Czym jest galaktyka?

Galaktykami nazywamy ogromne skupiska gwiazdgwiazdagwiazd, gazu i pyłu międzygwiezdnego, planet, mniejszych ciał jak planetoidy, asteroidy, komety oraz ciemnej materii. Osiągają rozmiary od kilkudziesięciu do 200 tysięcy lat świetlnych. Dzięki sile grawitacji utrzymują swój kształt i przyjmują różne formy. Możemy wyodrębnić cztery główne typy galaktyk, w tym eliptyczne (typ E), spiralne (typ S), soczewkowate (S0) oraz nieregularne (Irr).

Zaproponowana klasyfikacja galaktyk (sekwencja Hubble’a) została stworzona w 1926 roku przez Edwina Hubble’a i obecnie uważa się, że ma ona zastosowanie tak do Wszechświata współczesnego, jak i młodego, co najmniej sprzed 11,5 miliarda lat temu. Szacuje się, że we Wszechświecie znajduje się około 200 miliardów galaktyk, które powstały po Wielkim Wybuchu. Nie wiadomo jednak, co było przyczyną ich powstania. Według jednych teorii powstawały one w wyniku zapadnięcia się wielkoskalowych obłoków gazu, według innych przez połączenie się wielu gromad gwiazd. Do takich zderzeń galaktyk dochodzi cały czas. Na początku Wszechświata musiały być one częste ze względu na mniejsze odległości między nimi. Większość galaktyk zgrupowana jest w większe struktury tzw. grupy bądź gromady galaktyk, w których również występują oddziaływania grawitacyjne utrzymujące je ze sobą. Droga Mleczna wraz z 50 galaktykami stanowią Grupę Lokalną o rozciągłości 10 milionów lat świetlnych. Natomiast Grupa Lokalna wraz z kilkuset innymi gromadami (łącznie około 100 tysięcy galaktyk) wchodzi w skład supergromady Laniakea.

Galaktyki eliptyczne

Galaktyki eliptyczne mają symetrię kulistą lub elipsoidalną. Jasność powierzchniowa galaktyki eliptycznej jest największa w środku i zmniejsza się stopniowo na zewnątrz. W galaktykach tych nie występuje w zauważalnych ilościach pył i gaz. Cała widoczna materia jest skupiona w starych gwiazdach, które powstały zapewne w krótkim okresie w początkowych etapach formowania się galaktyki.

Galaktyki spiralne

Galaktyki spiralne to takie, które składają się z jądra i z ramion, zazwyczaj z dwóch, rzadziej z jednego czy z trzech. Wszystkie ramiona leżą w jednej płaszczyźnie, którą nazywamy dyskiem galaktycznym. Jądro galaktyk spiralnych zbudowane jest ze starych gwiazd. W środku galaktyk bardzo często znajduje się masywna czarna dziura o masie milionów mas Słońca. W ramionach dominują młode gwiazdy. Przypuszcza się, że galaktyki spiralne utworzone zostały z obłoków materii, które wypełniały bardzo młody Wszechświat. W środkach tych obłoków zaczęły tworzyć się gwiazdy, przez co znikał gaz z obłoku. Jednak na jego krańcach gwiazdy nie tworzyły się już tak dobrze, i gaz nie zniknął całkowicie. Stworzył on zalążek dysku galaktycznego, zaś gwiazdy w środku utworzyły jądro galaktyki. Galaktyki te dominują we Wszechświecie.

Galaktyki soczewkowate

Tego typu galaktyka stanowi ogniwo pośrednie między galaktykami eliptycznymi a  spiralnymi. Jej jądro jest podobne do silnie spłaszczonej galaktyki eliptycznej, natomiast wokół znajduje się dysk, ale bez żadnych śladów struktury spiralnej. Galaktyki te nie zawierają młodych gwiazd ani materii międzygwiezdnej, co jest typowe dla galaktyk eliptycznych.

Galaktyki nieregularne

Galaktyki nieregularne, o osobliwym wyglądzie, to takie które nie wykazują symetrii charakterystycznych dla galaktyk eliptycznych i spiralnych. Dzielimy je na dwa typy. Pierwszy zaliczamy obecnie do skrajnych odmian galaktyk spiralnych, gdyż mają z nimi wiele cech wspólnych: wirują wokół własnych osi, wykazują silne spłaszczenie i ślady struktury spiralnej. Odróżnia je natomiast to, że nie ma w nich jądra i ramion. Drugi typ to grupa galaktyk zupełnie nieregularnych o bezkształtnym wyglądzie, niewielkich rozmiarach i sporej jasności powierzchniowej. W galaktykach tego rodzaju znajduje się także dużo młodych gwiazd. Stanowią one od 5 do 10 % wszystkich galaktyk.

Czym jest gwiazda?

Wymienione galaktyki stanowią ogromne skupiska materii pod różną postacią. Głównymi skupiskami są gwiazdy – kuliste ciała niebieskie, zbudowane z gazów (przede wszystkim wodoru i helu). Materia w nich związana jest grawitacyjnie, a w ich wnętrzu zachodzą reakcje atomowe. Efektem tych reakcji jest wysoka temperatura utrzymująca się na powierzchni oraz emitowanie światła. Gwiazdy krążą wokół centrum galaktyki związane z nim grawitacyjnie.

Ewolucja typowej gwiazdy

• Narodziny gwiazdy - Nie mamy żadnych informacji, pochodzących z bezpośrednich obserwacji o tym, jak wygląda pierwszy etap formowania się gwiazdy. Istnieją jednak przesłanki, by sądzić, że wszystko zaczyna się, gdy chmura gazu i pyłu kosmicznego (obłok), w której dominujący udział ma wodór, gromadzi się wokół przypadkowego zagęszczenia. Takie zagęszczenie może być wywołane strumieniem materii wyrzuconej z innej gwiazdy, która wybuchła (supernowasupernowa supernowa).

• Protogwiazda - Na skutek grawitacji obłok kurczy się. W miarę kurczenia, wzrasta jego temperatura. Powstaje dysk z kulistą centralną częścią – protogwiazdą. Cała chmura gazowo‑pyłowa obraca się wokół własnej osi początkowo wolno, a w miarę kurczenia się – coraz szybciej. Proces kurczenia się obłoku i powstawania protogwiazdy może trwać kilkaset tysięcy lat. Gdy temperatura protogwiazdy osiągnie odpowiednio wysoką wartość, w jej centralnej części rozpoczyna się proces syntezy (łączenia) jąder wodoru w jądra helu. Energia wydzielana w tym procesie powstrzymuje grawitacyjne zapadanie. Gwiazda zaczyna jasno świecić.

• Gwiazda - W taki sposób rozpoczyna się względnie stabilny i najdłuższy okres, bo stanowiący około 90% całego czasu jej życia. Czas stabilnego życia gwiazdy zależy przede wszystkim od jej masy. Najbardziej masywne gwiazdy żyją „najszybciej” – zaledwie kilkadziesiąt milionów lat. Najmniej masywne gwiazdy mogą istnieć nawet kilkadziesiąt miliardów lat.

• Ostatni etap „życia” typowej gwiazdy - Ewolucja gwiazd może przebiegać nieco inaczej w zależności od jej wielkości. Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,08 masy Słońca nie są w stanie zapoczątkować przemiany termonuklearnej i stają się brązowymi karłami. W przypadku gwiazd o średniej wielkości, do których należy Słońce, etapem poprzedzającym „śmierć” gwiazdy jest zamiana w czerwonego olbrzyma. Jego rozmiary wzrastają, aż do zrzucenia zewnętrznych warstw. Gwiazda średnia staje się obłokiem pyłu i gazu z gorącym jądrem. Stopniowo stygnąc stanie się białym karłem – gwiazdą o rozmiarach Ziemi. Duże gwiazdy (olbrzymy, nadolbrzymy, superolbrzymy) kończą swoje życie, kiedy wyczerpie się wodór – źródło ich energii. Dochodzi wtedy do wybuchu, w trakcie którego powstaje supernowa. Supernowa może przekształcić się w czarną dziurę, czyli obiekt o ogromnej masie i małych rozmiarach, którego pole grawitacyjne nie wypuszcza nawet światła lub gwiazdę neutronową emitującą silne pole elektromagnetyczne. Wybuchy supernowych wzbogacają materię międzygwiazdową w ciężkie pierwiastki, rozpoczynając proces powstawania nowych gwiazd. I jak widzisz wszystko zaczyna się od początku...

Słowniczek