Przeczytaj
Warto przeczytać
Kilka galaktyk można obserwować na ciemnym nocnym niebie nieuzbrojonym okiem. Jednak przez stulecia nazywane były obłokami lub mgławicami. Dopiero w 1610 roku, kiedy to Galileusz przy pomocy pierwszego teleskopu obserwował mleczny pas na niebie dowiódł, że jest to skupisko słabo świecących gwiazd. Wtedy zrozumiano, że Układ Słoneczny znajduje się w pewnej strukturze skupiającej gwiazdy. W połowie XVIII wieku obserwacje pozwoliły stwierdzić astronomom, że część pozostałych „obłoków” na nocnym niebie to również skupiska gwiazd. Były to czasy, w których nadal wielu uczonych sądziło, że Ziemia jest w centrum wszystkiego. Ze względu na brak odpowiedniej aparatury, nie można było jednoznacznie określić, że rozciągłe obiekty na niebie leżą znacznie dalej niż nasza Galaktyka.
W 1750 roku Thomas Wright zasugerował, że Droga Mleczna (Rys. 1.) jest spłaszczonym dyskiem pełnym gwiazd. Pod koniec XVIII wieku Charles Messier stworzył katalog obiektów rozciągłych podobnych do mgławic. 50 lat później powstał teleskop umożliwiający rozróżniać strukturę tych mgławic. Wtedy zauważono, że część tych obiektów jest eliptyczna, niektóre posiadają spiralną strukturę. Ponieważ, w tamtych czasach, nie zdawano sobie sprawy z wielu zjawisk, toczył się spór pomiędzy obserwatorami – czy obiekty rozciągłe należą do naszej Galaktyki, czy też są znacznie dalej. W 1923 roku Edwin Hubble dostarczył rozstrzygających dowodów, że mgławice spiralne są odrębnymi obiektami. Hubble badał obiekt znany jako M31, czyli obiekt z katalogu Messiera znajdujący się na 31 pozycji – obecnie powszechnie znany jako galaktyka Andromedy (Rys. 2.). Hubble oddzielił jasne jądro od gwiazd wokół, wyznaczył na podstawie zmienności gwiazd odległość do tego obiektu. Galaktyka Andromedy okazała się być niezależnym układem gwiazd. Stało się jasne, że Galaktyka Andromedy jest znajdującą się najbliżej nas, bo zaledwie 2,5 miliona lat świetlnychlat świetlnych od Ziemi, dużą galaktyką spiralnągalaktyką spiralną.
Obecnie definicja galaktyki jest następująca:
galaktyka – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii.
Galaktyka (Rys. 3a) może zawierać od 10Indeks górny 77 (galaktyki karłowate) do nawet 10Indeks górny 1414 gwiazd krążących wokół wspólnego środka.
Przestrzeń międzygwiazdowa wypełniona jest pyłem i gazem, czyli materią międzygwiazdową oraz różnymi formami energii, takimi jak neutrina i promieniowanie elektromagnetyczne, które pochodzą ze świecących źródeł. Materia ta składa się z atomów, z których powstają wszystkie ciała niebieskie. Jest też wzbogacana innymi pierwiastkami podczas zderzeń ciał niebieskich i po śmierci masywnych gwiazd, które wyrzucają większość swojej materii w przestrzeń. Materia międzygwiazdowa w galaktykach kumuluje się w ramionach spiralnych – jest to przestrzeń silnie gwiazdotwórcza. W Drodze Mlecznej gęstość materii w ramionach wynosi średnio 10 atomów na centymetr sześcienny, natomiast w okolicy Słońca zaledwie 1 atom/cmIndeks górny 33. Przestrzeń pomiędzy galaktykami jest prawie idealną próżnią. Gęstość materii pomiędzy galaktykami nie przekracza 1 atomu/mIndeks górny 33.
Jeżeli materia międzygwiazdowa zwiększy swoją gęstość w wyniku czynników zewnętrznych (np. wybuch gwiazdy w sąsiedztwie) obłok materii zapada się i powstaje gwiazda. Rys. 3b. prezentuje obrazy dysków protogwiazdowych wykonanych przez sieć radioteleskopów ALMA. Odpowiednio duże ciśnienie, temperatura i masa w jądrze takiej protogwiazdy prowadzi do wyświecania energii. Jeżeli obłok nie był dostatecznie duży to po zapadnięciu wytworzy się obiekt, który nie świeci, ale porusza się w galaktyce tak jak inne obiekty astronomiczne.
Istotną składową każdej galaktyki jest hipotetyczna materia nieemitująca i nieodbijająca promieniowania. Nazywa się ją ciemną materią. O jej istnieniu świadczą ruchy gwiazd w galaktykach. Gdyby nie było ciemnej materii w galaktykach, żadna z nich nie utrzymałaby spiralnego kształtu. Ponadto obieg gwiazd wokół środka galaktyki z większą prędkością niż wyliczono z praw grawitacji świadczy o obecności znaczącej masy w ogromnym układzie grawitacyjnym, jakim są wszystkie galaktyki. Ciemna materia występuje głównie w dyskach galaktyk spiralnychgalaktyk spiralnych.
Hubble wprowadził podział morfologiczny galaktyk, czyli podzielił je na różne typy biorąc pod uwagę jedynie ich kształt. Rozdzielił galaktyki na następujące grupy:
- galaktyki eliptycznegalaktyki eliptyczne (oznaczane: od E0 do E7 - z ang. elliptical),
- galaktyki spiralnegalaktyki spiralne (oznaczane S - z ang. spiral),
z poprzeczką (SB)
bez poprzeczki (S).
- galaktyki nieregularne (oznaczane Irr - z ang. irregular).
Typem pośrednim pomiędzy galaktyką eliptyczną i spiralną jest galaktyka soczewkowata (typ S0). Przykładem takiej galaktyki jest NGC3115 zwana galaktyką Wrzeciono.
Galaktyki eliptyczneGalaktyki eliptyczne i soczewkowate stanowią zaledwie 1/5 populacji znanych galaktyk.
Słowniczek
(ang.: spiral galaxy) skupisko gwiazd z zaznaczoną częścią centralną, wokół której krąży dysk zawierający gwiazdy pył, gaz i ciemną materię. Dzieli się je na dwa typy galaktyki spiralne z poprzeczką, czyli takie których centrum jest wydłużone, w kształcie przypominające walec (typ SB, spiral - bar), oraz zwykłe spiralne bez poprzeczki - centrum jest kuliste.
(ang.: elliptical galaxy) galaktyka, w której gwiazdy rozmieszczone się mniej więcej równomiernie wokół środka, nie ma dysku, przyjmują kształty od sferycznego do mocno spłaszczonej elipsoidy.
(ang.: light‑year) wielkość używana w astronomii do określania odległości w dalekim kosmosie. Jest to odległość jaką w próżni przebędzie światło w ciągu jednego roku, .
(ang.: kiloparsec) wielkość używana w astronomii do określania odległości w dalekim kosmosie. Zależność pomiędzy parsekiem a rokiem świetlnym to:
[1 pc] = [3,26 ly], natomiast [1 kpc]=[1000 pc].