galaktyki

galaktyki

[gr.],

grawitacyjnie związane układy gwiazd, gazu, pyłu i ciemnej materii.

Galaktyki można uważać za elementarne obiekty Wszechświata będące jednocześnie największymi systemami gwiazdowymi. Jedną z galaktyk jest Galaktyka i od niej pochodzi nazwa tej klasy obiektów. Dawniej na określenie galaktyki używano również terminu „mgławica pozagalaktyczna”. Galaktyki zawierają 10⁶–10¹² gwiazd, mają typowe rozmiary 1–100 kpc (parsek), masy 10⁶–10¹⁹ mas Słońca (10³⁶–10⁴³ kg) i promieniują z mocą 10⁶–10¹² mocy Słońca (10³²–10³⁸ W), czemu odpowiadają absolutne wielkości gwiazdowe od −9^m do −24^m . W obserwowalnym obszarze Wszechświata znajduje się ok. 3 mld galaktyk dużej mocy (≥ 4 · 10³⁶ W).

Badanie galaktyk opiera się na obserwacji pochodzącego od nich promieniowania elektromagnetycznego. W większości normalnych galaktyk dominuje promieniowanie gwiazd przypadające w widzialnym, podczerwonym i nadfioletowym zakresie widma. Dużo słabsze i nie mające znaczenia dla bilansu energetycznego tych galaktyk jest promieniowanie rentgenowskie, gamma i radiowe pochodzące od niektórych gwiazd podwójnych, pozostałości po supernowych i pulsarów oraz z ośrodka międzygwiazdowego. Mniej liczne są galaktyki aktywne, w których duża część promieniowania powstaje w ich centralnych obszarach wskutek procesów niezwiązanych z obecnością gwiazd; ich zewnętrzne części nie różnią się jednak znacznie od galaktyk normalnych. Badanie widm galaktyk dostarcza informacji o ich ruchu oraz o względnych ruchach materii w ich wnętrzach. Przesunięcia położeń linii widmowych są miarą prędkości źródła promieniowania, natomiast poszerzenie linii jest miarą rozrzutu prędkości w jego wnętrzu. Spektroskopia galaktyki w optycznej dziedzinie widma wykorzystuje linie widmowe gwiazd. Obserwacje radiowe pozwalają mierzyć położenie linii struktury nadsubtelnej atomu wodoru, której odpowiada fala o długości 21 cm. Tego typu pomiary mają zastosowanie do podukładów dyskowych galaktyk spiralnych, zawierających znaczne ilości neutralnego gazu i wskazują m.in. na znacznie większą masę tych galaktyk niż wynikałoby z całkowitej masy materii świecącej (ciemna materia). Obserwacje pokazują, że — z wyjątkiem kilku bliskich obiektów — widma galaktyk są przesunięte ku czerwieni, co oznacza ich oddalanie się od obserwatora. Świadczy to o rozszerzaniu się Wszechświata (Hubble’a prawo).

Galaktyki stanowią bardzo zróżnicowaną klasę obiektów. Najczęściej stosuje się do galaktyk system klasyfikacji Hubble’a oparty na wyglądzie ich obrazów, otrzymanych za pośrednictwem teleskopów optycznych. W systemie tym wyróżnia się galaktyki eliptyczne, soczewkowate, spiralne (zwykłe i z poprzeczką) oraz galaktyki nieregularne. Gwiazdy galaktyk eliptycznych tworzą w przestrzeni elipsoidę o wyraźnie zwiększającej się gęstości ku centrum. Na ogół trudno jest stwierdzić, jaki jest rzeczywisty kształt elipsoidy i w modelach często zastępuje się ją sferoidą obrotową, a odpowiadający jej rozkład gwiazd w przestrzeni nazywa się podukładem sferoidalnym. W galaktykach soczewkowatych oprócz sferoidalnego występuje również — silnie spłaszczony wzdłuż wyróżnionej osi — podukład dyskowy o symetrii osiowej. W galaktykach spiralnych osiowa symetria dysku jest zaburzona przez obecność ramion spiralnych — jaśniejszych od otoczenia obszarów dysku o tym charakterystycznym kształcie. W środku galaktyk spiralnych gwiazdy tworzą sferoidalne zagęszczenie centralne, otoczone wraz z dyskiem sferoidalnym halo. Galaktyki spiralne z poprzeczką zawdzięczają swą nazwę obecności wewnątrz zagęszczenia centralnego obszaru jaśniejszego od otoczenia; ma on kształt cygara prostopadłego do osi dysku. Galaktyki nieregularne są pozbawione wymienionych wyżej regularnych cech budowy. Powyższy system klasyfikacji stosuje się głównie do jasnych obiektów (o mocy ≥ 10⁹ mocy Słońca; 10³⁵ W); słabsze noszą nazwę galaktyk karłowatych. Istnienie rozmaitych typów morfologicznych galaktyk wiąże się z odmiennymi warunkami powstawania poszczególnych obiektów, nie ma jednak pełnego wyjaśnienia. Pewne cechy fizyczne galaktyk wyraźnie zależą od ich typu. Podstawowym czynnikiem jest tu zawartość chłodnego gazu (o temperaturze ≤10⁴ K), który jest praktycznie nieobecny w galaktykach eliptycznych i soczewkowatych, w galaktykach spiralnych może stanowić kilka procent masy, a w galaktykach nieregularnych do kilkunastu procent. Brak gazu w galaktykach eliptycznych i soczewkowatych powoduje, że nie powstają w nich nowe gwiazdy, a zatem nie występują w nich jasne, gorące gwiazdy o dużych masach. Światło tych galaktyk pochodzi więc od stosunkowo chłodnych gwiazd o małych masach i ma czerwoną barwę. Podobne cechy (brak gazu i masywnych gwiazd) mają też podukłady sferoidalne galaktyk spiralnych. Obecność gazu w dyskach galaktyk spiralnych i powstawanie z niego nowych gwiazd w obszarach ramion spiralnych, w tym gorących i jasnych gwiazd o dużej masie, będących dominującym źródłem promieniowania, powoduje, że galaktyki te mają niebieską barwę. Również galaktyki nieregularne są niebieskie, chociaż mechanizm powstawania młodych gwiazd nie jest w nich związany z obecnością ramion spiralnych.

Średnia gęstość przestrzenna galaktyk wynosi 1 g/1 Mpc³, a zatem średnia odległość pomiędzy galaktykami równa się 1 Mpc; typowa odległość pomiędzy jasnymi (o mocy ≥10³⁶W) obiektami wynosi 5 Mpc. Galaktyki nie są rozmieszczone równomiernie w przestrzeni — na ogół tworzą one grupy, gromady i supergromady galaktyk (Wszechświat).

Galaktyki

Galaktyka NGC 4650A