Katere vrste galaksij razlikujejo sodobni astronomi? Vrste galaksij

Galaksije v vesolju si niso enake. Nekatere so gladke in okrogle, druge imajo obliko sploščenih, razpršenih spiral, nekatere pa so skoraj brez strukture. Astronomi po pionirskem delu Edwina Hubbla, objavljenem v dvajsetih letih prejšnjega stoletja, razvrščajo galaksije glede na njihovo obliko v tri glavne vrste: eliptične, spiralne in nepravilne, označene z E, S in Irr.

Eliptične galaksije zanje je značilna na splošno eliptična oblika in nimajo nobene druge strukture razen splošnega zmanjšanja svetlosti, ko se odmikajo od središča. Padec svetlosti opisuje preprost matematični zakon, ki ga je odkril Hubble. V jeziku astronomov to zveni takole: eliptične galaksije imajo koncentrične eliptične izofote, tj. če z eno črto povežete vse točke slike galaksije z enako svetlostjo in zgradite takšne črte za različne pomene svetlost (podobno črtam s konstantno višino na topografske karte), potem dobimo približno niz ugnezdenih elips enako obliko in s skupnim središčem.

Podvrste eliptičnih galaksij so označene s črko E, ki ji sledi številka n, določena s formulo

kjer sta a in b velika in mala pol osi katere koli izofote galaksije. Tako bo okrogla eliptična galaksija razvrščena kot tip E0, močno sploščena galaksija pa lahko razvrščena kot E6.Eliptične galaksije so videti najbolj preproste: so gladke, enakomerne barve in simetrične. Njihova skoraj popolna struktura nakazuje njihovo bistveno preprostost. Dejansko se je izkazalo, da je lažje izmeriti parametre eliptičnih galaksij in najti teoretične modele zanje, kot pa to narediti za bolj zapletene sorodnike teh objektov.

Razmislite na primer o strukturi tipične eliptične galaksije M87. V njegovem središču je svetlo jedro. obdan z zamegljenim sijem, katerega svetlost se zmanjšuje, ko se odmika od središča. Kot vse eliptične galaksije je padec svetlosti opisan s preprosto matematično formulo. Tudi oblika obrisa galaksije ostaja skoraj enaka na vseh ravneh svetlosti. Vse izofote so skoraj popolne elipse, osredotočene natančno na galaktično jedro. Smeri velikih osi in razmerje med veliko in malo osjo sta skoraj enaka za vse elipse.

Temeljna preprostost eliptičnih galaksij je skladna s predpostavko, da jih upravlja majhno število sil. Orbite zvezd so gladke in dobro premešane in nič drugega kot gravitacija ne vpliva na njihovo razporeditev in nobeno neprekinjeno nastajanje zvezd ni uničilo njihove pravilnosti. Ko je Hubble prvič opozoril na ta dejstva, je pokazal, da se struktura eliptične galaksije malo razlikuje od strukture preprostega plinastega medija, ki ga tvorijo le gravitacijske sile in je sestavljen iz enakih delcev približno enake temperature. Če želite zgraditi takšen objekt iz zvezd, morate samo vzeti veliko podobnih zvezd, jih postaviti eno zraven druge v vesolju, pustiti, da gravitacija deluje z njimi, in počakati dolgo, dolgo, dokler gibanja vseh zvezd ne postanejo podobna. Zvezdam ne bi smeli dajati sistematičnih gibov, kot je splošna rotacija, ampak je treba paziti, da so izbrane zvezde tihe in se dobro obnašajo, da ne bodo izbruhnile, izstrelile snovi ali kako drugače motile dolgočasne monotonije nespremenljivega zvezdnega kraljestva. Vendar jih ni treba razdeliti v idealni sferični volumen že od samega začetka. Iz njih lahko na primer "naredite" pravokotno škatlo in počakate nekaj časa. Zvezde same se bodo sčasoma uredile v sferoid. Gravitacija deluje sferično simetrično in če vašo galaksijo upravlja samo gravitacija, se bo zravnala, izgubila ostre vogale in postala lepa eliptična galaksija.

Prave eliptične galaksije seveda niso popolne krogle. Na primer, izofote M87 so elipse in ne krogi, razmerja njihovih osi pa se nekoliko razlikujejo na različnih razdaljah od središča - v zunanjih delih so izofote manj krožne. Nekoliko se spremeni tudi njihova orientacija. Vse te nepopolnosti nam povedo, da preprost model eliptičnih galaksij ni povsem pravilen. Prazgodovina ali posebne okoliščine so morale imeti opazen vpliv na orbite zvezd. Morda gre za vrtenje, ali je vzrok plimsko delovanje sosednjih galaksij, ali pa opazujemo manifestacije posebnih začetnih pogojev, tako močnih, da gravitacija ni imela dovolj časa, da bi jih popolnoma odpravila.

Za razliko od eliptičnih galaksij, za spirala značilna prisotnost diska in izbokline (zgostitev). Spiralni rokavi so slabši od diska in so izbočeni zaradi števila zvezd, ki jih vsebujejo, čeprav so pomembni in vidni deli galaksije. (Tako kot so oči na človekovem obrazu majhen del telesa, a pritegnejo našo pozornost in veliko povedo o človekovem notranjem svetu.)

Disk spiralne galaksije je precej raven. Galaksije na robu kažejo, da je tipičen disk približno 1/10 svojega premera. V naši galaksiji, kjer lahko preštejemo zvezde v disku in merimo njegovo debelino, se izkaže, da se zvezdna populacija hitro zredči in postane precej redka na višini 3000 svetlobnih let nad galaktično ravnino. To še posebej velja za najmlajše zvezde in surovine (plin in prah), ki čakajo na oblikovanje bodočih zvezd. Spiralne galaksije imajo jasno vidno ravno spiralno porazdelitev svetlosti okoli debelega jedra. Idealne spiralne galaksije imajo dva spiralna kraka (kraka). ki izhaja bodisi neposredno iz jedra bodisi iz obeh koncev palice (skakalec), v središču katerega se nahaja jedro. Ta lastnost je omogočila razdelitev spiralnih galaksij na dve glavni podvrsti: normalne spiralne galaksije (S) in križane spiralne galaksije (SB). Normalnih spiralnih galaksij je mnogokrat več kot križanih. Nadaljnja delitev spiralnih galaksij na podtipe poteka po naslednjih treh kriterijih: 1) relativna velikost jedra v primerjavi z velikostjo celotne galaksije: 2) kako tesno ali šibko so zaviti spiralni kraki in 3) razdrobljenost spiralnih krakov.

Tip Sa (ali SBa) vključuje galaksije z zelo obsežnim jedrskim območjem in močno zavitimi spiralnimi (skoraj okroglimi) kraki – neprekinjenimi in gladkimi, ne pa razdrobljenimi. Galaksiji Sb in SBb imata razmeroma majhno jedrsko območje z ne zelo močno zavitimi spiralnimi kraki, ki se razdelijo na posamezne svetle fragmente. Za galaksije Sc (in njihove ustrezne prekrižane galaksije) so značilni zelo razdrobljeni, razdrobljeni spiralni kraki. V galaksijah SBc je celo prečka razdeljena na ločene fragmente.

Vse spiralne galaksije imajo jedro, ki je svetlo območje, ki ima številne značilnosti eliptične galaksije. Zakon padanja svetlosti, ki ga je odkril Hubble za eliptične galaksije, se je izkazal za veljavnega za osrednje jedrske regije spiralnih galaksij, zato se ta območja včasih imenujejo "eliptična komponenta".

Nekatere spiralne galaksije na robovih imajo debele, tanke plasti prahu, ki prečkajo disk v sami sredini, medtem ko najstarejše zvezde v disku tvorijo veliko debelejšo plast.

V drugi polovici 40-ih let 20. stoletja je U. Baade (ZDA) ugotovil, da se raztrganost spiralnih vej in njihova modrina povečata s povečanjem vsebnosti vročih modrih zvezd, njihovih kopic in razpršenih meglic. Osrednji deli spiralnih galaksij so rumenejši od krakov in vsebujejo stare zvezde (Baadina populacija tipa 2 ali sferična populacija), medtem ko so ravni spiralni kraki sestavljeni iz mladih zvezd (tip 1 ali ravna populacija).

Podatki iz meritev porazdelitve svetlosti v diskih spiralnih galaksij razkrivajo zelo pomembno podobnost – ta okoliščina je dobro dokumentirana, vendar še ni zadovoljivo pojasnjena. Svetlost zelo enakomerno pada z oddaljenostjo od središča v skladu z univerzalno matematično odvisnostjo, ki pa se razlikuje od podobne odvisnosti za eliptične galaksije.

Opažene lastnosti galaktičnih diskov najdejo naravno razlago v računalniško ustvarjenih modelih hitro vrtečih se zvezdnih sistemov. Razmislite o zgoraj opisani eliptični galaksiji. Če se njegov protogalaktični plinski oblak hitro vrti še pred nastankom večine zvezd, bo oblak dobil ravno obliko, razporeditev zvezd pa bo podobna disku spiralne galaksije. Tako se izkaže, da je glavna strukturna razlika med eliptičnimi galaksijami in spiralnimi galaksijami hitrost začetne rotacije.

Od kod potem izboklina? Če hitro vrteči se protogalaktični oblak proizvede disk, počasi vrteči se ali nerotirajući pa se spremeni v eliptično galaksijo, kaj potem te debele elipsoidne izbokline počnejo v središčih spiralnih galaksij? Imajo večino strukturnih lastnosti eliptičnih galaksij: pravilne izofote, prisotnost starih zvezd, znatno debelino in ravno porazdelitev svetlosti. Odgovor je očitno treba iskati v dejstvu, da se plin obnaša popolnoma drugače kot zvezde. Plinski oblak se lahko precej enostavno znebi energije tako, da se preprosto segreje in jo oddaja. V tem primeru bo vrteči se plinski oblak postal raven in se spremenil v disk. Če pa se v nekem trenutku plin začne kondenzirati v zvezde, se situacija spremeni. Zvezde ne trčijo kot atomi v plinu. Njihove velikosti so premajhne glede na razdalje med njimi. Ker se zvezde zaradi trkov ne segrejejo, svoje energije ne razpršijo učinkovito in se zato ne sesedejo v ravnino. Če torej začnejo nastajati zvezde, kar se najprej zgodi v osrednjih območjih, kjer je gostota največja, bodo ostale v veliki, debeli osrednji izboklini.

Na primer, v Rimski cesti so se prve zvezde oblikovale tiste v osrednji izboklini, ki so zdaj najstarejše. Preostali plin se je zrušil v ravnino, kjer so se druge zvezde počasi oblikovale in vrtele skupaj s plinom. Ta tanek, ploščat disk (čeprav ta disk ni vedno raven: glejte sliko galaksije ESO 510) je postal mesto večine kasnejših aktivnih dogodkov v naši Galaksiji: zvezd, velikanskih molekularnih oblakov, oblakov vzburjenega plina in velikih- spiralni vzorci obsega, vsi razviti tukaj, v zapleteni strukturi, ki zdaj izziva naše teoretične modele.

Spiralne galaksije ne bi bile videti posebej zanimive brez svoje spiralne strukture – brez nje seveda ne bi bile spiralne galaksije, a stvari postanejo še težje. Če spiralna galaksija nastane, ker vrtenje povzroči sesedanje plina v ravnino, potem se spiralna oblika krakov zdi naraven rezultat - kot vzorec, ki ga tvori smetana, ki jo vmešamo v skodelico kave, ali kot voda, ki teče v odtok. Te situacije niso strogi analogi galaksije, vendar dobro ponazarjajo vzorec: kjer je rotacija, je običajno spiralna struktura. Tako astronomov dolga leta spiralna oblika številnih galaksij ni posebej motila – zdela se je povsem naravna.

Prva resna težava je nastala, ko je nekomu prišlo na misel, da bi postavil vprašanje: kako dolgo že obstaja spiralni krak v galaksiji? Znana so obdobja vrtenja galaksij, katerih tipične vrednosti za zvezde, ki se nahajajo na razdalji od jedra, ki je enaka razdalji Sonca od središča galaksije, znašajo nekaj sto milijonov let. Znana je starost najbližjih galaksij - približno 10 milijard let. Če do spiralne strukture pride zaradi notranji del se galaksija vrti s hitrostjo, ki je drugačna od hitrosti zunanjega dela, potem naj se kraki postopoma zasukajo v spiralni vzorec. Vendar pa bi moralo biti za galaksijo s starostjo, značilno za galaksije okoli nas, število vrtljajev vzorca zelo veliko – približno enako starosti, deljeni s povprečno rotacijsko dobo – približno 100. V pravih spiralnih galaksijah – vsaj tistih pri jasnih neprekinjenih spiralnih rokavih opazimo, da je spiralni vzorec zvit le en ali dva zavoja. Postavlja se vprašanje: ali so spiralni kraki "zamrznjeni" na nek način, ki omogoča njihovo ohranitev? Ali pa se zvijajo, dokler ne izginejo, le da jih nadomestijo nove? Ali pa je mogoče, da ne sodelujejo pri splošnem vrtenju zvezd in plina, kar jim omogoča počasnejše vrtenje?

Težava ni v tem, da ne moremo ugotoviti, kako ustvariti spiralno strukturo: vsak "blod", ki se vrti kot galaksija z različna obdobja vrtenje na različnih razdaljah od središča, ustvarja spiralni vzorec. Težava je v tem, kako galaksija pridobi spiralno obliko, ki se obdrži. Trenutno obstajajo tri vrste odgovorov in še ne vemo zagotovo, kateri je pravilen. Možno je, da so vsi v enem ali drugem primeru pravilni in je lahko spiralna struktura celo ene posamezne galaksije mešanega izvora.

Očitno najbolj čista in najelegantnejša razlaga za spiralne galaksije je tista, ki je znana kot teorija valov gostote. Po razvoju številnih sorodnih teoretičnih zamisli švedskega astronoma Bertila Lindblada, teorija valov gostote C. C. Lin in njegovi študenti na MIT so v celoti razvili in uspešno uporabili v galaksijah v šestdesetih letih prejšnjega stoletja. Z matematično analizo stabilnosti ploščatega zvezdnega diska so pokazali, da lahko odstopanje od pravilne oblike v začetni porazdelitvi plina postane stabilno in se postopoma razvije v dvokraki spiralni vzorec, ki se vrti veliko počasneje od zvezd. Ko vstopijo v krak, se zvezde za nekaj časa upočasnijo, kar vodi do povečane gostote v kraku, nato pa se nadaljujejo premikanje za fronto valov. Na sprednji meji bi moral nastati udarni val v plinu, ki lahko sproži proces nastajanja zvezd, zato v nekaterih galaksijah prihaja do koncentracije aktivnih plinskih oblakov in novonastalih zvezd v rokavih. Oblika spiralnih krakov v tej hipotezi je zelo podobna obliki dejanskih spiralnih krakov v majhnem številu galaksij s "popolno" spiralno strukturo, kot je M81. Ni pa primerna za opis pogostejše vrste galaksij z izredno nepopolnimi kraki – razdrobljenimi, zamegljenimi in nejasnimi.

Teorija, ki najbolje velja za takšne galaksije, temelji na učinek zelo preprostih popačenj katere koli strukture, ki jih povzroča diferencialna rotacija galaksije. Namesto stalnega niza krakov ta hipoteza napoveduje neprekinjeno rojevanje in propadanje spiralnih segmentov. Številni pionirji na tem področju so verjeli, da bi ta metoda lahko delovala, če bi le našli način za obnovitev rokavov. Leta 1965 je bil ustvarjen računalniško ustvarjen film, ki prikazuje celoten proces v akciji. V tem filmu je bila galaksija M31 uporabljena kot model, ob predpostavki naključnega (stohastičnega) procesa za nastanek območij nastajanja zvezd. Ob rojstvu so takšna področja videti kot svetla področja povečane aktivnosti. Diferencialno vrtenje naprej jih potegne v dolge, ozke, spiralno oblikovane segmente in ta območja postopoma zatemnijo, ko se porabi plin, skoncentriran v njih. Seveda rezultat ni popoln dvokraki spiralni vzorec, temveč zbirka spiralnih drobcev, ki prekrivajo galaksijo in ji dajejo nekakšen videz spiralne oblike, vendar z kraki, ki jih ni mogoče izslediti več kot nekaj deset stopinj.

Sistemi, ustvarjeni v računalniškem filmu, so oblikovani kot številne spiralne galaksije, zato je verjetno, da v takih objektih prevladujejo stohastični procesi, kot je zgoraj omenjeni. To še posebej velja za nekatere vrste idealnih regij nastajanja zvezd, ki vsebujejo zaporedje mest različnih stopnjah aktivnost: spredaj je ogromen molekularni oblak, ki se bo kmalu zgostil v zvezdno kopico, za njim je plinski oblak, ki je osvetljen in je zaradi prisotnosti novonastalih zvezd v njem izgubil nekaj plina, zadaj pa oblak je starajoča se in počasi razpadajoča zvezdna kopica, relativno brez plina. To zaporedje regij ima približno linearno obliko in bo z diferencialno rotacijo izvlečeno v segment spiralne roke. Rezultat je spiralna galaksija, ki jo tvorijo različni fragmenti spiralnih krakov. Posledično se zdi, da stohastična teorija lahko pojasni obliko le tistih galaksij, ki jih ni mogoče opisati s teorijo valov gostote. Zato morda ne bomo potrebovali drugih idej, le potrpežljivost pri izvajanju podrobnih meritev, potrebnih za primerjavo lastnosti spiralnih krakov z različnimi različicami vsake teorije.

Obstaja pa še ena možnost. Kaj Motnja diska lahko privede do kopičenja plina, ki se pojavi kot spiralni kraki ali spiralni segmenti. Motnja lahko pride od zunaj ali od znotraj - iz lastnega jedra galaksije. Ena od možnosti prve vrste je, da bi lahko medzvezdni plin pritekel v galaksijo in oblikoval spiralne rokave. Ta hipoteza ni zelo privlačna, saj bo plin pretežno na polih, kjer ni dovolj drugega plina za trčenje, in je zelo malo znanih primerov, ko spiralni kraki ne ležijo v ravnini diska. Privlačnejši zunanji dejavnik je lahko vpliv plimovanja drugih galaksij med bližnjimi prehodi. Plimovanje, ki nastane zaradi bližnjih prehodov – skorajšnjih trkov – vpliva na zvezde in plin ter lahko dovolj popači obliko galaksije, da ustvari nepravilne formacije, ki postanejo spiralne oblike, ko se vrtijo. to dobra ideja, vendar je njegova pomanjkljivost potreba po tesnem prehodu druge galaksije. Na žalost so razdalje med galaksijami prevelike, da bi bil ta mehanizem v večini primerov učinkovit. Ko pa gre za prehod galaksij blizu druga drugi, nas lahko čakajo presenečenja. Nedavne določitve hitrosti nastajanja zvezd kažejo. da je v galaksijah, ki se nahajajo blizu druga drugi, hitrost nastajanja zvezd nenavadno visoka - še posebej v jedrih. Morda se izkaže, da se učinki plimovanja aktivirajo veliko lažje, kot trenutno mislimo.

Ni prepričljivih dokazov, da spiralni kraki izvirajo iz dejavnosti v galaktičnih jedrih, vendar se v teh skrivnostnih in turbulentnih območjih zgodi dovolj dogodkov, ki upravičujejo takšno hipotezo. V radijskih galaksijah in kvazarjih so v jedrih galaksij opazni zelo visokoenergijski procesi, od katerih mnoge oddajajo ogromne tokove plina celo onkraj vidnih meja galaksije. Možno je, da bi ta vrsta dejavnosti lahko nekako vodila do oblikovanja spiralnih krakov, vendar je ta hipoteza trenutno zelo nejasna in je ne podpira razumen fizični model.

Številne spiralne galaksije imajo še eno izjemno strukturno značilnost, ki je običajno na nek način povezana s spiralnimi rokavi: velika koncentracija zvezd v obliki palice čez jedro, ki se razteza simetrično na obe strani. Meritve hitrosti v njih kažejo, da se palice vrtijo okoli jedra kot trdne snovi, čeprav so seveda dejansko sestavljene iz posameznih zvezd in plina. Palice v galaksijah SO ali Sa so bolj gladke in v celoti sestavljene iz zvezd, medtem ko palice v galaksijah Sb, Sc in Irr pogosto vsebujejo veliko plina in prahu. Še vedno potekajo razprave o gibanju plinov v teh barih. Nekateri dokazi kažejo, da plin teče navzven vzdolž palice, medtem ko drugi dokazi kažejo, da teče navznoter. Vsekakor pa obstoj palic ne preseneča astronomov, ki preučujejo dinamiko galaksij. Numerični modeli kažejo, da se nestabilnosti v disku rotirajoče galaksije lahko manifestirajo v obliki palice, ki spominja na opažene.

TO napačne galaksije Hubble je razvrstil vse objekte, ki jih ni bilo mogoče razvrstiti niti med eliptične niti kot spiralne.

Večina nepravilnih galaksij je med seboj zelo podobnih. So izjemno fragmentarni in v njih je mogoče razločiti posamezne najsvetlejše zvezde in področja vročega oddajajočega plina.

Nekatere nepravilne galaksije imajo jasno vidno prečko, v mnogih od njih pa je mogoče razbrati fragmente strukture, ki spominjajo na drobce spiralnih krakov.

Značilnosti nepravilnih galaksij niso povsem nepravilne. Imajo veliko skupne značilnosti, ki služijo kot pokazatelj razlogov za kaotično naravo njihove vidne oblike. Vse te galaksije so bogate s plinom in skoraj vse vsebujejo veliko mladih zvezd in oblakov žarečega ioniziranega plina, ki so pogosto izjemno veliki in svetli. Nobena galaksija nima osrednje izbokline ali kakršnega koli pravega jedra. Porazdelitev svetlosti nepravilnih galaksij se v povprečju zmanjšuje, ko se premikajo od središča navzven po enakem matematičnem zakonu kot pri spiralnih galaksijah. Mnogi od njih imajo v svojih osrednjih regijah strukture, podobne palicam - Veliki Magellanov oblak je posebej dober primer.

Nepravilna oblika galaksije je lahko posledica

dejstvo, da ni imela časa prevzeti pravilne oblike zaradi nizke gostote snovi v njej ali zaradi mlada. Obstaja še ena različica: galaksija lahko postane nepravilna zaradi izkrivljanja svoje oblike kot posledica interakcije z drugo galaksijo.

Oba primera se pojavljata med nepravilnimi galaksijami; morda je to posledica delitve nepravilnih galaksij na dve podvrsti.

Za podtip I1 je značilna relativno visoka površinska svetlost in kompleksna, nepravilna struktura. Francoski astronom Vaucouleurs je v nekaterih galaksijah tega podtipa odkril znake uničene spiralne strukture. Poleg tega je Vaucouleurs opazil, da se galaksije tega podtipa pogosto pojavljajo v parih. Možen je tudi obstoj posameznih galaksij. To je razloženo z dejstvom, da bi lahko prišlo do srečanja z drugo galaksijo v preteklosti; zdaj sta se galaksiji ločili, a da bi ponovno sprejeli pravilna oblika zahtevajo dolgo časa.

Drugi podtip, I2, ima zelo nizko površinsko svetlost. Ta lastnost jih ločuje od galaksij vseh drugih vrst. Galaksije tega podtipa odlikuje tudi odsotnost izrazite strukture.

Če ima galaksija zelo nizko površinsko svetlost z normalnimi linearnimi dimenzijami, potem to pomeni, da ima zelo nizko gostoto zvezd in s tem zelo nizko gostoto snovi.

Pomemben namig o tem, kako nastanejo nepravilne galaksije, izhaja iz primerjave njihove svetilnosti s svetlobo spiralnih galaksij. Skoraj vse so znatno temnejše od najmanj svetlečih spiralnih galaksij. Spiralna galaksija M33, ki predstavlja približno nižjo mejo svetlobnega razpona spiralnih galaksij, je še vedno svetlejša od Velikega Magellanovega oblaka, ene najsvetlejših nepravilnih galaksij. Torej je odsotnost spiralnih krakov v nepravilnih galaksijah očitno posledica njihove majhnosti. To je lahko tudi posledica velikosti kotne količine galaksije in intenzivnosti turbulentnih gibanj v njej. Ravnine nepravilnih galaksij so relativno debelejše od ravnin spiralnih galaksij; to nakazuje, da je vrtenje zvezd in plina tako počasno, da spiralni kraki ne nastanejo. Po drugi strani pa, če bi bila rotacija prepočasna, se galaksija ne bi sploščila v ravno ravnino – bodisi debelo ali tanko – in nastala bi ogromna pritlikava eliptična galaksija.

Pravzaprav ne moremo z gotovostjo trditi, kakšno je razmerje med pritlikavimi eliptičnimi in pritlikavimi nepravilnimi galaksijami. Po tradicionalnih predstavah so zvezde v eliptičnih galaksijah zelo stare (stare so 10 milijard let ali več), medtem ko so v nepravilnih galaksijah tako stare kot mlade zvezde. Vendar pa obstaja nekaj dokazov, da so nekatere pritlikave eliptične galaksije – kot je pritlikava galaksija Carina – aktivno nastajale zvezde že pred 2-3 milijardami let in med temi epizodami so morda izgledale kot pritlikave nepravilne galaksije. To je pomemben zaključek, saj bo treba zavrniti dinamične razlage za razlike med tema dvema vrstama galaksij, če lahko prosto prehajajo iz ene vrste v drugo in nazaj.

Obstajajo tudi galaksije, za katere je značilna odsotnost jedra - zgostitev, opažena v osrednjem delu.

Take galaksije se imenujejo igličaste oblike.

V zgodnjih 60. letih dvajsetega stoletja so odkrili številne oddaljene kompaktne galaksije, med katerimi se najbolj oddaljene po videzu ne razlikujejo od zvezd niti v najmočnejših teleskopih. Od zvezd se razlikujejo po spektru, v katerem so vidne svetle emisijske črte z ogromnimi rdečimi premiki, ki ustrezajo tako velikim razdaljam, da niti najsvetlejših posameznih zvezd ni mogoče videti. Za razliko od običajnih oddaljenih galaksij, ki so zaradi kombinacije prave spektralne porazdelitve energije in rdečega premika videti rdečkaste, so najbolj kompaktne galaksije (imenovane tudi kvazizvezdne galaksije) modrikaste barve. Praviloma so ti objekti stokrat svetlejši od navadnih supergigantskih galaksij, obstajajo pa tudi šibkejši

V številnih galaksijah so zaznali radijsko sevanje netoplotne narave, ki po teoriji ruskega astronoma I. S. Šklovskega nastane, ko se elektroni in težji nabiti delci, ki se gibljejo s hitrostjo blizu svetlobne, upočasnijo v magnetnem polju. (tako imenovano sinhotronsko sevanje). Delci dosežejo takšne hitrosti kot posledica velikih eksplozij znotraj galaksij.

Kompaktne, oddaljene galaksije, ki oddajajo močne netoplotne radijske emisije, se imenujejo N-galaksije (ali aktivne galaksije).

Zvezdaste vire s takim radijskim sevanjem imenujemo kvazarji (kvazozvezdni radijski viri), galaksije z močnim radijskim sevanjem in opaznimi kotnimi dimenzijami pa imenujemo radijske galaksije. Radijske galaksije, ki imajo posebno močno netermalno radijsko sevanje, imajo pretežno elipsasto obliko, najdemo pa tudi spiralne oblike.

Tako imenovane Seyfertove galaksije so zelo zanimive. V spektrih njihovih majhnih jeder je veliko zelo širokih svetlih pasov, ki kažejo na močne emisije plinov iz njihovega središča s hitrostmi, ki dosegajo več tisoč km/s. Znanstveniki domnevajo, da so v središčih Seyfertovih galaksij supermasivne črne luknje, ki izvržejo veliko število gravitacijska energija. Nekaj ​​energije v segreti plazmi se sprosti v obliki sevanja gama.

Nam blizu radijske galaksije so bile podrobneje preučene, zlasti z metodami optične astronomije. Pri nekaterih so odkrili še ne povsem pojasnjene značilnosti.

Med preučevanjem nepravilne galaksije M82 v ozvezdju Veliki medved Ameriška astronoma A. Sange in C. Linds sta leta 1963 prišla do zaključka, da je v njegovem središču pred približno 1,5 milijona let prišlo do velike eksplozije, zaradi katere so se curki vročega vodika izvrgli v vse smeri s hitrostjo približno 1000 km. /sek.

Upor medzvezdnega medija je preprečil širjenje plinskih curkov v ekvatorialni ravnini in so tekli pretežno v dveh nasprotnih smereh vzdolž osi vrtenja galaksije. Ta eksplozija je očitno ustvarila tudi veliko elektronov s hitrostjo blizu svetlobne hitrosti, ki so bili vzrok za netoplotno radijsko sevanje.

Radijske galaksije so torej galaksije, katerih jedra so v procesu razpada. Izmeteni gosti deli se še naprej drobijo in morda tvorijo nove galaksije - sestre ali satelite galaksij z manjšo maso. V tem primeru lahko doseže hitrost razpršitve drobcev ogromne vrednosti. Raziskave so pokazale, da številne skupine in celo jate galaksij razpadajo: njihovi člani se neomejeno oddaljujejo drug od drugega, kot da bi vsi nastali zaradi eksplozije.

Čeprav napredujemo, se moramo o strukturi galaksij še veliko naučiti. Lahko storimo več kot le opišemo razlike; za mnoge od njih lahko ponudimo pojasnila. Število nerešenih problemov pa je dovolj veliko, da bodo morali astronomi še vrsto let kreativno razmišljati o njih.

Vezan s silami gravitacijske interakcije. Število zvezd in velikosti galaksij se lahko razlikujejo. Običajno galaksije vsebujejo od nekaj milijonov do nekaj bilijonov (1.000.000.000.000) zvezd. Poleg navadnih zvezd in medzvezdnega medija so v galaksijah tudi različne meglice. Velikosti galaksij segajo od nekaj tisoč do več sto tisoč svetlobnih let. In razdalja med galaksijami doseže milijone svetlobnih let.

Približno 90 % mase galaksij izvira iz temne snovi in ​​energije. Narava teh nevidnih komponent še ni raziskana. Obstajajo dokazi, da imajo številne galaksije v svojih središčih supermasivne galaksije. Prostor med galaksijami praktično ne vsebuje snovi in ​​ima povprečno gostoto manj kot en atom na kubični meter. V vidnem delu vesolja naj bi bilo približno 100 milijard galaksij.

Glede na klasifikacijo, ki jo je leta 1925 predlagal astronom Edwin Hubble, obstaja več vrst galaksij:

• eliptični (E),
• leča (S0),
• navadna spirala(S),
• križana spirala (SB),
• nepravilno (Ir).

Eliptične galaksije - razred galaksij z jasno izraženo sferično strukturo in padajočo svetlostjo proti robovom. Vrtijo se razmeroma počasi, opazno vrtenje opazimo le v galaksijah z znatno kompresijo. V takih galaksijah ni prašne snovi, ki je v tistih galaksijah, v katerih je prisotna, vidna kot temne črte na neprekinjenem ozadju zvezd galaksije. Zato se navzven eliptične galaksije med seboj razlikujejo predvsem po eni lastnosti - večji ali manjši kompresiji.

Delež eliptičnih galaksij v skupnem številu galaksij v opazljivem delu vesolja je okoli 25 %.

Spirala Galaksije so tako imenovane, ker imajo svetle krake zvezdnega izvora znotraj diska, ki se skoraj logaritemsko raztezajo od izbokline (skoraj sferične izbokline v središču galaksije). Spiralne galaksije imajo osrednjo kopico in več spiralnih krakov ali krakov, ki so modrikaste barve, ker vsebujejo veliko mladih zvezd velikank. Te zvezde vzbujajo sij difuznih plinskih meglic, razpršenih skupaj z oblaki prahu vzdolž spiralnih krakov. Disk spiralne galaksije je običajno obdan z velikim sferoidnim halojem (svetlobni obroč okoli predmeta; optični pojav), ki ga sestavljajo stare zvezde druge generacije. Vse spiralne galaksije se vrtijo s precejšnjimi hitrostmi, zato so zvezde, prah in plini koncentrirani v ozkem disku. Obilje oblakov plina in prahu ter prisotnost svetlo modrih velikanov kaže na aktivne procese nastajanja zvezd, ki potekajo v spiralnih rokavih teh galaksij.

Številne spiralne galaksije imajo v središču prečko, s koncev katere segajo spiralni kraki. Tudi naša galaksija je prečkasta spiralna galaksija.

Lentikularen galaksije so vmesna vrsta med spiralnimi in eliptičnimi. Imajo izboklino, halo in disk, nimajo pa spiralnih krakov. Med vsemi zvezdnimi sistemi jih je približno 20%. V teh galaksijah je svetlo glavno telo, leča, obdano s šibkim halojem. Včasih ima leča obroček okoli sebe.

Nepravilno galaksije so galaksije, ki nimajo niti spiralne niti eliptične strukture. Najpogosteje imajo takšne galaksije kaotično obliko brez izrazitega jedra in spiralnih vej. V odstotkih predstavljajo četrtino vseh galaksij. Večina nepravilnih galaksij v preteklosti je bila spiralnih ali eliptičnih, vendar so jih gravitacijske sile deformirale.

Razvoj galaksij

Nastanek galaksij velja za naravno stopnjo evolucije, ki se pojavi pod vplivom gravitacijskih sil. Po mnenju znanstvenikov je pred približno 14 milijardami let prišlo do velike eksplozije, po kateri je bilo vesolje povsod enako. Nato so se delci prahu in plina začeli združevati, združevati, trkati in tako so nastale kepe, ki so se pozneje spremenile v galaksije. Raznolikost oblik galaksij je povezana z različnimi začetnimi pogoji za nastanek galaksij. Kopičenje vodikovega plina v takšnih kepah je postalo prve zvezde.

Od trenutka svojega rojstva se galaksija začne krčiti. Krčenje galaksije traja približno 3 milijarde let. V tem času se plinski oblak spremeni v zvezdni sistem. Zvezde nastanejo zaradi gravitacijskega stiskanja oblakov plina. Ko središče stisnjenega oblaka doseže gostoto in temperaturo, ki sta zadostni za učinkovito potek termonuklearnih reakcij, se rodi zvezda. Termonuklearna fuzija poteka v globinah masivnih zvezd. kemični elementi težji od helija. Ti elementi vstopajo v primarno vodikovo-helijevo okolje med zvezdnimi eksplozijami ali med tihim odtokom snovi z zvezdami. Elementi, težji od železa, nastanejo med ogromnimi eksplozijami supernove. torej zvezde prve generacije obogatiti primarni plin s kemičnimi elementi, težjimi od helija. Te zvezde so najstarejše in so sestavljene iz vodika, helija in zelo majhnih količin težkih elementov. IN zvezde druge generacije primesi težkih elementov so opaznejši, saj nastanejo iz primarnega plina, že obogatenega s težkimi elementi.

Proces rojstva zvezd poteka ob nenehnem stiskanju galaksije, zato nastajanje zvezd poteka vse bližje središču sistema in čim bližje središču, več težkih elementov bi moralo biti v zvezdah. Ta sklep se dobro ujema s podatki o številčnosti kemičnih elementov v zvezdah v haloju naše Galaksije in eliptičnih galaksij. V vrteči se galaksiji se oblikujejo bodoče halo zvezde v zgodnji fazi kompresije, ko rotacija še ni vplivala na celotno obliko galaksije. Dokaz te dobe v naši galaksiji so kroglaste zvezdne kopice.

Ko se stiskanje protogalaksije ustavi, je kinetična energija nastalih diskastih zvezd enaka energiji skupne gravitacijske interakcije. V tem času se ustvarijo pogoji za nastanek spiralne strukture in rojstvo zvezd se pojavi v spiralnih vejah, v katerih je plin precej gost. to zvezde tretje generacije. Naš je eden izmed njih.

Zaloge medzvezdnega plina se postopoma izčrpajo, rojstvo zvezd pa postane manj intenzivno. Čez nekaj milijard let, ko bodo izčrpane vse zaloge plina, se bo spiralna galaksija spremenila v lečasto galaksijo, sestavljeno iz šibkih rdečih zvezd. Eliptične galaksije so že na tej stopnji: ves plin v njih je bil porabljen pred 10-15 milijardami let.

Starost galaksij je približno enaka starosti vesolja. Ena od skrivnosti astronomije ostaja vprašanje, kaj so jedra galaksij. Zelo pomembno odkritje Izkazalo se je, da so nekatera galaktična jedra aktivna. To odkritje je bilo nepričakovano. Prej je veljalo, da galaktično jedro ni nič drugega kot kopica stotin milijonov zvezd. Izkazalo se je, da se tako optična kot radijska emisija nekaterih galaktičnih jeder lahko spremenita v nekaj mesecih. To pomeni, da se v kratkem času iz jeder sprosti ogromna količina energije, več stokrat večja od tiste, ki se sprosti ob eksploziji supernove. Takšna jedra imenujemo "aktivna", procesi, ki se v njih dogajajo, pa se imenujejo "aktivnost".

Leta 1963 so odkrili objekte nove vrste, ki se nahajajo zunaj meja naše galaksije. Ti predmeti imajo zvezdasto obliko. Sčasoma so ugotovili, da je njihov sij več desetkrat večji od sija galaksij! Najbolj neverjetno je, da se njihova svetlost spreminja. Moč njihovega sevanja je tisočkrat večja od moči aktivnih jeder. Te predmete so poimenovali. Zdaj se verjame, da so jedra nekaterih galaksij kvazarji.

V sodobni astronomiji je najpogosteje uporabljena prva klasifikacija galaksij, ki jo je leta 1926 predlagal Edwin Powell Hubble in jo kasneje izpopolnil, nato pa še Gerard de Vaucouleurs in Alan Sandage.

Ta razvrstitev temelji na obliki znane galaksije. V skladu z njim so vse galaksije razdeljene na 5 glavnih vrst:

Eliptična (E);

Spirala (S);

Prečkaste spiralne galaksije (SB);

Nepravilno (Irr);

Galaksije, ki so preveč temne, da bi jih lahko klasificirali, je Hubble označil kot Q.

Poleg tega oznake galaksij v tej klasifikaciji uporabljajo številke, ki označujejo, kako sploščena je eliptična galaksija, in črke, ki označujejo, kako tesno se kraki spiralnih galaksij držijo jedra.

Grafično je ta razvrstitev predstavljena kot niz, imenovan Hubblovo zaporedje (ali Hubblova tuning fork zaradi podobnosti vezja s tem instrumentom).

Eliptične galaksije (tip E) predstavljajo 13 % celotnega števila galaksij. Videti so kot krog ali elipsa, katerih svetlost hitro upada od središča proti obrobju. Eliptične galaksije so po obliki zelo raznolike: lahko so sferične ali zelo sploščene. Glede na to so razdeljeni v 8 podrazredov - od E0 (sferična oblika, brez stiskanja) do E7 (najvišja kompresija).

Eliptične galaksije so po zgradbi najenostavnejše. Sestavljajo jih predvsem stari rdeči in rumeni velikani, rdeče, rumene in bele pritlikavke. V njih ni prahu. Nastajanje zvezd v galaksijah tega tipa se ni zgodilo že nekaj milijard let. V njih skoraj ni hladnega plina ali kozmičnega prahu. Rotacijo so zaznali le v najbolj stisnjenih eliptičnih galaksijah.

Spiralne galaksije- najštevilčnejša vrsta: predstavljajo približno 50% vseh opazovanih galaksij. Večina zvezd v spiralni galaksiji se nahaja znotraj galaktičnega diska. Galaktični disk kaže spiralni vzorec dveh ali več vej ali krakov, ki se zvijajo v eno smer in segajo iz središča galaksije.

Obstajata dve vrsti spiral. Pri prvem tipu, označenem s SA ali S, se spiralni kraki raztezajo neposredno iz osrednjega tesnila. V drugem se začnejo na koncih podolgovate tvorbe, v središču katere je ovalni pečat. Zdi se, da sta dva spiralna kraka povezana z mostom, zato se takšne galaksije imenujejo križane spirale; označeni so s simbolom SB.

Spiralne galaksije se razlikujejo po stopnji razvitosti svoje spiralne strukture, ki jo v klasifikaciji označimo tako, da simboloma S (ali SA) in SB dodamo črke a, b, c.

Rokovi spiralnih galaksij so modrikaste barve, ker vsebujejo veliko mladih zvezd velikank. Vse spiralne galaksije se vrtijo s pomembnimi hitrostmi, zato so zvezde, prah in plini koncentrirani v ozkem disku (zvezde populacije I). Vrtenje se v veliki večini primerov zgodi v smeri zvijanja spiralnih vej.

Vsaka spiralna galaksija ima osrednjo kondenzacijo. Barva jat spiralnih galaksij je rdečkasto rumena, kar pomeni, da so sestavljene predvsem iz zvezd spektralnih razredov G, K in M ​​(to je najmanjših in najhladnejših).

Obilje oblakov plina in prahu ter prisotnost svetlo modrih velikanov spektralnih razredov O in B kažejo na aktivne procese nastajanja zvezd, ki potekajo v spiralnih rokavih teh galaksij.

Disk spiralnih galaksij je potopljen v redek, rahlo svetleč oblak zvezd - halo. Halo je sestavljen iz mladih zvezd Populacije II, ki tvorijo številne kroglaste kopice.

V nekaterih galaksijah ima osrednji del sferične oblike in močno sveti. Ta del se imenuje izboklina (iz angleščine bulge - zgostitev, oteklina). Izboklino sestavljajo stare zvezde populacije II in pogosto supermasivna črna luknja v središču. Druge galaksije imajo v osrednjem delu "zvezdno prečko".

Najbolj znane spiralne galaksije so naša Galaksija mlečna cesta in meglica Andromeda.

Lentikularna galaksija(tip S0) je vmesni tip med spiralnimi in eliptičnimi galaksijami. V galaksijah te vrste je svetla osrednja zgostitev (izboklina) močno stisnjena in je videti kot leča, vej pa ni ali pa so zelo šibke.

Lentikularne galaksije sestavljajo stare zvezde velikanke, zato je njihova barva rdečkasta. Dve tretjini lečastih galaksij, tako kot eliptičnih, ne vsebujeta plina; ena tretjina ima enako vsebnost plina kot spiralne galaksije. Zato se procesi nastajanja zvezd odvijajo zelo počasi. Prah v lentikularnih galaksijah je koncentriran blizu galaktičnega jedra. Približno 10 % znanih galaksij je lečastih galaksij.

Za nepravilne ali nepravilne galaksije (Ir) značilna je nepravilna, neenakomerna oblika. Za nepravilne galaksije je značilna odsotnost centralne gostote in simetrična struktura ter nizka svetilnost. Takšne galaksije vsebujejo veliko plina (predvsem nevtralni vodik) - do 50% njihove skupne mase. Približno 25% vseh zvezdnih sistemov pripada tej vrsti.

Nepravilne galaksije so razdeljene v 2 veliki skupini. Prva od teh, imenovana Irr I, vključuje galaksije s pridihom določene strukture. Razdelitev Irr I ni dokončna: na primer, če proučevana galaksija kaže podobo spiralnih krakov (značilno za galaksije tipa S), prejme galaksija oznako Sm ali SBm (ima prečko v svoji strukturi); če takega pojava ne opazimo, je oznaka Im.

V drugo skupino nepravilnih galaksij (Irr II) sodijo vse ostale galaksije s kaotično zgradbo.

Obstaja tudi tretja skupina nepravilnih galaksij - pritlikave galaksije, označene kot dI ali dIrrs. Pritlikave nepravilne galaksije naj bi bile podobne najzgodnejšim galaktičnim formacijam, ki so obstajale v vesolju. Nekatere so majhne spiralne galaksije, ki jih uničijo plimske sile masivnejših spremljevalcev.

Tipična predstavnika takih galaksij sta Veliki in Mali Magellanov oblak. V preteklosti so Veliki in Mali Magellanov oblak veljali za nepravilne galaksije. Vendar so pozneje odkrili, da imajo spiralno strukturo s prečko. Zato so bile te galaksije ponovno razvrščene kot SBm, četrta vrsta prečkastih spiralnih galaksij.

Galaksije, ki imajo določene individualne značilnosti, zaradi katerih jih ni mogoče razvrstiti v katerega od zgoraj naštetih razredov, imenujemo svojevrsten.

Primer pekularne galaksije je radijska galaksija Kentaver A (NGC 5128).

Hubblova klasifikacija je trenutno najpogostejša, vendar ne edina. Široko se uporabljata zlasti sistem de Vaucouleurs, ki je bolj razširjena in revidirana različica Hubblove klasifikacije, in sistem Yerkes, v katerem so galaksije razvrščene glede na njihove spektre, obliko in stopnjo koncentracije proti središču.

V jasni noči brez meseca, daleč od velikih mest, nebesna reka Mlečne ceste razlije svoje vode v žametno črnem nebu. Toda poleg te »mlečne reke« bo vedoželjno oko na nebu našlo še druge meglene lise, ki se premikajo skupaj z zvezdami. Na severni polobli je ena od teh lis vidna nedaleč od zvezde Andromede. In daljnogled ali teleskop vam bo omogočil, da najdete več deset takih predmetov.

Konec 18. stoletja je francoski astronom Charles Messier sestavil prvi katalog teh meglic, da jih ne bi zamenjal s kometi, ki jih je iskal. Kot vemo danes, je njegov katalog vključeval objekte bistveno drugačne narave, vključno z več galaksijami.

Sčasoma so astronomi na nebu odkrivali vedno več novih galaksij, vendar so ti objekti še vedno veljali za navadne meglice. Pravo razumevanje njihove narave je postalo jasno šele potem, ko je v začetku tega stoletja švedski astronom Knut Lundmark dokazal, da je meglica v ozvezdju Trikotnika ogromen zvezdni sistem. In ko so se astronomi naučili zanesljivo določati razdalje do oddaljenih nebesnih teles, se je izkazalo, da je v vesolju ogromno galaksij.

Kaj je galaksija? Najprej - to velik sistem, pri katerem so zvezde med seboj povezane z gravitacijskimi silami. Poleg zvezd galaksije vključujejo medzvezdni plin in prah ter različne eksotične predmete: bele pritlikavke, nevtronske zvezde, črne luknje. Plin v galaksijah ni samo razpršen med zvezdami, temveč tvori tudi velike oblake in plinsko-prašne meglice.

Živimo tudi v Galaksiji, katere ime pišemo z veliko začetnico, ker je naša, Mlečna cesta pa je sestavljena iz številnih šibkih zvezd, ki se nahajajo v njeni ravnini.

Obstaja veliko različnih galaksij. Obstajajo ogromni sistemi z bilijoni sonc. Na drugi strani pa so pritlikave galaksije, ki bolj spominjajo na kroglaste kopice, število zvezd v njih pa ne presega nekaj sto tisoč. Naša galaksija je precej velika - v njej je približno 200 milijard zvezd.

Tudi mase galaksij se zelo razlikujejo. Običajne galaksije so milijardo do trilijonkrat težje od Sonca. Pritlikave galaksije so manj masivne – najmanjše opazovane so le 100 tisočkrat težje od Sonca. In tu imamo pomembno težo - masa naše Galaksije je ocenjena na nekaj sto milijard sončnih mas.

Leta 1925 je ameriški astronom Edwin Hubble predlagal klasifikacijo galaksij glede na njihovo obliko in videz. Novejše klasifikacije galaksij sledijo shemi, ki jo je predlagal Hubble.

Eliptične galaksije. Predstavljajo četrtino celotnega števila galaksij in so označene s črko E. Na fotografijah so videti kot krogla ali elipsa. Glede na razteg elipse je galaksiji dodeljen razred od 0 do 7. Galaksije razreda E0 so videti sferične, galaksije E7 pa so videti kot močno raztegnjena elipsa. Eliptične galaksije imajo rdečkasto barvo, ker so sestavljene predvsem iz starih zvezd. Medzvezdnega plina v takih sistemih skorajda ni. Avtor: Splošni videz Eliptične galaksije so podobne kroglastim zvezdnim kopicam, vendar zelo velike.

Spiralne galaksije. Polovica vseh galaksij spada v ta razred. Po videzu spominjajo na lečo ali bikonveksno lečo. Poleg tega je debelina spiralne galaksije več desetkrat manjša od njenega premera. Njihove fotografije prikazujejo spiralni vzorec v obliki dveh ali več (do ducat) spiralnih vej ali krakov, zavitih v eno smer, ki segajo iz središča galaksije.

Na ozadju diska galaksij kraki izstopajo po svetlosti, saj vsebujejo veliko masivnih in svetle zvezde, kot tudi svetle plinaste meglice. Večina zvezd se koncentrira proti ravnini simetrije, imenovani galaktična ravnina, in tvori disk. kako mlajši od zvezde, bolj se koncentrirajo proti galaktični ravnini. V osrednjem delu diska je odebelitev - izboklina, ki se na velikih razdaljah spremeni v halo galaksije. Halo je sestavljen iz starih zvezd in kroglastih kopic, ki tvorijo sferični sistem in ne gravitirajo proti ravnini galaksije. Večina zunanja območja galaksije pogosto imenujemo korone.

Spiralne galaksije vsebujejo veliko medzvezdnega plina – do 15 % njihove skupne mase. V njih je tudi veliko mladih zvezd, ki so nastale relativno nedavno v primerjavi s starostjo samih galaksij. Pri približno polovici spiralnih galaksij je na fotografijah v osrednjem delu viden skoraj raven most, imenovan bar.

Spiralne galaksije so označene s črko S. Galaksije s svetlo, razširjeno osrednji del in slabo razvite spirale uvrščamo v razred Sa. Če so spirale močnejše in jasnejše, središče pa manj izrazito, potem je galaksiji dodeljen indeks Sc. Vmesni razred je označen s Sb. Če ima galaksija osrednjo vrstico, se oznaki doda črka B, na primer SBb.

Tudi naša galaksija spada v spiralni razred, morda s prečko, in Sonce se nahaja skoraj točno v njeni galaktični ravnini. Zato večino zvezd v našem sistemu vidimo znotraj traku na nebu v obliki Rimske ceste.

Lentikularne galaksije. To je vmesna vrsta med spiralnimi in eliptičnimi galaksijami. Imajo izboklino, halo in disk (lečo), nimajo pa spiralnih krakov. Take galaksije so označene kot S0. Med vsemi galaksijami jih je približno 20%.

Nepravilne galaksije. Ta razred vključuje preostalih 5% galaksij, ki niso spadale v prejšnje. Zanje je značilna nepravilna, razdrapana oblika, z možnimi primordijami spiralnih vej. V takih objektih je veliko plina - do polovice celotne mase. Nepravilne galaksije so označene z Ir.

E. Hubble je vrste galaksij razporedil po naraščajočem odstotku plina in padajočem prispevku sferične komponente:

Kasneje se je izkazalo, da vse galaksije ne spadajo v Hubblovo preprosto klasifikacijo. Poleg običajnih galaksij obstajajo tudi pritlikavec. Imajo svojo klasifikacijo, vendar je mogoče razlikovati pritlikave eliptične, diskaste in nepravilne galaksije, čeprav v pritlikavih galaksijah spiralne strukture skoraj nikoli ne opazimo.

Obstaja tudi razred velikih galaksij, katerih svetlost je veliko nižja od navadnih. Kar je pri njih nenormalno, je odsotnost svetlih zvezd, ki iz skrivnostnih razlogov ne nastajajo v teh galaksijah. Take galaksije imenujemo anemične (to je "krhke").

Hkrati obstajajo galaksije, v katerih se pojavljajo siloviti notranji procesi, povezani z intenzivnim nastajanjem zvezd. Primer je predmet M82 iz ozvezdja Ursa Major - nepravilna galaksija, katere snov se v osrednjih regijah giblje z velikimi hitrostmi in "vre". Obstaja tudi razred galaksij z visoka vsebnost mlade zvezde in veliko koncentracijo snovi, ki jih po videzu imenujemo modre kompaktne galaksije.

V ločene skupine so razdeljene tudi galaksije, katerih aktivnost kažejo povečano radijsko sevanje, barve in spektralne črte, ki so za večino netipične.

Galaksije se nagibajo k oblikovanju skupin in jat. Tako je naša galaksija del tako imenovane lokalne skupine galaksij, ki vsebuje približno trideset različnih zvezdnih sistemov, med njimi tudi meglico Trikotnik in meglico Andromeda.

Kaj se bo zgodilo, če se dve galaksiji znajdeta zelo blizu druga drugi? Njihove lastnosti in videz se bo spremenil. Na fotografijah takšnih parov ali tesnih skupin galaksij je mogoče opaziti repe in mostove plina in zvezd, galaksije so pogosto obdane s skupno plinsko lupino, njihova oblika je zaradi medsebojnega privlačenja močno popačena. Astronomi takšne galaksije imenujejo interakcijo.

Obstajajo tudi kanibalske galaksije, ki požirajo svoje manjše sosede in jih vlečejo v svoje gravitacijsko polje. V središčih številnih velikih jat galaksij so resnična prebivališča "kanibalskih kraljev" - velikanskih eliptičnih galaksij. "Pogoltnejo" okoliški plin in majhne jate galaksij, ki počasi padajo nanje.

Galaksije so združene v skupine po več deset galaksij in v jate po sto in celo tisoče galaksij. Jate same tvorijo sistem superjapic, ki gradijo obsežno strukturo vesolja.

Galaksije so kompleksni samoorganizirajoči se objekti, ki so po stopnji kompleksnosti primerljivi s celico - osnovo vseh živih bitij. Njihova študija se trenutno aktivno nadaljuje in vedno več novih skrivnosti čaka na krila.