kosmos nagu planeetidevaheline ruum või aine uus vorm. Selle mõistatuse lahendamine võtab kaua aega.
Galaktikate vastastikmõju
Teadlaste jaoks pole vähem huvitav ka galaktikate kui kosmiliste süsteemide komponentide vastastikmõju küsimus. Pole saladus, et kosmoseobjektid on pidevas liikumises. Galaktikad pole sellest reeglist erand. Teatud tüüpi galaktikad võivad põhjustada kahe kosmilise süsteemi kokkupõrke või ühinemise. Kui mõistate, kuidas need kosmoseobjektid paistavad, muutuvad nende koosmõjul tekkivad suuremahulised muutused arusaadavamaks. Kahe kosmosesüsteemi kokkupõrke käigus pritsib välja hiiglaslik kogus energiat. Kahe galaktika kohtumine Universumi avarustes on isegi tõenäolisem sündmus kui kahe tähe kokkupõrge. Galaktikate kokkupõrked ei lõpe alati plahvatusega. Väike ruumisüsteem võib oma suuremast vastaspoolest vabalt mööda minna, muutes selle struktuuri vaid veidi.
Seega moodustuvad koosseisud, mis on välimuselt sarnased piklike koridoridega. Need sisaldavad tähti ja gaasilisi tsoone ning sageli tekivad uued tähed. On aegu, mil galaktikad ei põrka kokku, vaid puudutavad üksteist kergelt. Kuid isegi selline interaktsioon käivitab pöördumatute protsesside ahela, mis toob kaasa tohutud muutused mõlema galaktika struktuuris.
Milline tulevik ootab meie galaktikat?
Nagu teadlased oletavad, on võimalik, et kauges tulevikus suudab Linnutee neelata pisikese kosmilise suurusega satelliidisüsteemi, mis asub meist 50 valgusaasta kaugusel. Uuringud näitavad, et sellel satelliidil on pikk eluiga, kuid kui ta põrkub kokku oma hiiglasliku naabriga, lõpetab see suure tõenäosusega oma eraldi eksisteerimise. Astronoomid ennustavad ka kokkupõrget Linnutee ja Andromeeda udukogu vahel. Galaktikad liiguvad üksteise poole valguse kiirusega. Tõenäolise kokkupõrke ootamine on ligikaudu kolm miljardit Maa aastat. Kas see aga nüüd ka päriselt juhtub, on raske oletada, kuna puuduvad andmed mõlema kosmosesüsteemi liikumise kohta.
Galaktikate kirjeldus edasiKvant. Kosmos
Portaali sait viib teid huvitava ja põneva ruumi maailma. Õpid universumi ehituse olemust, tutvud kuulsate suurte galaktikate ehitusega ja nende komponentidega. Lugedes artikleid meie galaktika kohta, saame selgemaks mõned nähtused, mida võib öötaevas jälgida.
Kõik galaktikad asuvad Maast väga kaugel. Palja silmaga on näha ainult kolm galaktikat: Suur ja Väike Magellani pilv ning Andromeeda udukogu. Kõiki galaktikaid on võimatu üles lugeda. Teadlaste hinnangul on nende arv umbes 100 miljardit. Galaktikate ruumiline jaotus on ebaühtlane – üks piirkond võib sisaldada neid tohutult, samas kui teine ei sisalda ainsatki väikest galaktikat. Astronoomid ei suutnud galaktikate pilte üksikutest tähtedest eraldada kuni 90ndate alguseni. Sel ajal oli üksikute tähtedega galaktikat umbes 30. Kõik nad määrati kohalikku rühma. 1990. aastal leidis astronoomia kui teaduse arengus aset majesteetlik sündmus – Maa orbiidile saadeti Hubble'i teleskoop. Just see tehnika ja ka uued maapealsed 10-meetrised teleskoobid võimaldasid näha oluliselt suuremat hulka lahendatud galaktikaid.
Tänasel päeval kratsivad maailma “astronoomilised mõistused” tumeaine rolli üle galaktikate ehitamisel, mis avaldub vaid gravitatsioonilises vastasmõjus. Näiteks mõnes suures galaktikas moodustab see umbes 90% kogumassist, samas kui kääbusgalaktikad ei pruugi seda üldse sisaldada.
Galaktikate evolutsioon
Teadlased usuvad, et galaktikate tekkimine on Universumi evolutsiooni loomulik etapp, mis toimus gravitatsioonijõudude mõjul. Ligikaudu 14 miljardit aastat tagasi algas algaines protoklastrite moodustumine. Edasi toimus erinevate dünaamiliste protsesside mõjul galaktikate rühmade eraldumine. Galaktika kujundite rohkust seletab nende tekke algtingimuste mitmekesisus.
Galaktika kokkutõmbumine võtab aega umbes 3 miljardit aastat. Teatud aja jooksul muutub gaasipilv tähesüsteemiks. Tähtede moodustumine toimub gaasipilvede gravitatsioonilise kokkusurumise mõjul. Pärast teatud temperatuuri ja tiheduse saavutamist pilve keskel, mis on piisav termotuumareaktsioonide alguseks, moodustub uus täht. Massiivsed tähed moodustuvad termotuumakeemilistest elementidest, mis on massiivsemad kui heelium. Need elemendid loovad esmase heelium-vesiniku keskkonna. Supernoova tohutute plahvatuste käigus tekivad rauast raskemad elemendid. Sellest järeldub, et galaktika koosneb kahest põlvkonnast tähtedest. Esimene põlvkond on vanimad tähed, mis koosnevad heeliumist, vesinikust ja väga väikestest kogustest rasketest elementidest. Teise põlvkonna tähtedel on märgatavam raskete elementide segu, kuna need tekivad raskete elementidega rikastatud ürggaasist.
Kaasaegses astronoomias on galaktikatele kui kosmilistele struktuuridele antud eriline koht. Põhjalikult uuritakse galaktikate tüüpe, nende vastasmõju tunnuseid, sarnasusi ja erinevusi ning tehakse prognoos nende tuleviku kohta. See piirkond sisaldab endiselt palju tundmatut, mis nõuab täiendavat uurimist. Kaasaegne teadus on lahendanud palju küsimusi galaktikate ehitustüüpide kohta, kuid nende kosmiliste süsteemide tekkega on seotud ka palju tühje kohti. Praegune uurimisaparatuuri moderniseerimise tempo ja kosmiliste kehade uurimise uute metoodikate väljatöötamine annab lootust oluliseks läbimurdeks tulevikus. Ühel või teisel viisil on galaktikad alati teadusliku uurimistöö keskmes. Ja see ei põhine ainult inimlikul uudishimul. Olles saanud andmed kosmiliste süsteemide arengumustrite kohta, suudame ennustada oma Linnuteeks kutsutava galaktika tulevikku.
Kõige huvitavamad uudised, teaduslikud ja originaalsed artiklid galaktikate uurimise kohta edastatakse teile veebisaidi portaali kaudu. Siit leiate põnevaid videoid, kvaliteetseid pilte satelliitidelt ja teleskoopidest, mis ei jäta teid ükskõikseks. Sukelduge koos meiega tundmatu kosmose maailma!
Üha sagedamini kohtab erinevaid lühendeid ja lühendeid, mis viitavad galaktikate tüübid, jõudis järeldusele, et sellel teemal on vaja paralleelselt ja iseseisvalt kirjutada eraldi artikkel, nii et kui teil on galaktikate tüüpide kohta küsimusi või arusaamatusi, siis viidake lihtsalt sellele lühikesele artiklile.
Galaktikaid on väga vähe. Peamisi on 4, mõningate täiendustega 6. Mõtleme välja.
Galaktikate tüübid
Vaadates ülaltoodud diagrammi, läheme järjekorras, selgitame välja, mida tähe ja selle kõrval oleva numbri (või mõne muu lisatähe) tähendus on. Kõik loksub paika.
1. Elliptilised galaktikad (E)
E-tüüpi galaktika (M 49)
Elliptilised galaktikad on ovaalse kujuga. Neil puudub keskne särav tuum.
Arv, mis lisatakse pärast ingliskeelset tähte E, jagab selle tüübi 7 alamtüübiks: E0 - E6. (mõned allikad teatavad, et võib olla 8 alatüüpi, mõned 9, see pole oluline). See määratakse lihtsa valemiga: E = (a - b) / a, kus a on peatelg, b on ellipsoidi väiketelg. Seega pole raske aru saada, et E0 on ideaalis ümmargune, E6 on ovaalne või lapik.
Elliptilised galaktikad moodustavad vähem kui 15% kõigi galaktikate koguarvust. Neil puudub tähtede moodustumine ja need koosnevad peamiselt kollastest tähtedest ja kääbustest.
Kui vaadelda läbi teleskoobi, ei paku need suurt huvi, sest Üksikasju pole võimalik üksikasjalikult uurida.
2. Spiraalgalaktikad (S)
S-tüüpi galaktika (M 33)
Kõige populaarsem galaktika tüüp. Rohkem kui pooled kõigist olemasolevatest galaktikatest on sellised spiraal. Meie galaktika Linnutee on ka spiraalne.
Oma “okste” tõttu on neid kõige ilusam ja huvitavam jälgida. Enamik tähti asub keskuse vahetus läheduses. Lisaks hajuvad tähed pöörlemise tõttu laiali, moodustades spiraalseid oksi.
Spiraalsed galaktikad jagunevad 4 (mõnikord 5) alatüübiks (S0, Sa, Sb ja Sc). S0-s ei väljendu spiraalsed oksad üldse ja neil on kerge südamik. Need on väga sarnased elliptiliste galaktikatega. Neid liigitatakse sageli eraldi tüübiks - läätsekujuline. Sellised galaktikad ei moodusta rohkem kui 10% koguarvust. Järgmiseks tulevad Sa (tihti lihtsalt kirjutatakse S), Sb, Sc (vahel lisandub ka Sd) olenevalt okste keerdumise astmest. Mida vanem on lisatäht, seda väiksem on keerdumise aste ja galaktika “oksad” ümbritsevad tuuma üha harvemini.
Spiraalgalaktikate "okstel" või "harudel" on palju noori. Siin toimuvad aktiivsed tähetekke protsessid.
3. Varbaga spiraalgalaktikad (SB)
SBb tüüpi galaktika (M 66)
Varbaga spiraalgalaktikad(või nimetatakse ka "barred") on teatud tüüpi spiraalgalaktika, kuid sisaldavad niinimetatud "latti", mis läbib galaktika keskpunkti - selle tuuma. Spiraalsed oksad (varrukad) lahknevad nende sildade otstest. Tavalistes spiraalgalaktikates kiirgavad oksad tuumast endast. Sõltuvalt okste keerdumise astmest on need tähistatud kui SBa, SBb, SBc. Mida pikem varrukas, seda vanem on lisakiri.
4. Ebaregulaarsed galaktikad (Irr)
Type Irr Galaxy (NGC 6822)
Ebakorrapärased galaktikad neil ei ole selgelt määratletud vormi. Neil on “räbaldunud” struktuur, tuum pole eristatav.
Seda tüüpi on mitte rohkem kui 5% galaktikate koguarvust.
Kuid isegi ebaregulaarsetel galaktikatel on kaks alatüüpi: Im ja IO (või Irr I, Irr II). Mul on vähemalt mingi vihje struktuurile, sümmeetriale või nähtavatele piiridele. IO on täiesti kaootilised.
5. Polaarrõngastega galaktikad
Polaarrõnga galaktika (NGC 660)
Seda tüüpi galaktikad eristuvad teistest. Nende eripära on see, et neil on kaks täheketast, mis pöörlevad üksteise suhtes erineva nurga all. Paljud usuvad, et see on võimalik tänu kahe galaktika ühinemisele. Kuid teadlastel pole siiani täpset määratlust selle kohta, kuidas sellised galaktikad tekkisid.
Enamus polaarrõnga galaktikad on läätsekujulised galaktikad ehk S0. Kuigi neid näeb harva, on vaatepilt meeldejääv.
6. Omapärased galaktikad
Omapärane kulleste galaktika (PGC 57129)
Wikipedia definitsiooni põhjal:
Omapärane galaktika on galaktika, mida ei saa liigitada kindlasse klassi, kuna sellel on selgelt väljendunud individuaalsed omadused. Sellel terminil pole selget määratlust ja galaktikate omistamine sellele tüübile võib olla vaieldav.
Nad on omal moel ainulaadsed. Nende leidmine taevast pole lihtne ja nõuab professionaalseid teleskoope, kuid see, mida näete, näeb välja hämmastav.
See on kõik. Loodan, et ei midagi keerulist. Nüüd teate põhitõdesid galaktikate tüübid (klassid).. Ja astronoomiaga tutvudes või minu ajaveebi artikleid lugedes ei teki teil nende määratluse kohta küsimusi. Ja kui äkki unustate, vaadake kohe seda artiklit.
Kaasaegses astronoomias on kõige laialdasemalt kasutatav galaktikate esimene klassifikatsioon, mille pakkus välja Edwin Powell Hubble 1926. aastal ja mida hiljem täpsustas ta ning seejärel Gerard de Vaucouleurs ja Alan Sandage.
See klassifikatsioon põhineb teadaolevate galaktikate kujul. Selle järgi jagunevad kõik galaktikad 5 põhitüüpi:
elliptilised (E);
spiraal (S);
Barred spiraalgalaktikad (SB);
Vale (Irr);
Galaktikad, mis on klassifitseerimiseks liiga hämarad, on Hubble'i poolt tähistatud kui Q.
Lisaks sellele kasutavad selle klassifikatsiooni galaktikate tähistused numbreid, mis näitavad elliptilise galaktika laabumist, ja tähti, mis näitavad, kui tihedalt spiraalgalaktikate harud tuuma külge kinnituvad.
Graafiliselt on seda klassifikatsiooni kujutatud seeriana, mida nimetatakse Hubble'i jadaks (või Hubble'i häälehargiks, kuna vooluring on selle instrumendiga sarnane).
Elliptilised galaktikad (tüüp E) moodustavad 13% galaktikate koguarvust. Nad näevad välja nagu ring või ellips, mille heledus väheneb kiiresti keskelt äärealadele. Elliptilised galaktikad on kuju poolest väga mitmekesised: need võivad olla kas sfäärilised või väga lapikud. Sellega seoses jagunevad need 8 alamklassiks - alates E0 (sfääriline kuju, ilma kokkusurumiseta) kuni E7 (kõrgeim kokkusurumine).
Elliptilised galaktikad on ehituselt kõige lihtsamad. Need koosnevad peamiselt vanadest punastest ja kollastest hiiglastest, punastest, kollastest ja valgetest kääbustest. Tolmuainet neis ei ole. Seda tüüpi galaktikates pole tähtede teket toimunud mitu miljardit aastat. Nendes pole peaaegu üldse külma gaasi ega kosmilist tolmu. Pöörlemist on tuvastatud ainult kõige kokkusurutud elliptilistes galaktikates.
Spiraalsed galaktikad- kõige arvukam tüüp: need moodustavad umbes 50% kõigist vaadeldud galaktikatest. Enamik spiraalgalaktika tähti asub galaktika ketta sees. Galaktika kettal on spiraalne muster, mis koosneb kahest või enamast ühes suunas keerduvast harust või käest, mis ulatuvad galaktika keskpunktist.
Spiraale on kahte tüüpi. Esimesel tüübil, tähisega SA või S, ulatuvad spiraalõlad otse kesktihendist. Teises algavad need pikliku moodustise otstest, mille keskel on ovaalne tihend. Näib, et kaks spiraaliharu on ühendatud sillaga, mistõttu selliseid galaktikaid nimetatakse ristatud spiraalideks; need on tähistatud sümboliga SB.
Spiraalgalaktikad erinevad oma spiraalstruktuuri arenguastme poolest, mida tähistatakse klassifikatsioonis tähtede a, b, c lisamisega sümbolitele S (või SA) ja SB.
Spiraalgalaktikate harud on sinakat värvi, kuna neis on palju noori hiidtähti. Kõik spiraalgalaktikad pöörlevad märkimisväärse kiirusega, mistõttu tähed, tolm ja gaasid on koondunud kitsasse kettasse (I populatsiooni tähed). Enamikul juhtudel toimub pöörlemine spiraalsete okste keerdumise suunas.
Igal spiraalgalaktikas on keskne kondensatsioon. Spiraalgalaktikate tükkide värvus on punakaskollane, mis näitab, et need koosnevad peamiselt spektriklassi G, K ja M tähtedest (st väikseimatest ja külmematest tähtedest).
Gaasi- ja tolmupilvede rohkus ning spektriklassi O ja B eresiniste hiiglaste olemasolu viitavad nende galaktikate spiraalharudes toimuvatele aktiivsetele tähtede moodustumise protsessidele.
Spiraalgalaktikate ketas on sukeldatud haruldase, nõrgalt helendava tähtede pilve - halosse. Halo koosneb noortest II populatsiooni tähtedest, mis moodustavad arvukalt kerasparvesid.
Mõnes galaktikas on keskosa sfääriline ja helendab eredalt. Seda osa nimetatakse punniks (inglise keelest bulge - paksenemine, paistetus). Mõhk koosneb vanadest II populatsiooni tähtedest ja sageli nende keskel asuvast ülimassiivsest mustast august. Teiste galaktikate keskosas on "täheriba".
Kõige kuulsamad spiraalgalaktikad on meie Linnutee galaktikad ja Andromeeda udukogu.
Läätsekujuline galaktika(tüüp S0) on vahepealne tüüp spiraalsete ja elliptiliste galaktikate vahel. Seda tüüpi galaktikates on hele tsentraalne kondensatsioon (puhang) tugevalt kokku surutud ja näeb välja nagu lääts ning oksad puuduvad või on väga nõrgalt jälgitavad.
Läätsekujulised galaktikad koosnevad vanadest hiidtähtedest, mistõttu on nende värvus punakas. Kaks kolmandikku läätsekujulistest galaktikatest, nagu ka elliptilised galaktikad, ei sisalda gaasi; kolmandikul on sama gaasisisaldus kui spiraalgalaktikatel. Seetõttu toimuvad tähtede tekkeprotsessid väga aeglases tempos. Läätsekujuliste galaktikate tolm on koondunud galaktika tuuma lähedusse. Umbes 10% teadaolevatest galaktikatest on läätsekujulised galaktikad.
Sest ebakorrapärased või ebakorrapärased galaktikad (Ir) iseloomustab ebakorrapärane laiguline kuju. Ebakorrapäraseid galaktikaid iseloomustab kesktiheduse ja sümmeetrilise struktuuri puudumine, samuti madal heledus. Sellised galaktikad sisaldavad palju gaasi (peamiselt neutraalset vesinikku) – kuni 50% nende kogumassist. Umbes 25% kõigist tähesüsteemidest kuulub sellesse tüüpi.
Ebaregulaarsed galaktikad jagunevad 2 suurde rühma. Neist esimene, tähisega Irr I, hõlmab galaktikaid, millel on teatud struktuuri vihje. Irr I jaotus ei ole lõplik: näiteks kui uuritaval galaktikas on spiraalharude sarnasus (iseloomulik S-tüüpi galaktikatele), saab galaktika tähise Sm või SBm (oma struktuuris on latt); kui sellist nähtust ei täheldata, on tähistus Im.
Teise ebaregulaarsete galaktikate rühma (Irr II) kuuluvad kõik teised kaootilise struktuuriga galaktikad.
On ka kolmas ebaregulaarsete galaktikate rühm – kääbusgalaktikad, mida tähistatakse kui dI või dIrrs. Arvatakse, et ebakorrapärased kääbusgalaktikad on sarnased universumis eksisteerinud varasemate galaktikate moodustistega. Mõned neist on väikesed spiraalgalaktikad, mille hävitavad massiivsemate kaaslaste loodete jõud.
Selliste galaktikate tüüpilised esindajad on suur ja väike Magellani pilv. Varem arvati, et Suur ja Väike Magellani pilv on ebakorrapärased galaktikad. Hiljem aga avastati, et neil on vardaga spiraalne struktuur. Seetõttu klassifitseeriti need galaktikad ümber SBm-ks, neljandat tüüpi spiraalgalaktikateks.
Galaktikaid, millel on teatud individuaalsed omadused, mis ei võimalda neid liigitada mõnda ülaltoodud klassi, nimetatakse omapärane.
Omapärase galaktika näide on raadiogalaktika Centaurus A (NGC 5128).
Hubble'i klassifikatsioon on praegu kõige levinum, kuid mitte ainus. Eelkõige kasutatakse laialdaselt de Vaucouleursi süsteemi, mis on Hubble'i klassifikatsiooni rohkem laiendatud ja muudetud versioon, ja Yerkes'i süsteemi, milles galaktikad on rühmitatud sõltuvalt nende spektrist, kujust ja kontsentratsiooni astmest keskpunkti suunas.
galaktikate nimekiri, galaktikate nimekiri
Mõned galaktikad on loetletud allpool.
- 1 Märkimisväärsed galaktikad
- 2 pärisnimedega galaktikat
- 3 Nähtav palja silmaga
- 4 Esiteks
- 4.1 Prototüübid
- 5 äärmuslikud inimesed
- 5.1 Vahemaad
- 6 galaktikate jaoks eksitavat objekti
- 7 Galaktikate nimekirjad
- 8 Vt ka
- 9 Märkused
Märkimisväärsed galaktikad
| Galaktika | Märkmed |
|---|---|
| M82 | Galaktika prototüüp tähtede tekkepuhanguga. |
| M87 | Neitsi parve keskne galaktika, kohaliku galaktikate superparve keskne parv. |
| M102 | Täielikult tuvastamata objekt. Ühe levinuima hüpoteesi kohaselt on see galaktika NGC 5866, teise järgi - galaktika M101 duplikaat. |
| NGC 2770 | Hiljuti seal plahvatanud kolme supernoova tõttu nimetatakse seda "supernoovatehaseks". |
| NGC 3314A, NGC 3314B | Spiraalgalaktikapaar, mis kattuvad üksteisega, asuvad Maast erineval kaugusel ja ei ole üksteisega ühendatud. Harv galaktikate visuaalse superpositsiooni juhtum. |
| ESO 137-001 | See galaktikaparves Abell 3627 asuv galaktika jääb parve suure läbimise kiiruse tõttu galaktikatevahelise rõhu all ilma tähtedevahelisest gaasist ja jätab tiheda saba, kus on suur hulk tekkivaid tähti. Saba on seni teadaolev suurim tähtede moodustamise piirkond väljaspool galaktikaid. Galaktika sarnaneb komeediga, selle peas on galaktika ning gaasist ja tähtedest koosnev saba. |
| Galaktika komeet | See galaktikaparves Abell 2667 asuv spiraalgalaktika on suurel kiirusel läbi parve liikudes eemaldatud tähtedest ja gaasist, andes sellele komeedi välimuse. |
Õigete nimedega galaktikad
| Galaktika | nime päritolu |
|---|---|
| Linnutee | Põhineb selle galaktika moodustatud udukogu välimusel öötaevas (meenutab piimateed). |
| Suur Magellaani pilv | Ferdinand Magellani nimega, kes jälgis neid 1519. aastal ümbermaailmareisil. |
| Väike Magellani pilv | |
| Andromeeda galaktika | Vastavalt tähtkujudele, milles nad asuvad. |
| Galaxy Sculptor (teise nimega Galaxy hõbemünt) | |
| Kolmnurk galaktika | |
| Bode galaktika | Elert Bode nime järgi, kes selle 1774. aastal avastas. |
| Meyola objekt | Nicholas Mayoli nime järgi, kes selle 1940. aastal avastas. |
| Hoagi rajatis | Arthur Hoagi nime järgi, kes selle 1950. aastal avastas. |
| Whirlpool Galaxy | Seda nimetatakse selle visuaalse sarnasuse tõttu mullivanniga (avastamise ajal oli see esimene selgelt määratletud spiraalse struktuuriga galaktika). |
| Galaktika antennid | Visuaalse sarnasuse tõttu seotud esemetega. |
| Spindli galaktika | |
| Galaktika kulles | |
| Galaxy käruratas | |
| Galaktika komeet | |
| Galaxy hiir | |
| Päevalille galaktika | |
| Galaxy sigar | |
| Galaxy hõbemünt (teise nimega Galaxy Sculptor) | |
| Galaxy Sombrero | |
| Galaxy ilutulestik | |
| Ratta galaktika | |
| Black Eye Galaxy (teise nimega uinuva kaunitari galaktika) | |
| Lõuna-nööriratta galaktika | |
| Uinuva kaunitari galaktika (teise nimega Black Eye Galaxy) |
Nähtav palja silmaga
Terava nägemisega vaatlejale palja silmaga nähtavad galaktikad väga tumeda taeva all selge ilmaga.
| Galaktika | Nähtav reostus | Kaugus | Märkmed |
|---|---|---|---|
| Linnutee | −26.74 (p) | 0 | Meie galaktika. Enamik taevas palja silmaga nähtavaid objekte. |
| Suur Magellaani pilv | 0,9 | 160 tuhat St. aastat (50 kpc) | Nähtav ainult lõunapoolkeral. Taeva heledaim udukogu. |
| Väike Magellani pilv (NGC 292) | 2,7 | 200 tuhat St. aastat (60 kpc) | Nähtav ainult lõunapoolkeral. |
| Andromeda Galaxy (M31, NGC 224) | 3,4 | 2,5 miljonit St. aastat (780 kpc) | Seda nimetatakse ka Andromeeda udukoguks. Asub Andromeeda tähtkujus. |
| Triangulum Galaxy (M33, NGC 598) | 5,7 | 2,9 miljonit St. aastat (900 kpc) | Palja silmaga jälgimine on väga raske. |
| Bode Galaxy (M81, NGC 3031) | 6,9 | 12 miljonit St. aastat (3,6 Mpc) | See on kõige kaugem palja silmaga nähtav objekt. Ainus kaugem asi, mida oli näha, oli GRB 080319B magnituudiga 0,937, kuid see oli ajutine. |
Amburi kääbuselliptilist galaktikat ei ole loetletud, kuna see pole taevas eraldi galaktikana nähtav.
Esiteks
| Esiteks | Galaktika | kuupäev | Märkmed | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Esimene galaktika | Linnutee ja Andromeeda galaktika | 1918 | Ernst Epic määras kauguse Andromeeda udukogust ja leidis, et see ei saa olla osa Linnuteest. Nii sai selgeks, et Linnutee ei ole kogu universum. Epicu saadud väärtus on lähedane tänapäevasele. 1923. aastal määras Edwin Hubble kauguse Andromeeda udukoguni teistsugusel viisil, saades 3 korda väiksema väärtuse kui tänapäevane, ehkki osutas Andromeeda udukogu asukohale väljaspool Linnuteed. | ||||
| Esimene raadiogalaktika | Luik A | 1952 | Esimene mitmest objektist, mida hiljem nimetati raadiotähtedeks, tuvastati Cygnus A kauge galaktikana. | ||||
| Esimene kvasaar | 3C273 3C48 |
1962 1960 |
3C273 oli esimene kvasar, mille jaoks määrati punanihe, ja seetõttu nimetavad mõned seda esimeseks kvasariks. Teised peavad esimeseks kvasariks esimest raadiotähte 3C48, mille spektrit ei olnud võimalik määrata. | ||||
| Esimene Seyferti galaktika | M77 (NGC 1068) | 1908 | Seyferti galaktikate tunnuseid täheldati esmakordselt M77-s 1908. aastal. Klassi määrati need aga alles 1943. aastal. | ||||
| Esimene relativistlik reaktiivlennuk | 3C279 | 1971 | Jeti kiirgab kvasar. | Esimene relativistlik reaktiivlennuk Seyferti galaktikast | III Zw 2 | 2000 | |
| Esimene spiraalgalaktika | Whirlpool Galaxy | 1845 | Lord William Parsons avastas valgest udukogust M51 spiraalse struktuuri. |
Prototüübid
See on nimekiri esimestest galaktikatest, millest said galaktikaklasside prototüübid.
Ekstreemsportlased
Kaugused
| Nimi | Galaktika | Kaugus | Märkmed |
|---|---|---|---|
| Lähim naabergalaktika | Kääbus galaktika Canis Majoris | 25 tuhat St. aastat | Avastati 2003. aastal. Linnutee satelliit, mis neeldub aeglaselt sellesse. |
| Kõige kaugem galaktika | UDFj-39546284 | z = 11,9 | Avastati 2011. aastal. Kõige kaugem üldiselt tunnustatud galaktika, mille punanihe on määratud. |
| Lähim kvasaar | 3C 273 | z = 0,158 | Esmalt tuvastatud kvasar. |
| Kõige kaugem kvasar | CFHQS J2329-0301 | z = 6,43enkn65 | Avatud 2007. aastal. |
| Lähim raadiogalaktika | Centaurus A (NGC 5128, PKS 1322-427) | 13,7 miljonit St. aastat | |
| Kõige kaugem raadiogalaktika | TN J0924-2201 | z = 5,2 | |
| Lähim Seyferti galaktika | Kompass | 13 miljonit St. aastat | See on ka lähim II tüüpi Seyferti galaktika. Lähim I tüüpi galaktika on NGC 4151. |
| Kõige kaugem Seyferti galaktika | z = | ||
| Lähim blazar | Markaryan 421 (Mrk 421, Mkn 421, PKS 1101+384, LEDA 33452) | z = 0,03 | See on BL Laci objekt. |
| Kõige kaugem blazar | Q0906+6930 | z = 5,47 | |
| Lähim BL Lac objekt | Markaryan 421 (Mkn 421, Mrk 421, PKS 1101+384, LEDA 33452) | z = 0,03 | |
| Kõige kaugem BL Lac objekt | z = | ||
| Lähim LINER | |||
| Kõige kaugem LINER | z = | ||
| Lähim LIRG | |||
| Kõige kaugem LIRG | z = | ||
| Lähim ULIRG | IC 1127 (Arp 220, APG 220) | z = 0,018 | |
| Kõige kaugem ULIRG | z = | ||
| Lähim tähepurskegalaktika | Sigar Galaxy (M82, Arp 337/APG 337, 3C 231, Ursa Major A) | 3,2 Mpc |
Galaktikatega ekslikult peetud objektid
Galaktikate loendid
Vaata ka: Kohalik rühm| Galaktika | Kaugus (miljonit valgusaastat) |
Tähtkuju | Tüüp |
|---|---|---|---|
| CMa kääbus | 0,025 | Suur koer | Irr |
| SagDEG | 0,065 | Ambur | dSph(t) |
| UMa II | 0,098 | Suur Vanker | dSph |
| BMO | 0,168 | Kuldkala lauamägi | SBm |
| MMO (NGC 292) | 0,2 | Tukaan | SBm |
| PGC 3589 | 0,29 | Skulptor | dE0 |
| Uma I | 0,33 | Suur Vanker | dSph |
| PGC 10074 | 0,46 | Küpseta | dE0 |
| PGC 19441 | 0,46 | Kiil | E3 |
| PGC 6830 | 1,44 | Phoenix | Ma olen |
| NGC 6822 | 1,63 | Ambur | IBM |
| NGC 185 | 2,05 | Kassiopeia | E |
| NGC 147 | 2,2 | Kassiopeia | dE5 |
| IC 10 | 2,2 | Kassiopeia | dIrr IV/BCD |
| M33 | 2,4 | Kolmnurk | Sc |
| M31 | 2,5 | Andromeda | Sb |
| M32 | 2,9 | Andromeda | E2 |
| M110 | 2,9 | Andromeda | E5 |
| NGC 3109 | 2,9 | Hüdra | Sbm |
| WLM (PGC 143) | 3,04 | Vaal | IB(s)m |
| NGC 300 | 7 | Skulptor | Scd |
| NGC 55 | 7,2 | Skulptor | Sbm |
| NGC 404 | 10 | Andromeda | SA(d)0 |
| IC 342 | 10,7 | Kaelkirjak | Sab |
| NGC 1569 | 11 | Kaelkirjak | IBM |
| NGC 247 | 11,8 | Vaal | SBcd |
| NGC 5128 | 12 | Centaurus | S0 |
| NGC 4449 | 12 | Hagijad Koerad | IBM |
| M81 | 12 | Suur Vanker | Sb |
| M82 | 12 | Suur Vanker | I0 |
| NGC 247 | 12,7 | Phoenix | SB(s)m |
| NGC 7793 | 12,7 | Skulptor | SA(d)d |
| NGC 3077 | 12,8 | Suur Vanker | Sc |
| ESO 97-G13 | 13 | Kompass | SA(d)b |
| M108 | 14,1 | Suur Vanker | Sd |
| M83 | 15 | Hüdra | Sc |
| M94 | 16 | Hagijas koerad | Sab |
| NGC 1705 | 17 | Maalikunstnik | E-S0 |
| M106 | 23,7 | Hagijas koerad | SBbc |
| M65 | 24 | lõvi | Sa |
| M64 | 24 | Veronica juuksed | Sab |
| M101 | 27 | Suur Vanker | SA(sr)c |
| M104 | 29,5 | Neitsi | Sa |
| M74 | 30 | Kala | Sc |
| M96 | 31 | lõvi | SBab |
| M105 | 32 | lõvi | E1 |
| NGC 5195 | 32 | Hagijas koerad | S0 |
| M95 | 32,6 | lõvi | SBb |
| M66 | 35 | lõvi | Sb |
| M51 | 37 | Hagijas koerad | SAbc |
| M63 | 37 | Hagijas koerad | Sbc |
| NGC 4656 | 40 | Hagijas koerad | SB(s)m |
| NGC 5866 | 44 | Draakon | S0-a |
| NGC 4038 | 45 | Vares | SBm |
| M109 | 46,3 | Suur Vanker | SBbc |
| M88 | 47,5 | Veronica juuksed | Sb |
| M49 | 49,5 | Neitsi | E2 |
| M89 | 50 | Neitsi | E |
| M61 | 52 | Neitsi | SBbc |
| M100 | 52,5 | Veronica juuksed | SBbc |
| M90 | 58,7 | Neitsi | SBab |
| M85 | 60 | Veronica juuksed | S0-a |
| M98 | 60 | Veronica juuksed | SBb |
| M99 | 60 | Veronica juuksed | Sc |
| M87 | 60 | Neitsi | E1 |
| M59 | 60 | Neitsi | E5 |
| M60 | 60 | Neitsi | E2 |
| M84 | 60 | Neitsi | E1 |
| NGC 1300 | 61,3 | Eridanus | (R")SB(s)bc |
| NGC 1427A | 62 | Eridanus | IBM |
| NGC 4414 | 62,3 | Veronica juuksed | SBb |
| M91 | 63 | Veronica juuksed | SBb |
| NGC 4039 | 65 | Vares | SBm |
| M58 | 68 | Neitsi | SBb |
| NGC 2207 | 81 | Suur koer | SAB(rs)bc pec |
| NGC 4676 | 290 | Veronica juuksed | SB0-a |
| BX442 | 1070 | Pegasus | Sc |
Vaata ka
- Galaktika
- Linnutee
- Kohalik rühm
- Galaktikaparv
- Lähedal asuvate galaktikate loend
- Spiraalgalaktikate loend
Märkmed
- Taevas ja teleskoop, Galaxy's Wake uued tähed, 28. september 2007
- NASA, Pikast galaktikasabast leitud "vaeslapselikud" tähed, 09.20.07
- arXiv, H-alfa saba, parvesisesed HII piirkonnad ja tähtede moodustumine: ESO137-001, Abell 3627, reede, 8. juuni 2007 17:50:48 GMT
- Universum täna jätab Galaxy oma surmahoos uued tähed maha; 20. september 2007
- Astronoomia teadmistebaas, Magellanic Cloud, UOttawa
- SEDS, suur Magellani pilv, LMC
- SEDS, Väike Magellani pilv, SMC
- Dave Snyder. Ülikooli Lowbrow astronoomide palja silmaga vaatleja juhend. Umich.edu (veebruar, 2000). Vaadatud 1. novembril 2008. Arhiveeritud originaalist 31. märtsil 2012.
- 1 2 Kaugeim palja silma objekt. Uitti.net. Vaadatud 1. novembril 2008. Arhiveeritud originaalist 31. märtsil 2012.
- SEDS, Messier 33
- SEDS, Messier 81
- Astroofia. J., 55, 406-410 (1922)
- Astrophysical Journal, Centennial Issue, Vol. 525C, lk. 569; Baade & Minkowski raadioallikate identifitseerimine; 1999ApJ…525C.569B
- SEDS, Seyferti galaktikad
- Astronomy and Astrophysics, v.357, p.L45-L48 (2000) III Zw 2, esimene superluminaalne joa Seyferti galaktikas; 2000A&A…357L..45B
- SEDS, Lord Rosse'i joonised M51-st, tema "Küsimärk" "Spiraalne udukogu"
- Alamparsek-skaala struktuur ja areng Centaurus A-s Sissejuhatus; T, 26. november 15:27:29 PST 1996
- 1 2 2006. aasta hiiglaslik põleng PKS 2155-304 ja tuvastamata TeV allikad
- 1 2 Julie McEnery. Markarian 421 TeV gammakiirguse emissiooni ajaline varieeruvus. Iac.es. Vaadatud 1. novembril 2008. Arhiveeritud originaalist 31. märtsil 2012.
- bNet, Ablaze kaugelt: astronoomid võisid tuvastada seni kõige kaugema "blasaari", september 2004
- arXiv, Q0906+6930: kõrgeima punase nihkega Blazar, 9. juuni 2004
- Royal Astronomical Society kuuteated, 384. köide, 3. väljaanne, lk. 875-885; Arp220 optiline spektroskoopia: lähima ULIRGi tähtede moodustumise ajalugu; 03/2008 ; 2008MNRAS.384..875R
- Chandra ettepaneku ID #01700041 ; Starburst Galaxy M82 ACIS-kujutis; 09/1999; 1999cxo..prop..362M
- Starburst Galaxies: Proceedings of a Workshop (lk 27) ; 2001; ISBN 3-540-41472-X
| Galaktikad | |
|---|---|
| Liigid |
Elliptiline (E) spiraal (S) barred spiraal (SB) läätsekujuline (S0) ebaregulaarne (Irr) kääbus (d) kääbus ebaregulaarne (dI) kääbus elliptiline (dE) kääbus sfääriline (dSph) ülikompaktne kääbus (UCD) rõngakujuline polaarrõngas |
| Struktuur |
Supermassiivne must auk kühmuline hüppaja ketta südamik spiraalõlg Halo polaarsõrmus protogalaktika |
| Aktiivsed tuumad |
Relativistlik reaktiivlennuk Seyferti galaktika Raadiogalaktika Lacertida Quasar |
| Interaktsioon |
Interakteeruvad galaktikad Põletikuga galaktika Satelliidiparv Superparv Tühi tähtede voog |
| Nähtused ja protsessid |
Tekkimine ja areng Gravitatsioonilääts Omapärane galaktika Galaktika aasta Metagalaktika Galaktika filament Suur müür (Sloan, CfA2, Hercules - Corona Borealis) Suur atraktor |
| Loendid |
Kohalik rühm Lähimad spiraalid Omapäraste galaktikate atlas |
galaktika käsitööloend, galaktika jalgpalliloend, galaktikate loend, galaktikate loend
Galaktikate loend Teave
Galaktikaid on kolm peamist tüüpi: spiraalsed, elliptilised ja ebakorrapärased. Esimeste hulka kuuluvad näiteks Linnutee ja Andromeeda. Keskel on objektid ja must auk, mille ümber keerleb tähtede ja tumeaine halo. Käed hargnevad südamikust. Spiraalne kuju tekib tänu sellele, et galaktika ei lakka pöörlemast. Paljudel esindajatel on ainult üks varrukas, kuid mõnel on kolm või enam.
Peamiste galaktikate tüüpide omaduste tabel
Spiraalsed tulevad džempriga või ilma. Esimese tüübi puhul läbib keskpunkti tihe tähtede riba. Ja viimases sellist moodustumist ei täheldata.
Elliptilised galaktikad sisaldavad vanimaid tähti ning neil ei ole piisavalt tolmu ja gaasi, et luua noori tähti. Kujult võivad need meenutada ringi, ovaalset või spiraalset tüüpi, kuid ilma varrukateta.
Umbes veerand galaktikatest on ebakorrapärased rühmad. Need on väiksemad kui spiraalsed ja neil on mõnikord veider kuju. Neid võib seletada uute tähtede ilmumise või gravitatsioonilise kontaktiga naabergalaktikaga. Ebaõigete hulgas on .
Samuti on palju galaktilisi alatüüpe: Seyfert (kiiresti liikuvad spiraalid), heledad elliptilised superhiiglased (neelavad teisi), rõngasülihiiglased (ilma tuumata) ja teised.