26.2 Typer av galakser - Astronomi 2e | OpenStax (2023)

Læringsmål

På slutten av denne delen vil du kunne:

• Beskriv egenskapene og egenskapene til elliptiske, spiralformede og uregelmessige galakser
• Forklar hva som kan få en galakse til å endre seg over tid

Spiralgalakser

Vår egen Galaxy ogAndromedagalaksener typiske, storespiralgalakser(seFigur 26.2). De består av en sentral bule, en glorie, en skive og spiralarmer. Interstellart materiale er vanligvis spredt over skivene til spiralgalakser. Lyse emisjonståker og varme, unge stjerner er tilstede, spesielt i spiralarmene, som viser at ny stjernedannelse fortsatt skjer. Diskene er ofte støvete, noe som er spesielt merkbart i de systemene vi ser nesten kant på (Figur 26.4).

Figur26.4 Spiralgalakser. (a) Spiralarmene til M100, vist her, er blåere enn resten av galaksen, noe som indikerer unge, høymassestjerner og stjernedannende områder. (b) Vi ser denne spiralgalaksen, NGC 4565, nesten nøyaktig på kanten, og fra denne vinkelen kan vi se støvet i galaksens plan; det ser mørkt ut fordi det absorberer lyset fra stjernene i galaksen. (kreditt a: modifikasjon av arbeid av Hubble Legacy Archive, NASA, ESA og Judy Schmidt; kreditt b: modifikasjon av arbeid av "Jschulman555"/ Wikimedia)

I galakser som vi ser ansikt på, får de klare stjernene og emisjonståkene til at spiralarmene skiller seg ut som på et pinwheel den fjerde juli. Åpne stjernehoper kan sees i armene til nærmere spiraler, og kulehoper er ofte synlige i gloriene deres. Spiralgalakser inneholder en blanding av unge og gamle stjerner, akkurat som Melkeveien gjør. Alle spiraler roterer, og rotasjonsretningen er slik at armene ser ut til å slepe omtrent som kjølvannet til en båt.

Omtrent to tredjedeler av de nærliggende spiralgalaksene har boksede eller peanøttformede stjerner som løper gjennom sentrum (Figur 26.5). Astronomer viser stor originalitet og kaller disse galaksene sperrede spiraler.

Figur26.5 Sperret spiralgalakse. NGC 1300, vist her, er en spiralgalakse. Legg merke til at spiralarmene begynner ved endene av stangen. (kreditt: NASA, ESA og Hubble Heritage Team (STScI/AURA))

Som vi noterte iMelkeveisgalaksenkapittel, har Galaxy vår også en beskjeden bar (seFigur 25.10). Spiralarmene begynner vanligvis fra endene av stangen. Det faktum at barer er så vanlige tyder på at de har lang levetid; det kan være at de fleste spiralgalakser danner en bar på et tidspunkt under utviklingen.

I både sperrede og usperrede spiralgalakser observerer vi en rekke forskjellige former. I den ene ytterligheten er den sentrale bulen stor og lysende, armene er svake og tett kveilet, og lyse emisjonståker og superkjempestjerner er lite iøynefallende. Hubble, som utviklet et system for å klassifisere galakser etter form, ga disse galaksene betegnelsen Sa. Galakser på dette ytterpunktet har kanskje ingen klar spiralarmstruktur, noe som resulterer i et linselignende utseende (de blir noen ganger referert til som linseformede galakser). Disse galaksene ser ut til å dele like mange egenskaper med elliptiske galakser som de gjør med spiralgalakser

I det andre ytterpunktet er den sentrale bulen liten og armene er løst sår. I disse Sc-galaksene er lysende stjerner og emisjonståker svært fremtredende. Galaksen vår og Andromedagalaksen er begge mellomliggende mellom de to ytterpunktene. Fotografier avspiralgalakser, som illustrerer de forskjellige typene, er vist iFigur 26.6, sammen med elliptiske galakser for sammenligning.

Figur26.6 Hubble-klassifisering av galakser. Denne figuren viser Edwin Hubbles opprinnelige klassifisering av galakser. Elliptiske galakser er til venstre. Til høyre kan du se de grunnleggende spiralformene illustrert, sammen med bilder av faktiske sperrede og usperrede spiraler. (kreditt: endring av arbeid av NASA, ESA)

De lysende delene av spiralgalakser ser ut til å variere i diameter fra omtrent 20 000 til mer enn 100 000 lysår. Nyere studier har funnet at det sannsynligvis er en stor mengde galaktisk materiale som strekker seg langt utover den tilsynelatende kanten av galakser. Dette materialet ser ut til å være tynn, kald gass som er vanskelig å oppdage i de fleste observasjoner.

Fra de tilgjengelige observasjonsdataene er massene til de synlige delene av spiralgalakser estimert til å variere fra 1 milliard til 1 trillion soler (10⁹til 10¹² M_Sol). Den totale lysstyrken til de fleste spiraler faller i området 100 millioner til 100 milliarder ganger lysstyrken til solen vår (10⁸til 10¹¹ L_Sol). Galaxy og M31 er relativt store og massive, ettersom spiraler går. Det er også betydeligmørk materiei og rundt galaksene, akkurat som det er i Melkeveien; vi utleder dens tilstedeværelse fra hvor raskt stjerner i de ytre delene av galaksen beveger seg i sine baner.

Elliptiske galakser

Elliptiske galakserbestår nesten utelukkende av gamle stjerner og har former som er kuler eller ellipsoider (noe sammenklemte kuler) (Figur 26.7). De inneholder ingen spor av spiralarmer. Lyset deres domineres av eldre rødlige stjerner (populasjonen II-stjernene omtalt iMelkeveisgalaksen). I de større elliptiske strøkene i nærheten kan mange kulehoper identifiseres. Støv- og emisjonståker er ikke iøynefallende i elliptiske galakser, men mange inneholder en liten mengde interstellar materie.

Figur26.7 Elliptiske galakser. (a) ESO 325-G004 er en gigantisk elliptisk galakse. Andre elliptiske galakser kan sees rundt kantene på dette bildet. (b) Denne elliptiske galaksen stammer sannsynligvis fra kollisjonen mellom to spiralgalakser. (kreditt a: modifikasjon av arbeid av NASA, ESA og Hubble Heritage Team (STScI/AURA); kreditt b: modifikasjon av arbeid av ESA/Hubble, NASA)

Elliptiske galakser viser ulike grader av utflating, alt fra systemer som er tilnærmet sfæriske til de som nærmer seg flatheten til spiraler. De sjeldne gigantiske elliptiske (for eksempel ESO 325-G004 inFigur 26.7) når lysstyrker på 10¹¹ L_Sol. Massen i en gigantisk ellipse kan være så stor som 10^{1. 3} M_Sol. Diametrene til disse store galaksene strekker seg over flere hundre tusen lysår og er betydelig større enn de største spiralene. Selv om individuelle stjerner går i bane rundt sentrum av en elliptisk galakse, er ikke banene alle i samme retning, slik det skjer i spiraler. Derfor ser det ikke ut til at elliptiske linjer roterer på en systematisk måte, noe som gjør det vanskelig å anslå hvor mye mørk materie de inneholder.

Vi finner at elliptiske galakser strekker seg hele veien fra kjempene, som nettopp er beskrevet, til dverger, som kan være den vanligste typen galakse.Dverg elliptiske strender(noen ganger kalt dverg sfæroidaler) unnslapp vår oppmerksomhet i lang tid fordi de er veldig svake og vanskelige å se. Et eksempel på en dverg elliptisk er Leo I Dwarf Spheroidal galakse vist iFigur 26.8. Lysstyrken til denne typiske dvergen er omtrent lik lysstyrken til de lyseste kulehopene.

Mellom de elliptiske gigant- og dverggalaksene er systemer som M32 og M110, de to følgesvennene til Andromedagalaksen. Selv om de ofte blir referert til som dverg-elliptiske, er disse galaksene betydelig større enn galakser som Leo I.

Figur26.8 Dverg elliptisk galakse. M32, en elliptisk dverggalakse og en av følgesvennene til den gigantiske Andromeda-galaksen M31. M32 er en dverg etter galaktiske standarder, siden den bare er 2400 lysår i diameter. (kreditt: NOAO/AURA/NSF)

Uregelmessige galakser

Hubble klassifiserte galakser som ikke har de vanlige formene knyttet til kategoriene vi nettopp beskrev, i oppsamlingsboksen til enuregelmessig galakse, og vi fortsetter å bruke begrepet hans. Vanligvis har uregelmessige galakser lavere masser og lysstyrke enn spiralgalakser. Uregelmessige galakser virker ofte uorganiserte, og mange gjennomgår relativt intens stjernedannelsesaktivitet. De inneholder både unge populasjon I-stjerner og gamle populasjon II-stjerner.

De to mest kjente irregulære galaksene erStor Magellansk skyogLiten magellansk sky(Figur 26.9), som er i en avstand på litt mer enn 160 000 lysår unna og er blant våre nærmeste ekstragalaktiske naboer. Navnene deres gjenspeiler det faktum at Ferdinand Magellan og hans mannskap, som foretok sin jordomreise, var de første europeiske reisende som la merke til dem. Selv om de ikke er synlige fra USA og Europa, er disse to systemene fremtredende fra den sørlige halvkule, hvor de ser ut som piskete skyer på nattehimmelen. Siden de bare er omtrent en tidel så fjernt som Andromeda-galaksen, gir de en utmerket mulighet for astronomer til å studere tåker, stjernehoper, variable stjerner og andre nøkkelobjekter i en annen galakse. For eksempel inneholder den store magellanske skyen 30 Doradus-komplekset (også kjent som Tarantel-tåken), en av de største og mest lysende gruppene av supergigantiske stjerner kjent i noen galakse.

Figur26.9 4-meters teleskop ved Cerro Tololo Inter-American Observatory silhuett mot den sørlige himmelen. Melkeveien sees til høyre for kuppelen, og de store og små magellanske skyene til venstre. (kreditt: Roger Smith/NOAO/AURA/NSF)

Den lille magellanske skyen er betydelig mindre massiv enn den store magellanske skyen, og den er seks ganger lengre enn den er bred. Denne smale delen av materiale peker direkte mot galaksen vår som en pil. Den lille magellanske skyen ble mest sannsynlig forvrengt til sin nåværende form gjennom gravitasjonsinteraksjoner med Melkeveien. Et stort spor av rusk fra denne interaksjonen mellom Melkeveien og den lille magellanske skyen har blitt strødd over himmelen og blir sett på som en serie gassskyer som beveger seg med unormalt høy hastighet, kjent som Magellansk strømmen. Vi vil se at denne typen interaksjon mellom galakser vil bidra til å forklare de uregelmessige formene til hele denne kategorien av små galakser,

Galaxy Evolution

Oppmuntret av suksessen til H-R-diagrammet for stjerner (seAnalyser Starlight), håpet astronomer som studerte galakser å finne en slags sammenlignbar ordning, der forskjeller i utseende kan knyttes til forskjellige evolusjonsstadier i galaksenes liv. Ville det ikke vært fint om hver elliptisk galakse utviklet seg til en spiral, for eksempel, akkurat som hver hovedsekvensstjerne utvikler seg til en rød gigant? Flere enkle ideer av denne typen ble prøvd, noen av Hubble selv, men ingen sto tidens tann (og observasjon).

Fordi ingen enkel plan for å utvikle en type galakse til en annen kunne bli funnet, hadde astronomer en tendens til det motsatte synspunktet. En stund trodde de fleste astronomer at alle galakser ble dannet veldig tidlig i universets historie og at forskjellene mellom dem hadde å gjøre med stjernedannelseshastigheten. Elliptiske galakser var de galaksene der all den interstellare materie raskt ble omdannet til stjerner. Spiraler var galakser der stjernedannelsen skjedde sakte over hele galaksens levetid. Denne ideen viste seg også å være for enkel.

I dag forstår vi at i det minste noen galakser har endret type i løpet av milliarder av år siden universet startet. Som vi skal se i senere kapitler, kan kollisjoner og sammenslåinger mellom galakser dramatisk endre spiralgalakser til elliptiske galakser. Selv isolerte spiraler (uten nabogalakser i sikte) kan endre utseende over tid. Etter hvert som de forbruker gassen sin, vil hastigheten på stjernedannelsen avta, og spiralarmene vil gradvis bli mindre iøynefallende. Over lange perioder begynner derfor spiraler å ligne mer på galaksene i midten avFigur 26.6(som astronomer omtaler som S0-typer).

I løpet av de siste tiårene har studiet av hvordan galakser utvikler seg i løpet av universets levetid blitt et av de mest aktive feltene innen astronomisk forskning. Vi vil diskutere utviklingen av galakser mer detaljert iUtviklingen og distribusjonen av galakser, men la oss først se litt mer detaljert hvordan forskjellige galakser er.