Galaktyki

Galaktyka to układ gwiazd i materii międzygwiazdowej i jest największym związanym grawitacyjnie systemem gwiazd występującym we Wszechświecie. Na podstawie budowy wyróżnia się cztery zasadnicze typy galaktyk: spiralne, eliptyczne, soczewkowate i nieregularne. Galaktyki o bardzo małej jasności i małych rozmiarach liniowych nazywane są galaktykami karłowatymi niezależnie od ich budowy. Są to galaktyki mniejsze kilkadziesiąt razy od Naszej Galaktyki. Być może istnieje ciągłe przejście między skrajnymi galaktykami karłowatymi a gromadami kulistymi. Najsłabsze galaktyki można obserwować jedynie w niedużych odległościach, praktycznie tylko w Układzie Lokalnym. Właśnie takie galaktyki są najbliżej położone od Drogi Mlecznej. W 1994 roku odkryto najbliższą nam galaktykę karłowatą w Strzelcu, a w 2003 roku dużo bliższą galaktykę karłowatą w Wielkim Psie. Zawierają one jedynie około 100 milionów gwiazd i są słabo widoczne ponieważ są zasłonięte przez materię galaktyczną. Obie galaktyki karłowate w Wielkim Psie i Strzelcu są rozrywane przez znacznie bardziej masywną Drogę Mleczną, której grawitacja pływowo rozciągnęła je w długie pasma gwiazd.

Galaktyki spiralne

Galaktyka spiralna M 101, zwana galaktyką Wir.

Galaktyka spiralna z poprzeczką NGC1365

Wielka Mgławica w Andromedzie (M31) jest galaktyką spiralną typu Sb.

Galaktyki spiralne to galaktyki które składają się z jądra i z ramion. Na ogół mamy do czynienia z dwoma ramionami, rzadziej z jednym czy z trzema. Wszystkie ramiona leżą w jednej płaszczyźnie, którą nazywamy dyskiem galaktycznym. Istnieją dwie rodziny galaktyk spiralnych: galaktyki spiralne zwykłe (oznaczenie S) i galaktyki spiralne z poprzeczką (oznaczenie Sb), w której występują ledwo widoczne jądro. Poprzeczka jest to swego rodzaju wydłużona struktura przechodząca przez jądro galaktyki i leżąca w tej samej płaszczyźnie co dysk galaktyczny. Wśród dużych galaktyk spiralnych liczebność zwykłych galaktyk jest kilkakrotnie większa niż z poprzeczką, natomiast wśród karłowatych galaktyki spiralne z poprzeczką stanowią około połowy całej ilości.

Galaktyki spiralne dzielimy ze względu na stosunek wielkości ramion do jądra. Gdy jądro jest wyraźnie dużo większe od ramion, to jest to galaktyka typu a. Jeżeli ramiona są trochę większe to jest to galaktyka typu b. Potem mamy typ c, aż wreszcie dochodzimy do ostatniego rodzaju: d. Galaktyki spiralne typu d to galaktyki, w których jądro jest stosunkowo bardzo małe w porównaniu zramionami.
Ponad 60% galaktyk to galaktyki spiralne (pomijając galaktyki karłowate). Jądro galaktyk spiralnych zbudowane jest ze starych gwiazd, natomiast w ramionach dominują młode gwiazdy. W środku galaktyk bardzo często znajduje się masywna czarna dziura o masie milionów mas Słońca. Przypuszcza się, że galaktyki spiralne powstały 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.

Droga Mleczna

Przypuszczalny widok Drogi Mlecznej z boku i z góry z zaznaczonym położeniem Słońca

Nasza galaktyka zwana Drogą Mleczną jest najprawdopodobniej galaktyką spiralną z poprzeczką typu Sb zawierająca ponad 100 mld gwiazd. Jądro zawiera około 75% masy całej Galaktyki a w środku znajduje się najprawdopodobniej masywna czarna dziura. Kształt i budowę Drogi Mlecznej znamy gorzej niż sąsiednich galaktyk bowiem większość obiektów przesłania materia galaktyczna i nie możemy ich bezpośrednio zobaczyć. Obserwacje radiowe obłoków wodoru neutralnego wykazują istnienie w Galaktyce ramion spiralnych. Widać je również w zakresie optycznym. Nie tworzą one ciągłych spiral, a raczej porozrywane ich fragmenty (rysunek obok jest tylko schematem i nie pokazuje rzeczywistej struktury Galaktyki). Obserwujemy trzy podstawowe ramiona: ramię Strzelca (najbliżej centrum), Oriona i Perseusza i kilka mniejszych (ostatnio wykryto nowe ramię znajdujące się za ramionami Strzelca i Perseusza.
Słońce znajduje się na skraju Galaktyki w ramieniu Oriona, obracając się względem centrum Galaktyki z prędkością około 220 km/s. Jeden pełen obieg wokół jądra trwa około 220 milionów lat.

Galaktyki eliptyczne

Olbrzymia galaktyka eliptyczna M 87 w Pannie

Są to galaktyki o symetrii kulistej lub elipsoidalnej (oznacza się je literą E i podając stopień spłaszczenia od 1 do 7). 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. Powstały one zapewne w krótkim okresie w początkowych etapach formowania się galaktyki. Rozmiary i masy galaktyki mieszczą się w bardzo szerokich granicach: od 0,1 miliarda mas Słońca do 10 000 miliardów mas Słońca. największymi galaktykami eliptycznymi są gigantyczne galaktyki cD o masie 10 000 miliardów mas Słońca. Występują najczęściej one w centralnych obszarach bogatych gromad galaktyk. Taka galaktyka znajduje się w centrum Gromady W warkoczu Bereniki, która jest środkiem supergromady. Można je również spotkać w małych grupach galaktyk. Galaktyki cD są często silnymi źródłami promieniowania radiowego.

Galaktyka soczewkowa M 85 w Warkoczu Bereniki. Jest większa od Drogi Mlecznej.

Galaktyki soczewkowate

Jest to typ pośredni między eliptycznymi a spiralnymi (oznaczenie S0) 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

Są to galaktyki o osobliwym wyglądzie, nie wykazujące symetrii charakterystycznych dla galaktyk eliptycznych i spiralnych. Dzielimy je na dwa typy: Irr I oraz Irr II. Galaktyki Irr I 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 ma w nich jądra i ramion.

Wielki Obłok Magellana widziany przez teleskop Spitzera

Galaktyki typu Irr II są zupełnie nieregularne. Charakteryzuje je bezkształtny wygląd, niewielkie rozmiary i spore jasności powierzchniowe. W galaktykach tego rodzaju znajduje się także dużo młodych gwiazd. Galaktyki typu Irr I występują znacznie częściej niż te typu drugiego. Przykładem typu Irr I jest Wielki Obłok Magellana z gwiazdozbioru Złotej Ryby, jedna z najbliższych nam galaktyk, należąca do Układu Lokalnego. Zawiera ona około 10 mln gwiazd. Zawiera ona wiele gromad kulistych zarówno starych(12 mld lat), jak i młodych (10 mln lat) Przykładem typu Irr II jest galaktyka M82.
Również Mały Obłok Magellana z gwiazdozbioru Tukana zawierający około dwa miliardy gwiazd jest galaktyką nieregularną. Przypuszcza się że Wielki Obłok Magellana będący satelitą Naszej Galaktyki (podobnie jak Wielki Obłok Magellana) składa się z dwóch galaktyk położonych jedna za drugą.

Galaktyki podwójne

Układ dwóch spiralnych galaktyk NGC 2207 i NGC 2163

Galaktyka podwójna to po prostu dwie galaktyki które krążą wokół wspólnego środka masy. Lecz galaktyka podwójna może znajdować się w większym skupisku, np. w grupie galaktyk. Z tym zastrzeżeniem, że odległość pomiędzy tymi dwoma galaktykami musi być znacznie większa od ich odległości od innych galaktyk. Obie galaktyki składające się na ten obiekt są w przeważającej ilości galaktykami tego samego typu, to znaczy albo obie są spiralne, albo obie są eliptyczne. Występuje też skłonność do zgodności podtypów, tzn. częściej występuje para galaktyk typu np. Sb-Sb niż typu Sa-Sb.

Grupy i gromady galaktyk

Gromada galaktyk w Warkoczu Bereniki (Coma)

Grupa galaktyk to co najmniej trzy galaktyki, które działają na siebie grawitacyjnie przez okres co najmniej miliarda lat. Grupy galaktyk są dosyć powszechnym zjawiskiem. Droga Mleczna także należy do grupy galaktyk, która nazywa się Układem Lokalnym. Największą galaktyką W Układzie Lokalnym jest galaktyka spiralna M31 (czyli Wielka Mgławica w Andromedzie), zawierająca 200 mld gwiazd. Drugą co do wielkości jest Droga Mleczna zawierająca 100 mld gwiazd, a trzecią M 33, galaktyka spiralna w Trójkącie zawierająca 50 miliardów gwiazd. Oprócz tego znajduje się kilka galaktyk średniej wielkości, a wśród nich Obłoki Magellana oraz kilkadziesiąt karłowatych. Obecnie znamy ponad 45 galaktyk wchodzących w skład Układu Lokalnego. W pobliżu Układu Lokalnego znajduje się co najmniej kilkanaście innych grup galaktyk. W promieniu 10 Mpc odkryto ich 13, lecz może być ich o kilka więcej.

Definicja gromady galaktyk nie jest jasno określona. Gromada jest po prostu wyjątkowo liczną grupą galaktyk. Mogą one zawierać od kilkudziesięciu do wielu tysięcy galaktyk. Najogólniej gromady galaktyk można podzielić na dwie klasy: gromady galaktyk regularne o skoncentrowanym rozkładzie galaktyk, bez struktury

Centrum gromady galaktyk w Pannie. Widoczne jasne galaktyki M86 u góry i M84 po prawej oraz NGC 4388 na dole i NGC 4387 w środku

wewnętrznej oraz nieregularne często bez wyraźnego środka lub z kilkoma lokalnymi zagęszczeniami. W regularnych występują jedynie galaktyki eliptyczne i soczewkowate, w nieregularnych również galaktyki spiralne. Masy regularnych wynoszą około 10¹⁴ 10¹⁵ mas Słońca. Masy gromad nieregularnych są mniejsze.
Najbliższą gromadą regularną jest gromada w Warkoczu Bereniki zawierająca 1000 galaktyk eliptycznych i soczewkowatych. W jądrze gromady dominują dwie olbrzymie galaktyki eliptyczne typu cD.
Najbliższą nieregularną gromadą galaktyk jest Gromada w Pannie (Virgo) składa się z około 2500 galaktyk w większości spiralnych. W centrum znajduje się sześć dużych galaktyk eliptycznych z największą M 87 zawierającą 3x10¹³ mas Słońca. Gromada w Pannie znajduje się w centrum Supergromady Lokalnej

Supergromady galaktyk

Supergromady galaktyk (supergalaktyki) są to struktury nieregularne, na ogół wydłużone lub spłaszczone, składające się przeważnie z kilku lub kilkunastu dużych gromad galaktyk. Nie stanowią one układów silnie związanych grawitacyjnie, jednakże obserwuje się wzajemne oddziaływanie sąsiednich galaktyk. Dotychczas wyodrębniono kilkanaście supergromad galaktyk.
Układ Lokalny galaktyk, w skład którego wchodzi Droga Mleczna jest częścią Supergromady Lokalnej. Centrum tej supergalaktyki znajduje się w Gromadzie Galaktyk w Pannie, gdzie znajduje się zagęszczenie gromad galaktyk. Lokalna Grupa Galaktyk znajduje się na peryferiach Supergalaktyki Lokalnej.

Galaktyki Seyferta

Najwcześniejsze obserwacje tej niezmiernie ważnej klasy galaktyk aktywnych sięgają pierwszego dziesięciolecia XX w., a jej szczegółową charakterystykę podał po raz pierwszy Carl K. Seyfert (1911-1960) w 1943 r. Galaktyki Seyferta odznaczają się jasnym kwazipunktowym jądrem, którego widmo poza składową ciągłą zawiera bardzo szerokie i silne linie emisyjne. Zaledwie 1-2% bliskich nam galaktyk to galaktyki Seyferta, ale proporcja ta wzrasta w miarę przechodzenia do galaktyk o dużej jasności absolutnej. Kolory jąder galaktyk Seyferta są nieodróżnialne od kolorów kwazarów.

W zależności od szerokości linii widmowych galaktyki Seyferta dzielą się na dwa podtypy. Galaktyki typu 1, których bliskim i jasnym przedstawicielem jest NGC 4151, mają bardzo szerokie linie dozwolone (szczególnie dobrze widoczne linie wodoru serii Balmera), odpowiadające zazwyczaj prędkości kilku-kilkunastu tysięcy km/s i wyraźnie węższe linie wzbronione (poniżej 1000 km/s). W widmach galaktyk Seyferta typu 2 (reprezentowanego np. przez NGC 1068) szerokość obu rodzajów linii jest podobna i mieści się na ogół w zakresie 500-1000 km/s. Podział ze względu na szerokości linii ma znaczenie fizyczne, gdyż oba typy wykazują dalsze różnice. Na przykład typ 1 jest średnio bardziej niebieski (w sensie wskaźników barwy B-V i U-B) niż typ 2, a stosunek natężeń linii wzbronionych do linii Balmera jest większy dla typu 2.

Gromada galaktyk Hydra A

Opis: Gromada galaktyk Hydra A - ten obraz z obserwatorium Chandra przedstawia świecącą w promieniach rentgena chmurę gorącego gazu, o temperaturze 40 mln stopni Celsjusza, przenikającą zgrupowanie galaktyk. Spodziewano się, że gaz ten, ochładzając się, wchodzi do centrum gromady i tworzy nowe galaktyki i gwiazdy. W rzeczywistości zaobserwowane zjawiska sugerują, że pole magnetyczne i eksplozje uniemożliwiają swobodny przepływ gazu, wyginają go w postaci pętli i długich struktur, najprawdopodobniej uniemożliwiając formowanie się nowych galaktyk i gwiazd

Zgrupowanie galaktyk - Hickson Compact Group 87

Opis: Zgrupowanie galaktyk - Hickson Compact Group 87 (HCG 87) - ulega powolnej samoistnej destrukcji (kosmiczny teleskop Hubble'a, lipiec 1999). W lewym dolnym rogu zdjęcia znajduje się duża spiralna galaktyka, eliptyczna galaktyka widoczna jest powyżej prawego dolnego rogu, inna spiralna galaktyka leży blisko prawego górnego rogu, w środku zdjęcia widać małą spiralną, znacznie odleglejszą galaktykę. W tle kilka gwiazd z naszej Galaktyki. Oddziaływania grawitacyjne galaktyk powodują ich odkształcenia.

Układ dwóch galaktyk spiralnych NGC 3314

Opis: Układ dwóch galaktyk spiralnych NGC 3314, ustawionych w rzędzie, położonych w gwiazdozbiorze Hydry (kosmiczny teleskop Hubble'a). W tle widoczna większa galaktyka oddalona o 140 mln lat, na pierwszym planie mniejsza galaktyka położona 20-30 mln lat bliżej.

Zgrupowanie galaktyk

MS1054-03.

Jedno z najodleglejszych zgrupowań, oddalone o 8 miliardów lat świetlnych, zawiera największą liczbę kolidujących ze sobą galaktyk. Kolizje galaktyk zdarzały się częściej na początku ewolucji wszechświata. Przykładowe kolizje widoczne na zdjęciach po prawej. Rozrywane przez grawitacyjne siły, kolidujące galaktyki łączą się w ciągu miliarda lat, tworząc większe galaktyki

Galaktyki Układu Lokalnego

Układ Lokalny jest prawdopodobnie typową grupą galaktyk. Składa się z 3 dużych galaktyk spiralnych otoczonych przez liczne galaktyki karłowate. Bardzo niewiele galaktyk karłowatych najmniejszego typu było kiedykolwiek widzianych w sąsiednich grupach galaktyk, gdyż są one zbyt słabe widoczne aby można je było zobaczyć.Poniżej podane są wszystkie galaktyki należące do Układu Lokalnego, jakie znano na początku 2003 roku. Główne źródło danych dla tej tabeli pochodzi od Mario Mateo i jego Dorocznego Przeglądu Astronomii i Astrofizyki (Annual Review of Astronomy and Astrophysics), z 1998 roku. Zauważ, że wierzy on iż nadal od 15 - 20 galaktyk karłowatych w układzie Lokalnym czeka na swoje odkrycie!

1 2 3 4 5 6 7 8

____________________________________________________________________________________________

Nazwa Galaktyki | Wspł. galakt. |Odległość|średnica| Typ | Inna | Rok

| l° b° |tys l.ś. |tys l.ś.| galaktyki| nazwa | odkrycia

--------------------------------------------------------------------------------------------

Droga Mleczna 0 0 26ą2 90 SBbc I-II prehist.

Karzeł Saggitarius Sph 5.6 -14.1 78ą7 10 dSph 1994

Wielki Obłok Magellana 280.5 -32.9 170ą10 30 Irr III-IV ESO 56-115 prehist.

Mały Obłok Magellana 302.8 -44.3 210ą10 16 Irr IV-V NGC 292 prehist.

Karzeł Ursa Minor 105.0 +44.8 215ą10 2 dSph DDO 199 1954

Karzeł Sculpto 287.5 -83.2 258ą13 3 dSph ESO 351-30 1937

KArzeł Draco 86.4 +34.7 267ą20 3 dSph DDO 208 1954

Karzeł Sextans 243.4 +42.2 280ą13 4 dSph PGC 88608 1990

Karzeł Carina 260.1 -22.2 329ą16 2 dSph ESO 206-220 1977

Karzeł Fornax 237.1 -65.7 450ą26 6 dSph ESO 356-04 1938

Leo II 220.2 +67.2 669ą39 3 dSph DDO 93 1950

Leo I 226.0 +49.1 815ą100 3 dSph DDO 74 1950

Karzeł Phoenix 272.2 -68.9 1450ą100 2 dIrr/dSph ESO 245-7 1976

NGC 6822 25.3 -18.4 1600ą130 8 Irr IV-V DDO 209 1884

And II 128.9 -29.2 1710ą360 2 dSph PGC 4601 1970

NGC 185 120.8 -14.5 2020ą80 8 dSph/dE3p UGC 396 1787

Leo A 196.9 +52.4 2250ą325 4 dIrr DDO 69 c1940

And VII 109.5 -10.0 2250ą? 2 dSph Karzeł Cas 1999

IC 1613 129.8 -60.6 2285ą115 10 Irr V DDO 8 c1890

NGC 147 119.8 -14.3 2365ą145 10 dSph/dE5 DDO 3 c1830

And III 119.3 -26.2 2480ą130 3 dSph PGC 2121 1970

Karzeł Cetus 101.4 -72.8 2530ą160 3 dSph 1999

And VI 106.1 -36.3 2540ą? 3 dSph Pegasus dSph 1998

And VIII 121.0 -22.2 2600ą200 30 dSph 2003

Karzeł Aquarius 34.0 -31.3 2610ą815 2 dIrr/dSph DDO 210 c1955

M32 121.2 -22.0 2625ą115 8 dE2 NGC 221 1749

And I 121.7 -24.9 2625ą130 2 dSph PGC 2666 1970

And V 126.2 -15.1 2640ą? 2 dSph 1998

LGS 3 126.8 -40.9 2640ą195 2 dIrr/dSph Karzeł Pisces 1978

Galaktyka Andromedy 121.2 -21.6 2650ą160 140 Sb I-II NGC 224, M31 c964

M110 120.7 -21.7 2660ą115 15 dSph/dE5 NGC 205 1773

IC 10 119.0 -3.3 2690ą165 8 dIrr UGC 192 c1890

Galaktyka Trójkąt, M33 133.6 -31.3 2850ą150 55 Sc II-III NGC 598 1654

Karzeł Tucana 322.9 -47.4 2870ą130 2 dSph PGC 69519 1990

WLM 75.9 -73.6 3015ą130 10 Irr IV-V DDO 221 1909

Karzeł Pegasus 94.8 -43.5 3115ą165 6 dIrr/dSph DDO 216

Karzeł Sagittarius Irr 21.1 -16.3 3460ą520 3 dIrr ESO 594-4 1977

Karzeł Antlia 263.1 +22.3 4030ą210 3 dIrr/dSph PGC 29194 1997

NGC 3109 262.1 +23.1 4075ą540 25 Irr IV-V DDO 236 c1836

EGB 0427+63 144.7 -10.5 4240ą2280 3 dIrr UGCA 92 1974

UKS 2323-326 11.9 -70.9 4305ą1140 3 dIrr UGCA 438 1978

Sekstans B 233.2 +43.8 4385ą325 8 dIrr DDO 70

Sekstans A 246.2 +39.9 4695ą360 10 dIrr DDO 75

NGC 55 332.7 -75.7 4825ą490 40 Irr IV ESO 293-50 1826

IC 5152 343.9 -50.2 5185ą650 8 dIrr ESO 237-27 c1900

GR 8 310.7 +77.0 5185ą1955 2 dIrr DDO 155 1959

Kolumna 1: Najbardziej powszechna nazwa galaktyki.

Kolumna 2: Długość galaktyczna dla galaktyki.

Kolumna 3: Szerokość galaktyczna dla galaktyki

Kolumna 4: Odległość do galaktyki w tysiącach lat świetlnych razem z przybliżonym błędem odległości.

Kolumna 5: średnica galaktyki w tysiącach lat świetlnych, dla galaktyk karłowatych jest to

tylko wartość bardzo przybliżona.

Kolumna 6: Standardowa klasyfikacja galatyki.

Kolumna 7: Alternatywna nazwa katalogowa dla galaktyki.

Kolumna 8: Rok w którym galaktyka została odkryta.

Odnośniki:

Mateo M, (1998), Dwarf Galaxies of the Local Group,

Annu Rev Astron Astrophys 36, 435.

Reid N, (1999), The HR diagram and the galactic distance scale after Hipparcos,

Annu Rev Astron Astrophys 37, 191.

van den Bergh S, (2000), Updated Information on the Local Group,

Publications of the Astron Soc of the Pacific, 112, 529.

GalaktykaAndromedy-największagalaktykawUkładzieLokalnym.

Widocznesątakże dwie galaktyki satelickie: M32 (na lewo) i NGC 205(dolna prawa).

Galaktyka Cyrkla

Opis: Galaktyka Cyrkla - zdjęcie z teleskopu Hubble'a. Chociaż znajduje się w odległości jedynie 15 milionów lat świetlnych, została odkryta dopiero 25 lat temu, ponieważ jest przyciemniona materiałem pochodzącym z naszej Galaktyki. Galaktykę tę można dostrzec przy użyciu małego teleskopu w konstelacji Cyrkla. Na zdjęciu - gorący gaz (kolor różowy) jest wyrzucany ze środka spiralnej galaktyki. Większość tego wzburzonego gazu jest jednak skoncentrowana w dwóch pierścieniach. Pierścień zewnętrzny, czerwony, zlokalizowany około 700 lat świetlnych od środka, jest miejscem olbrzymich wybuchów związanych z procesem powstawania gwiazd. Uprzednio niezauważany pierścień wewnętrzny - wewnątrz zielonego dysku - jest widoczny z odległości 130 lat świetlnych od środka. W środku znajduje się aktywne jądro galaktyki, gdzie materia jasno się rozświetla, zanim najprawdopodobniej wykona ruch spiralny w kierunku olbrzymiej czarnej dziury.

---