galaktyki
 
Encyklopedia PWN
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 −9m do −24m . 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).
Ilustracje
Galaktyki fot. R. Williams/NASA
Galaktyka NGC 4650A fot. NASA
Przeglądaj encyklopedię
Przeglądaj tabele i zestawienia
Przeglądaj ilustracje i multimedia