PROFILPELAJAR.COM

Спирална галаксија је тип галаксије у Хабловом низу коју карактеришу следећа физичка својства: знатан укупан момент импулса, галаксија се састоји из језгра које је окружено диском, језгро подсећа на елиптичке галаксије и садржи многе старе звезде (оне које припадају тзв. Популацији II), а обично и супермасивну црну рупу у свом средишту, и диск је раван, ротирајући скуп младих звезда (Популација I), међузвездане материје и расејаних звезданих јата.

Спиралне галаксије су тако назване због тога што се диск састоји од грана, сјајних од формирања звезда, које се приближно логаритамски шире од језгра.^[1] Премда их је понекад тешко уочити, ове гране разликују спиралне галаксије од лентикуларних, које имају структуру диска али не и спиралне гране. Дискове спиралних галаксија обично окружују велики сфероидни халои састављени од звезда популације II, од којих се многи налазе сконцентрисани у збијеним звезданим јатима која круже око сентра галаксије. За нашу галаксију, Млечни пут, се дуго сматрало да је спирална, са Sbc класификацијом у Хабловом низу, међутим, недавна истраживања помоћу свемирског телескопа Спицер потврђују да она у ствари припада пречкастим спиралним галаксијама.

Примећено је да отприлике две трећине свих спирала има додатну компоненту у облику шипкасте структуре^[2] која се протеже од централне избочине, на чијим крајевима почињу спирални кракови. Удео спирала са пречкама у односу на спирале без њих се вероватно мењао током историје свемира, са само око 10% које садржи шипке пре око 8 милијарди година, на отприлике четвртину пре 2,5 милијарде година, до данас, где преко две трећине галаксија у видљивом универзуму (Хаблова запремина) имају краке.^[3]

Млечни пут је спирала са преградама, иако је саму траку тешко посматрати са тренутног положаја Земље унутар галактичког диска.^[4] Најубедљивији докази да звезде формирају пречку у галактичком центру долазе из неколико недавних истраживања, укључујући она помоћу Спицеровог свемирског телескопа.^[5]

Заједно са неправилним галаксијама, спиралне галаксије чине приближно 60% галаксија у данашњем универзуму.^[6] Углавном се налазе у регионима ниске густине и ретке су у центрима галактичких јата.^[7]

Порекло спиралне структуре

Рани пионир истраживања о формирању спиралних грана је био Бертил Линдблад. Он је схватио да је идеја да су звезде трајно распоређене у облик спирале неодржива због „дилеме о намотавању“. Пошто се брзина ротације галактичког диска разликује у зависности од удаљености од средишта галаксије, радијална грана би брзо постала закривљена како галаксија ротира. Грана би, након неколико обрта галаксије, постајала све закривљенија и све би се чвршће обмотавала око галаксије. Међутим, резултати посматрања говоре да се ово не дешава.

Први прихватљиву теорију су осмислили Френк Шу и Лин 1964. Они су сугерисали да су спиралне гране манифестација таласа густине у спирали. Претпоставили су да звезде путују у благо елиптичким орбитама као и да су оријентације њихових орбита у корелацији тј. елипсе се помало разликују у својој оријентацији (једна у односу на другу) уз растућу удаљеност од галактичког центра. Ово је илустровано на дијаграму. Јасно је да се елиптичке орбите у појединим областима приближавају што даје ефекат постојања грана. Звезде, дакле, не остају заувек у позицији у којој их сада видимо, већ пролазе кроз гране док путују својим орбитама.

Алтернативне хипотезе које су предложене укључују таласе формирања звезда који се крећу по галаксији; сјајне звезде настале у тим формирањима брзо одумиру чиме остављају тамније области иза таласа чинећи тако таласе видљивим.

Примери

Види још

Референце

^ Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman memorial lectures, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346. Alt URL(pp. 124–151)
^ D. Mihalas (1968). Galactic Astronomy. W. H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0326-6.
^ „Hubble and Galaxy Zoo Find Bars and Baby Galaxies Don't Mix”. Science Daily. 16. 1. 2014.
^ „Ripples in a Galactic Pond”. Scientific American. октобар 2005. Архивирано из оригинала 6. 9. 2013. г.
^ R. A. Benjamin; E. Churchwell; B. L. Babler; R. Indebetouw; M. R. Meade; B. A. Whitney; C. Watson; M. G. Wolfire; M. J. Wolff; R. Ignace; T. M. Bania; S. Bracker; D. P. Clemens; L. Chomiuk; M. Cohen; J. M. Dickey; J. M. Jackson; H. A. Kobulnicky; E. P. Mercer; J. S. Mathis; S. R. Stolovy; B. Uzpen (септембар 2005). „First GLIMPSE Results on the Stellar Structure of the Galaxy”. The Astrophysical Journal Letters. 630 (2): L149—L152. Bibcode:2005ApJ...630L.149B. S2CID 14782284. arXiv:astro-ph/0508325 . doi:10.1086/491785.
^ Loveday, J. (фебруар 1996). „The APM Bright Galaxy Catalogue”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 278 (4): 1025—1048. Bibcode:1996MNRAS.278.1025L. arXiv:astro-ph/9603040 . doi:10.1093/mnras/278.4.1025.
^ Dressler, A. (март 1980). „Galaxy morphology in rich clusters — Implications for the formation and evolution of galaxies”. The Astrophysical Journal. 236: 351—365. Bibcode:1980ApJ...236..351D. doi:10.1086/157753.