Modern gökbilimciler ne tür galaksileri ayırt ediyor? Galaksi türleri

Evrendeki galaksiler birbirine benzemez. Bazıları düzgün ve yuvarlak, bazıları düzleştirilmiş, dağınık spiral şeklinde, bazıları ise neredeyse hiçbir yapıya sahip değil. Gökbilimciler, Edwin Hubble'ın 1920'lerde yayınlanan öncü çalışmasını takip ederek gökadaları şekillerine göre üç ana türe ayırıyorlar: eliptik, sarmal ve düzensiz, sırasıyla E, S ve Irr.

Eliptik galaksiler genellikle eliptik bir şekil ile karakterize edilirler ve merkezden uzaklaştıkça parlaklıkta genel bir azalma dışında başka bir yapıya sahip değildirler. Parlaklıktaki düşüş, Hubble tarafından keşfedilen basit bir matematik yasasıyla açıklanıyor. Gökbilimcilerin dilinde kulağa şöyle geliyor: eliptik galaksilerin eşmerkezli eliptik izofotları vardır, yani galaksi görüntüsünün tüm noktalarını aynı parlaklıkta bir çizgiyle birleştirirseniz ve bu tür çizgiler oluşturursanız. Farklı anlamlar parlaklık (sabit yükseklikteki çizgilere benzer) topografik haritalar), sonra yaklaşık olarak bir dizi iç içe elips elde ederiz aynı şekil ve ortak bir merkeze sahip.

Eliptik gökadaların alt türleri, formülle belirlenen E harfi ve ardından n sayısı ile gösterilir.

burada a ve b sırasıyla galaksinin herhangi bir izofotunun yarı büyük ve yarı küçük eksenleridir. Böylece, yuvarlak eliptik bir galaksi E0 tipi olarak sınıflandırılacak ve oldukça basık bir galaksi E6 olarak sınıflandırılabilecektir.Eliptik galaksiler en basit görünürler: pürüzsüz, tekdüze renkli ve simetriktirler. Neredeyse mükemmel yapıları, temel basitliklerini akla getiriyor. Aslında, eliptik galaksilerin parametrelerini ölçmenin ve onlar için teorik modeller bulmanın, bu nesnelerin daha karmaşık akrabaları için bunu yapmaktan daha kolay olduğu ortaya çıktı.

Örneğin tipik bir eliptik gökada M87'nin yapısını düşünün. Merkezinde parlak bir çekirdek var. merkezden uzaklaştıkça parlaklığı azalan bulanık bir parıltıyla çevrilidir. Tüm eliptik galaksiler gibi parlaklıktaki düşüş de basit bir matematiksel formülle açıklanıyor. Galaksinin dış hatlarının şekli de tüm parlaklık seviyelerinde hemen hemen aynı kalıyor. Tüm izofotlar, tam olarak galaktik çekirdeğe odaklanmış, neredeyse mükemmel elipslerdir. Ana eksenlerin yönleri ve büyük eksenin küçük eksene oranı tüm elipsler için hemen hemen aynıdır.

Eliptik galaksilerin temel basitliği, onların az sayıda kuvvet tarafından yönetildikleri varsayımıyla tutarlıdır. Yıldızların yörüngeleri düzgün ve iyi karışmıştır ve yer çekimi dışında hiçbir şey onların düzenini etkilemez ve hiçbir sürekli yıldız oluşumu onların düzenliliğini bozmaz. Hubble bu gerçeklere ilk kez dikkat çektiğinde, eliptik bir galaksinin yapısının, yalnızca yerçekimi kuvvetleri tarafından oluşturulan ve yaklaşık olarak aynı sıcaklıktaki özdeş parçacıklardan oluşan basit bir gazlı ortamın yapısından çok az farklı olduğunu gösterdi. Yıldızlardan böyle bir nesne oluşturmak için, birçok benzer yıldızı almanız, onları uzayda yan yana yerleştirmeniz, yerçekiminin onlarla birlikte çalışmasına izin vermeniz ve tüm yıldızların hareketleri benzer hale gelene kadar uzun, çok uzun bir süre beklemeniz yeterlidir. Yıldızlara genel dönüş gibi sistematik hareketler verilmemeli, ancak seçilen yıldızların sessiz ve iyi huylu olduklarından, patlamayacaklarından, madde fırlatmayacaklarından veya değişmeyen yıldızlar krallığının sıkıcı monotonluğunu başka şekilde bozmayacaklarından emin olunmalıdır. Ancak bunları en başından itibaren ideal bir küresel hacimde dağıtmaya gerek yoktur. Örneğin bunlardan dikdörtgen bir kutu “yapabilir” ve bir süre bekleyebilirsiniz. Yıldızlar en sonunda kendilerini bir küre şeklinde düzenleyecekler. Yerçekimi küresel olarak simetrik bir şekilde hareket eder ve eğer galaksiniz yalnızca yerçekimi tarafından yönetiliyorsa düzleşecek, keskin köşelerini kaybedecek ve güzel bir eliptik galaksi haline gelecektir.

Gerçek eliptik galaksiler elbette mükemmel küreler değildir. Örneğin, M87'nin izofotları daire yerine elips şeklindedir ve eksenlerinin oranları merkezden farklı uzaklıklarda biraz farklılık gösterir; dış kısımlarda izofotlar daha az daireseldir. Yönelimleri de biraz değişiyor. Tüm bu kusurlar bize eliptik galaksilerin basit modelinin tamamen doğru olmadığını söylüyor. Tarih öncesi ya da özel koşulların yıldızların yörüngeleri üzerinde gözle görülür bir etkisi olmuş olmalı. Belki de bu bir dönme meselesidir ya da neden komşu galaksilerin gelgit hareketidir ya da özel başlangıç ​​koşullarının tezahürlerini gözlemliyoruz, o kadar güçlü ki yerçekimi onları tamamen ortadan kaldırmak için yeterli zamana sahip değildi.

Eliptik galaksilerden farklı olarak sarmal bir diskin ve bir çıkıntının (kalınlaşma) varlığı ile karakterize edilir. Sarmal kollar, galaksinin önemli ve göze çarpan kısımları olmalarına rağmen, içerdikleri yıldızların sayısı bakımından diskten daha düşüktür ve şişkindir. (Tıpkı insanın yüzündeki gözler vücudun küçük bir parçası olduğu gibi ama dikkatimizi çeker ve kişinin iç dünyası hakkında çok şey anlatır.)

Spiral galaksinin diski oldukça düzdür. Kenardaki galaksiler, tipik bir diskin çapının yaklaşık 1/10'u kadar olduğunu gösterir. Diskteki yıldızları sayabildiğimiz ve kalınlığını ölçebildiğimiz kendi galaksimizde, galaktik düzlemden 3000 ışıkyılı yükseklikte yıldız popülasyonunun hızla azaldığı ve oldukça seyrekleştiği ortaya çıktı. Bu özellikle en genç yıldızlar ve gelecekteki yıldızları oluşturmayı bekleyen ham maddeler (gaz ve toz) için geçerlidir. Sarmal gökadalar, kalın bir çekirdek etrafında açıkça görülebilen düz bir sarmal parlaklık dağılımına sahiptir. İdeal sarmal gökadaların iki sarmal kolu (kolları) vardır. ya doğrudan çekirdekten ya da çekirdeğin bulunduğu ortasındaki çubuğun (jumper) iki ucundan yayılır. Bu özellik sarmal gökadaları iki ana alt türe ayırmayı mümkün kıldı: normal sarmal gökadalar (S) ve çapraz sarmal gökadalar (SB). Çapraz olanlardan kat kat daha fazla normal sarmal gökada vardır. Sarmal gökadaların alt türlere ayrılması aşağıdaki üç kritere göre gerçekleştirilir: 1) çekirdeğin göreceli boyutu, tüm gökadanın boyutuna kıyasla: 2) sarmal kolların ne kadar sıkı veya zayıf bükülmüş olduğu ve 3) parçalanma spiral kollardan.

Sa (veya SBa) Tipi, çok geniş bir nükleer bölgeye ve parçalı olmak yerine sürekli ve pürüzsüz olan oldukça bükülmüş sarmal (neredeyse dairesel) kollara sahip gökadaları içerir. Sb ve SBb gökadaları, çok fazla bükülmemiş, bireysel parlak parçalara ayrılan sarmal kollara sahip, nispeten küçük bir nükleer bölgeye sahiptir. Sc galaksileri (ve bunlara karşılık gelen çapraz galaksiler), oldukça parçalanmış, parçalanmış sarmal kollarla karakterize edilir. SBc galaksilerinde çubuk bile ayrı parçalara bölünmüştür.

Tüm sarmal gökadalar, eliptik bir gökadanın birçok özelliğini taşıyan parlak bir bölge olan bir çekirdeğe sahiptir. Hubble'ın eliptik galaksiler için keşfettiği parlaklık azalması yasasının, sarmal galaksilerin merkezi nükleer bölgeleri için de geçerli olduğu ortaya çıktı ve bu nedenle bu bölgelere bazen "eliptik bileşen" adı da verildi.

Kenardan bakan bazı sarmal gökadalarda diskin tam ortasından geçen kalın, ince toz katmanları bulunurken, diskteki en yaşlı yıldızlar çok daha kalın bir katman oluşturur.

Yirminci yüzyılın 40'lı yıllarının ikinci yarısında U. Baade (ABD), sıcak mavi yıldızların, kümelerinin ve dağınık bulutsuların içeriğinin artmasıyla sarmal dalların düzensizliğinin ve maviliklerinin arttığını tespit etti. Sarmal gökadaların merkezi kısımları kollarından daha sarıdır ve yaşlı yıldızları içerir (Baada'nın tip 2 popülasyonu veya küresel popülasyon), düz sarmal kollar ise genç yıldızlardan oluşur (tip 1 veya düz popülasyon).

Sarmal galaksilerin disklerindeki parlaklık dağılımı ölçümlerinden elde edilen veriler çok önemli bir benzerliği ortaya koyuyor; bu durum iyi bir şekilde belgelenmiştir, ancak henüz tatmin edici bir şekilde açıklanmamıştır. Parlaklık, evrensel matematiksel bağımlılığa uygun olarak merkezden uzaklaştıkça çok düzenli bir şekilde azalır, ancak bu, eliptik galaksiler için benzer bağımlılıktan farklıdır.

Galaktik disklerin gözlemlenen özellikleri, hızla dönen yıldız sistemlerinin bilgisayar tarafından oluşturulan modellerinde doğal bir açıklama bulur. Yukarıda anlatılan eliptik galaksiyi düşünün. Protogalaktik gaz bulutuna, çoğu yıldızın oluşumundan önce bile hızlı bir dönüş verilirse, bulut düz bir şekil alacak ve yıldızların dağılımı sarmal bir galaksinin diskine benzeyecektir. Böylece eliptik galaksiler ile sarmal galaksiler arasındaki temel yapısal farkın ilk dönüş hızı olduğu ortaya çıktı.

Peki çıkıntı nereden geliyor? Hızla dönen bir protogalaktik bulut bir disk oluşturuyorsa ve yavaş dönen veya dönmeyen bir bulut eliptik bir galaksiye dönüşüyorsa, o zaman bu kalın elipsoidal çıkıntıların sarmal galaksilerin merkezlerinde ne işi var? Eliptik galaksilerin yapısal özelliklerinin çoğuna sahiptirler: düzenli izofotlar, eski yıldızların varlığı, önemli kalınlık ve düz dipli parlaklık dağılımı. Görünüşe göre cevap, gazın yıldızlardan tamamen farklı davrandığı gerçeğinde aranmalı. Bir gaz bulutu, basitçe ısıtıp yayarak enerjiden oldukça kolay bir şekilde kurtulabilir. Bu durumda dönen gaz bulutu düzleşerek diske dönüşecektir. Ancak eğer bir noktada gaz yıldızlara dönüşmeye başlarsa durum değişir. Yıldızlar gazdaki atomlar gibi çarpışmazlar. Boyutları aralarındaki mesafelere göre çok küçüktür. Yıldızlar çarpışmalarla ısınmadıkları için enerjilerini etkili bir şekilde dağıtmazlar ve bu nedenle bir düzleme çökmezler. Yani eğer yıldızlar oluşmaya başlarsa, ki bu ilk olarak yoğunluğun en yüksek olduğu merkez bölgelerde meydana gelir, büyük, kalın bir merkez şişkinliği içinde kalacaklar.

Örneğin Samanyolu'nda ilk oluşan yıldızlar, şu anda en eski olan merkezi çıkıntıdaki yıldızlardı. Geriye kalan gaz, diğer yıldızların yavaşça oluştuğu ve gazla birlikte döndüğü bir düzleme çöktü. Bu ince, düz disk (her ne kadar bu disk her zaman düz olmasa da: ESO 510 galaksisinin resmine bakınız) Galaksimizdeki sonraki aktif olayların çoğunun yeri haline geldi: yıldızlar, dev moleküler bulutlar, uyarılmış gaz bulutları ve büyük- ölçekli spiral desenlerin tümü burada, artık teorik modellerimize meydan okuyan karmaşık bir yapıda geliştirildi.

Sarmal galaksiler, sarmal yapıları olmadan özellikle ilginç görünmezler; bu olmasaydı elbette sarmal gökadalar olmazlardı, ancak işler daha da çetrefilli hale geliyor. Dönme gazın bir düzleme çökmesine neden olduğu için sarmal bir galaksi oluşuyorsa, o zaman kolların sarmal şekli doğal bir sonuç gibi görünüyor - kremanın bir fincan kahveye karıştırılmasıyla oluşan desen veya kanalizasyondan aşağı akan su gibi. Bu durumlar bir galaksinin kesin benzerleri değildir, ancak modeli iyi bir şekilde göstermektedirler: Dönmenin olduğu yerde genellikle sarmal bir yapı vardır. Bu nedenle uzun yıllar boyunca gökbilimciler pek çok gökadanın sarmal şeklinden pek rahatsız olmadılar; bu tamamen doğal görünüyordu.

İlk ciddi zorluk, birinin aklına şu soruyu sorması geldiğinde ortaya çıktı: Spiral kol galakside ne kadar süredir var? Galaksilerin dönme periyotları bilinmektedir; çekirdekten Güneş'in Galaksinin merkezinden uzaklığına eşdeğer bir mesafede bulunan yıldızlar için tipik değerleri birkaç yüz milyon yıldır. En yakın galaksilerin yaşları biliniyor - yaklaşık 10 milyar yıl. Spiral yapı oluşursa çünkü iç kısım Galaksi dış kısmın hızından farklı bir hızda dönüyorsa, bu durumda kolların yavaş yavaş sarmal bir desen oluşturacak şekilde bükülmesi gerekir. Bununla birlikte, etrafımızdaki galaksilerin yaş karakteristiğine sahip bir galaksi için, modelin dönüş sayısı çok büyük olmalıdır - yaklaşık olarak yaşın ortalama dönüş periyoduna bölünmesine eşit - yaklaşık 100. Gerçek sarmal galaksilerde - en azından bunlar net sürekli spiral kollarla, spiral desenin yalnızca bir veya iki tur büküldüğü gözlemlenir. Şu soru ortaya çıkıyor: Spiral kollar, korunmalarını sağlayacak şekilde "donmuş" mu? Yoksa yok olana kadar kıvrılıp yerine yenileri mi geliyor? Yoksa yıldızların ve gazların genel dönüşüne katılmamaları ve bu da onların daha yavaş dönmesine neden olabilir mi?

Sorun, sarmal bir yapının nasıl oluşturulacağını çözememek değil: galaksi gibi dönen herhangi bir "damla" farklı dönemler Merkezden çeşitli uzaklıklarda dönüş, spiral bir desen oluşturur. Sorun, galaksinin nasıl kalıcı bir sarmal şekil kazandığıdır. Şu anda üç tür cevap var ve hangisinin doğru olduğundan henüz emin değiliz. Şu ya da bu durumda hepsinin doğru olması mümkündür ve tek bir galaksinin sarmal yapısı bile karışık kökenli olabilir.

Görünen o ki sarmal gökadalara ilişkin en düzenli ve en zarif açıklama, yoğunluk dalgası teorisi olarak bilinen şeydir. İsveçli gökbilimci Bertil Lindblad tarafından birçok ilgili teorik fikrin geliştirilmesinden sonra, yoğunluk dalgası teorisi 1960'larda C. C. Lin ve MIT'deki öğrencileri tarafından tamamen geliştirildi ve galaksilere başarıyla uygulandı. Düz bir yıldız diskinin kararlılığının matematiksel analizini kullanarak, gazın başlangıçtaki dağılımındaki düzenli bir biçimden sapmanın kararlı hale gelebileceğini ve yavaş yavaş yıldızlardan çok daha yavaş dönen iki kollu bir sarmal modele dönüşebileceğini gösterdiler. Kola giren yıldızlar bir süre yavaşlar, bu da kolda yoğunluğun artmasına neden olur ve ardından dalga cephesinin gerisinde hareket etmeye devam eder. Ön sınırda, gazda yıldız oluşum sürecini tetikleyebilecek bir şok dalgası ortaya çıkmalıdır ve bu nedenle bazı galaksilerde kollarda aktif gaz bulutları ve yeni oluşan yıldızların konsantrasyonu vardır. Bu hipotezdeki sarmal kolların şekli, M81 gibi "mükemmel" sarmal yapıya sahip az sayıda gökadadaki gerçek sarmal kolların şekline çok benzer. Bununla birlikte, son derece kusurlu kollara (parçalı, bulanık ve belirsiz) sahip daha yaygın gökada türünü tanımlamak için uygun değildir.

Bu tür galaksilere en iyi uygulanabilecek teori şuna dayanmaktadır: diferansiyel rotasyonun neden olduğu herhangi bir yapıdaki çok basit distorsiyonların etkisi galaksiler. Bu hipotez, kalıcı bir kol dizisine sahip olmak yerine, spiral bölümlerin sürekli doğuşunu ve çürümesini öngörüyor. Bu alandaki birçok öncü, kolları eski haline getirmenin bir yolunu bulabilirlerse bu yöntemin işe yarayacağına inanıyordu. 1965 yılında, tüm süreci çalışırken gösteren, bilgisayarda oluşturulmuş bir film oluşturuldu. Bu filmde yıldız oluşum bölgelerinin ortaya çıkışının rastgele (rastgele) bir süreç olduğu varsayılarak M31 galaksisi model olarak kullanıldı. Doğumda bu tür alanlar artan aktivitenin olduğu parlak alanlar olarak görünür. İleriye doğru diferansiyel dönüş, onları uzun, dar, spiral şekilli bölümlere çeker ve bu alanlar, içlerinde yoğunlaşan gaz tüketildikçe giderek kararır. Elbette sonuç mükemmel bir iki kollu spiral desen değil, galaksiyi kaplayan ve ona bir miktar spiral şekli veren, ancak birkaç on derecenin ötesinde izlenemeyen kollara sahip spiral parçaların bir koleksiyonudur.

Bilgisayar filminde oluşturulan sistemler birçok sarmal gökada şeklindedir ve bu nedenle bu tür nesnelerin yukarıda bahsedilen gibi stokastik süreçlerin hakimiyetinde olması muhtemeldir. Bu, özellikle üzerinde bir dizi site içeren bazı ideal yıldız oluşum bölgeleri için geçerlidir. Farklı aşamalar aktivite: önde yoğunlaşarak yıldız kümesine dönüşen dev bir moleküler bulut, arkasında yeni oluşan yıldızların varlığı nedeniyle aydınlanan ve gazının bir kısmını kaybetmiş bir gaz bulutu ve bulutun arkasında yaşlanan ve yavaşça parçalanan, nispeten gaz içermeyen bir yıldız kümesidir. Bu bölge dizisi kabaca doğrusal bir şekle sahiptir ve diferansiyel dönüşle spiral bir kol parçasına doğru çekilecektir. Sonuç, farklı sarmal kol parçalarından oluşan sarmal bir galaksidir. Sonuç olarak stokastik teori, yoğunluk dalgası teorisiyle tanımlanamayan galaksilerin şeklini açıklayabiliyor gibi görünüyor. Dolayısıyla başka fikirlere ihtiyacımız olmayabilir; sadece spiral kolların özelliklerini her teorinin farklı versiyonlarıyla karşılaştırmak için gereken ayrıntılı ölçümleri yapma konusunda sabırlı olmamız yeterli olabilir.

Ancak başka bir olasılık daha var. Herhangi Diskin bozulması, spiral kollar veya spiral bölümler halinde görünecek gaz birikmesine yol açabilir. Rahatsızlık dışarıdan ya da içeriden, yani galaksinin kendi çekirdeğinden gelebilir. İlk türden bir olasılık, yıldızlararası gazın galaksiye akarak sarmal kollar oluşturabilmesidir. Bu hipotez pek çekici değildir, çünkü gaz ağırlıklı olarak, çarpışmaya yetecek kadar başka gazın bulunmadığı kutuplarda olacaktır ve spiral kolların disk düzleminde bulunmadığı bilinen çok az durum vardır. Daha çekici bir dış etken, yakın geçişler sırasında diğer galaksilerin gelgit etkisi olabilir. Yakın geçişler (yakın çarpışmalar) tarafından oluşturulan gelgitler, yıldızları ve gazı etkiler ve galaksinin şeklini, döndükçe spiral şekilli hale gelen düzensiz oluşumlar yaratacak kadar bozabilir. Bu iyi fikir ancak dezavantajı başka bir galaksinin yakınından geçme ihtiyacıdır. Ne yazık ki galaksiler arasındaki mesafeler bu mekanizmanın çoğu durumda etkili olamayacak kadar büyük. Ancak konu birbirine yakın galaksilerin geçişi olduğunda bizi sürprizler bekleyebilir. Yıldız oluşum oranlarına ilişkin son tespitler bunu gösteriyor. birbirine yakın bulunan galaksilerde, özellikle çekirdeklerde yıldız oluşum oranının anormal derecede yüksek olduğu. Gelgit etkilerinin şu anda düşündüğümüzden çok daha kolay bir şekilde etkinleştirildiği ortaya çıkabilir.

Spiral kolların galaktik çekirdeklerdeki aktiviteden kaynaklandığına dair ikna edici bir kanıt yok, ancak bu gizemli ve çalkantılı bölgelerde böyle bir hipotezi haklı çıkaracak kadar yeterli olay meydana geliyor. Radyo galaksilerinde ve kuasarlarda, galaksilerin çekirdeklerinde, çoğu galaksinin görünür sınırlarının ötesinde bile büyük miktarda gaz akışı yayan çok yüksek enerjili süreçler gözlemlenir. Bu tür faaliyetlerin bir şekilde sarmal kolların oluşumuna yol açması mümkündür, ancak şu anda bu hipotez oldukça belirsizdir ve makul bir fiziksel model tarafından desteklenmemektedir.

Pek çok sarmal gökadanın, genellikle bir şekilde sarmal kollarla ilişkili olan başka bir dikkate değer yapısal özelliği daha vardır: çekirdek boyunca çubuk şeklinde, her iki tarafa simetrik olarak uzanan büyük yıldız yoğunluğu. İçlerindeki hız ölçümleri çubukların çekirdeğin etrafında döndüğünü göstermektedir. katılar Tabii ki aslında tek tek yıldızlardan ve gazlardan oluşuyorlar. SO veya Sa galaksilerinde bulunan çubuklar daha pürüzsüzdür ve tamamen yıldızlardan oluşurken, Sb, Sc ve Irr galaksilerindeki çubuklar genellikle çok fazla gaz ve toz içerir. Bu barlardaki gaz hareketleri konusunda hâlâ tartışmalar sürüyor. Bazı kanıtlar gazın çubuk boyunca dışarı doğru aktığını öne sürerken, diğer kanıtlar içeriye doğru aktığını öne sürüyor. Her halükarda çubukların varlığı galaksilerin dinamiklerini inceleyen gökbilimcileri şaşırtmıyor. Sayısal modeller, dönen bir galaksinin diskindeki kararsızlıkların, gözlemlenenlere benzeyen bir çubuk şeklinde ortaya çıkabileceğini göstermektedir.

İLE yanlış galaksiler Hubble, eliptik veya spiral olarak sınıflandırılamayan tüm nesneleri sınıflandırdı.

Düzensiz galaksilerin çoğu birbirine çok benzer. Son derece parçalıdırlar ve içlerinde en parlak yıldızları ve sıcak gaz yayan bölgeleri ayırt etmek mümkündür.

Bazı düzensiz galaksilerin açıkça görülebilen bir çubuğu vardır ve birçoğunda sarmal kol parçalarına benzeyen bir yapının parçaları fark edilebilir.

Düzensiz galaksilerin özellikleri tamamen düzensiz değildir. Çok şey var ortak özellikler görünür formlarının kaotik doğasının nedenlerinin bir göstergesi olarak hizmet ediyor. Bu gökadaların tümü gaz açısından zengindir ve hemen hemen hepsi çok sayıda genç yıldız ve genellikle olağanüstü derecede büyük ve parlak olan iyonize gazdan oluşan parlak bulutlar içerir. Her iki galaksinin de merkezi bir çıkıntısı veya herhangi bir gerçek çekirdeği yoktur. Düzensiz gökadaların ortalama parlaklık dağılımı, sarmal gökadalarda olduğu gibi aynı matematik yasasına göre merkezden dışarıya doğru hareket edildiğinde azalır. Birçoğunun merkez bölgelerinde çubuk benzeri yapılar bulunur; Büyük Macellan Bulutu özellikle iyi bir örnektir.

Galaksinin düzensiz şeklinin nedeni şunlar olabilir:

içindeki madde yoğunluğunun az olması nedeniyle doğru şekli alacak vaktinin olmaması veya genç. Başka bir versiyon daha var: Bir galaksi, başka bir galaksiyle etkileşimin bir sonucu olarak şeklinin bozulması nedeniyle düzensiz hale gelebilir.

Her iki durum da düzensiz gökadalar arasında meydana gelir; belki de bu, düzensiz gökadaların iki alt türe bölünmesinden kaynaklanmaktadır.

Alt tip I1, nispeten yüksek bir yüzey parlaklığı ve karmaşık, düzensiz bir yapı ile karakterize edilir. Fransız gökbilimci Vaucouleurs, bu alt türdeki bazı gökadalarda tahrip olmuş bir sarmal yapının işaretlerini keşfetti. Ayrıca Vaucouleurs, bu alt türdeki gökadaların sıklıkla çiftler halinde oluştuğunu da fark etti. Tek galaksilerin varlığı da mümkündür. Bu, geçmişte başka bir galaksiyle karşılaşmanın gerçekleşmiş olabileceği gerçeğiyle açıklanıyor; şimdi galaksiler ayrıldı, ancak tekrar kabul etmek için doğru biçim uzun bir zamana ihtiyaç duyarlar.

Başka bir alt tip olan I2'nin yüzey parlaklığı çok düşüktür. Bu özellik onları diğer tüm gökada türlerinden ayırır. Bu alt tipteki galaksiler aynı zamanda belirgin bir yapının olmamasıyla da ayırt edilir.

Eğer bir galaksi normal doğrusal boyutlara sahip çok düşük bir yüzey parlaklığına sahipse, bu onun çok düşük bir yıldız yoğunluğuna ve dolayısıyla çok düşük bir madde yoğunluğuna sahip olduğu anlamına gelir.

Düzensiz galaksilerin nasıl oluştuğuna dair önemli bir ipucu, onların parlaklıklarını sarmal galaksilerin parlaklıklarıyla karşılaştırmaktan gelir. Bunların neredeyse tamamı, en az parlaklığa sahip sarmal gökadalardan bile önemli ölçüde daha sönüktür. Sarmal gökadaların parlaklık aralığının kabaca alt ucunu temsil eden sarmal gökada M33, hâlâ en parlak düzensiz gökadalardan biri olan Büyük Macellan Bulutu'ndan daha parlaktır. Yani düzensiz gökadalarda sarmal kolların bulunmaması, görünüşe göre onların küçüklüğünden kaynaklanmaktadır. Bu aynı zamanda galaksinin açısal momentumunun büyüklüğünden ve içindeki türbülanslı hareketlerin yoğunluğundan da kaynaklanıyor olabilir. Düzensiz gökadaların düzlemleri sarmal gökadaların düzlemlerinden nispeten daha kalındır; bu, yıldızların ve gazların dönüşünün o kadar yavaş olduğunu ve sarmal kolların ortaya çıkmadığını gösteriyor. Öte yandan, dönüş çok yavaş olsaydı galaksi kalın ya da ince olsun düz bir düzleme dönüşmeyecek ve devasa bir cüce eliptik galaksi oluşacaktı.

Aslında cüce eliptik gökadalar ile cüce düzensiz gökadalar arasındaki ilişkinin ne olduğunu kesin olarak söyleyemeyiz. Geleneksel görüşe göre eliptik galaksilerdeki yıldızlar çok yaşlıdır (10 milyar yaşında veya daha fazladır), düzensiz galaksilerde ise hem yaşlı hem de genç yıldızlar bulunur. Bununla birlikte, bazı cüce eliptik gökadaların (Carina cüce gökadası gibi) 2-3 milyar yıl kadar erken bir tarihte aktif yıldız oluşumu geçirdiğine dair bazı kanıtlar vardır ve bu olaylar sırasında düzensiz cüce gökadalara benzemiş olabilirler. Bu önemli bir sonuçtur, çünkü bu iki tür gökada arasındaki farklara ilişkin dinamik açıklamaların, eğer bir türden diğerine serbestçe geçiş yapabiliyorlarsa, reddedilmesi gerekecektir.

Ayrıca çekirdeğin yokluğuyla karakterize edilen galaksiler de vardır; orta kısımda bir kalınlaşma gözlenir.

Bu tür galaksilere denir iğne şeklinde.

Yirminci yüzyılın 60'lı yıllarının başlarında, görünüş olarak en uzak olanı en güçlü teleskoplarda bile yıldızlardan ayırt edilemeyen birçok uzak kompakt galaksi keşfedildi. Bunlar, en parlak tek yıldızların bile görülemeyeceği kadar büyük mesafelere karşılık gelen, parlak emisyon çizgilerinin muazzam kırmızıya kaymalarla görülebildiği spektrumları bakımından yıldızlardan farklıdırlar. Gerçek spektral enerji dağılımları ve kırmızıya kaymalarının birleşiminden dolayı kırmızımsı görünen sıradan uzak galaksilerin aksine, en kompakt galaksiler (aynı zamanda quasostella galaksileri olarak da adlandırılır) mavimsi renktedir. Kural olarak, bu nesneler sıradan süper dev galaksilerden yüzlerce kat daha parlaktır, ancak daha sönük olanlar da vardır.

Rus gökbilimci I.S. Shklovsky'nin teorisine göre, ışık hızına yakın hızlarda hareket eden elektronların ve daha ağır yüklü parçacıkların manyetik bir alanda yavaşlatılmasıyla ortaya çıkan birçok galakside termal olmayan nitelikte radyo emisyonu tespit edildi. (sözde sinkotron radyasyonu). Parçacıklar bu hızlara galaksilerin içindeki büyük patlamalar sonucunda ulaşıyor.

Güçlü, termal olmayan radyo emisyonları yayan kompakt, uzak galaksilere N-galaksiler (veya Aktif Galaksiler) adı verilir.

Bu tür radyo emisyonuna sahip yıldız şeklindeki kaynaklara kuasar (kuaso-yıldız radyo kaynakları) adı verilirken, güçlü radyo emisyonuna sahip ve gözle görülür açısal boyutlara sahip galaksilere ise galaksiler denir. radyo galaksileri. Özellikle güçlü termal olmayan radyo emisyonuna sahip olan radyo galaksileri ağırlıklı olarak eliptik bir şekle sahiptir, ancak spiral şekiller de bulunur.

Seyfert galaksileri olarak adlandırılan galaksiler büyük ilgi görüyor. Küçük çekirdeklerinin tayfında çok sayıda çok geniş parlak bantlar vardır; bu bantlar, merkezlerinden saniyede birkaç bin km'ye ulaşan hızlarda güçlü gaz emisyonlarını gösterir. Bilim adamları, Seyfert galaksilerinin merkezlerinde, yıldızları dışarı fırlatan süper kütleli kara deliklerin bulunduğunu öne sürüyorlar. çok sayıda yerçekimi enerjisi. Isıtılan plazmadaki enerjinin bir kısmı gama radyasyonu şeklinde salınır.

Bize yakın radyo galaksileri, özellikle optik astronomi yöntemleriyle daha kapsamlı bir şekilde incelenmiştir. Bazılarında henüz tam olarak açıklanamayan özellikler keşfedildi.

Takımyıldızındaki düzensiz galaksi M82'yi incelerken Büyükayı Amerikalı gökbilimciler A. Sange ve C. Linds, 1963'te, yaklaşık 1,5 milyon yıl önce merkezinde büyük bir patlama meydana geldiği ve bunun sonucunda sıcak hidrojen jetlerinin her yöne yaklaşık 1000 km hızla fırlatıldığı sonucuna vardılar. /sn.

Yıldızlararası ortamın direnci, gaz jetlerinin ekvator düzleminde yayılmasını engelledi ve galaksinin dönme ekseni boyunca ağırlıklı olarak iki zıt yönde aktılar. Görünüşe göre bu patlama aynı zamanda ışık hızına yakın hızlara sahip birçok elektron üretti ve bunlar termal olmayan radyo emisyonunun nedeniydi.

Dolayısıyla radyo galaksileri, çekirdekleri çürüme sürecinde olan galaksilerdir. Fırlatılan yoğun kısımlar parçalanmaya devam ediyor ve muhtemelen yeni galaksiler (kız kardeşler) veya daha düşük kütleli galaksilerin uyduları oluşuyor. Bu durumda parçaların dağılma hızı ulaşabilir. büyük değerler. Araştırmalar birçok grubun ve hatta gökada kümesinin parçalandığını gösteriyor: üyeleri sanki hepsi bir patlama sonucu oluşmuş gibi birbirlerinden süresiz olarak uzaklaşıyorlar.

İlerleme kaydetmemize rağmen galaksilerin yapısı hakkında hâlâ öğrenilecek çok şey var. Farklılıkları tanımlamaktan daha fazlasını yapabiliriz; birçoğuna açıklamalar getirebiliriz. Ancak çözülmemiş sorunların sayısı, gökbilimcilerin uzun yıllar boyunca bunlar hakkında yaratıcı bir şekilde düşünmelerini gerektirecek kadar fazladır.

Yerçekimi etkileşiminin kuvvetleri tarafından sınırlanmıştır. Yıldız sayısı ve galaksilerin boyutları farklılık gösterebilir. Tipik olarak galaksiler birkaç milyondan birkaç trilyona (1.000.000.000.000) kadar yıldız içerir. Galaksiler, sıradan yıldızların ve yıldızlararası ortamın yanı sıra çeşitli bulutsular da içerir. Galaksilerin boyutları birkaç bin ila birkaç yüz bin ışıkyılı arasında değişmektedir. Ve galaksiler arasındaki mesafe milyonlarca ışık yılına ulaşıyor.

Galaksilerin kütlesinin yaklaşık %90'ı karanlık madde ve enerjiden gelir. Bu görünmez bileşenlerin doğası henüz araştırılmamıştır. Pek çok galaksinin merkezlerinde süper kütleli galaksilerin bulunduğuna dair kanıtlar var. Galaksiler arasındaki boşluk neredeyse hiç madde içermez ve ortalama yoğunluğu metreküp başına bir atomdan azdır. Evrenin görünür kısmında yaklaşık 100 milyar galaksinin olduğu tahmin ediliyor.

Gökbilimci Edwin Hubble'ın 1925'te önerdiği sınıflandırmaya göre birkaç tür gökada vardır:

• eliptik (E),
• merceksi(S0),
• düzenli spiral(S),
• çapraz spiral(SB),
• yanlış (Ir).

Eliptik galaksiler - açıkça tanımlanmış küresel yapıya sahip ve kenarlara doğru parlaklığı azalan bir galaksi sınıfı. Nispeten yavaş dönerler; gözle görülür bir dönüş yalnızca önemli miktarda sıkıştırmanın olduğu galaksilerde gözlemlenir. Bu tür galaksilerde, mevcut olduğu galaksilerde, galaksinin yıldızlarının sürekli arka planına karşı koyu çizgiler olarak görülebilen toz maddesi yoktur. Bu nedenle, dıştan bakıldığında, eliptik gökadalar esas olarak bir özellik açısından birbirlerinden farklılık gösterir: daha fazla veya daha az sıkıştırma.

Eliptik galaksilerin, evrenin gözlemlenebilir kısmındaki toplam galaksi sayısı içindeki payı %25 civarındadır.

Sarmal Galaksiler bu şekilde adlandırılmıştır çünkü disk içinde çıkıntıdan (galaksinin merkezindeki neredeyse küresel çıkıntı) neredeyse logaritmik olarak uzanan yıldız kökenli parlak kollara sahiptirler. Sarmal gökadalar, merkezi bir kümeye ve çok sayıda genç dev yıldız içerdikleri için mavimsi renkte olan birkaç sarmal kola veya kola sahiptir. Bu yıldızlar, sarmal kollar boyunca toz bulutlarıyla birlikte dağılmış dağınık gaz bulutsularının ışıltısını harekete geçiriyor. Sarmal bir galaksinin diski genellikle eski ikinci nesil yıldızlardan oluşan büyük bir küresel hale (bir nesnenin etrafındaki ışık halkası; optik bir fenomen) ile çevrilidir. Tüm sarmal gökadalar önemli hızlarda dönerler, dolayısıyla yıldızlar, toz ve gazlar dar bir diskte yoğunlaşır. Gaz ve toz bulutlarının bolluğu ve parlak mavi devlerin varlığı, bu gökadaların sarmal kollarında meydana gelen aktif yıldız oluşum süreçlerine işaret etmektedir.

Pek çok sarmal gökadanın merkezinde, uçlarından sarmal kolların uzandığı bir çubuk bulunur. Galaksimiz aynı zamanda çubuklu sarmal bir galaksidir.

merceksi galaksiler sarmal ve eliptik arasında bir ara türdür. Bir çıkıntıya, haleye ve diske sahiptirler ancak sarmal kolları yoktur. Tüm yıldız sistemlerinde bunların yaklaşık %20'si bulunmaktadır. Bu galaksilerde, parlak ana gövde olan mercek, soluk bir hale ile çevrelenmiştir. Bazen merceğin etrafında bir halka bulunur.

Yanlış galaksiler ne spiral ne de eliptik yapı göstermeyen galaksilerdir. Çoğu zaman, bu tür galaksiler, belirgin bir çekirdek ve sarmal dallar olmadan kaotik bir şekle sahiptir. Yüzde olarak bakıldığında tüm galaksilerin dörtte birini oluşturuyorlar. Geçmişteki düzensiz gökadaların çoğu sarmal veya eliptikti ancak kütleçekim kuvvetleri nedeniyle deforme olmuşlardı.

Galaksilerin evrimi

Galaksilerin oluşumu, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında meydana gelen, evrimin doğal bir aşaması olarak kabul edilir. Bilim adamlarının öne sürdüğü gibi, yaklaşık 14 milyar yıl önce büyük bir patlama oldu ve sonrasında Evren her yerde aynıydı. Daha sonra toz ve gaz parçacıkları gruplaşmaya, birleşmeye, çarpışmaya başladı ve böylece daha sonra galaksilere dönüşen kümeler ortaya çıktı. Galaksi şekillerinin çeşitliliği, galaksilerin oluşumu için başlangıç ​​koşullarının çeşitliliği ile ilişkilidir. Bu kümelerin içinde hidrojen gazının birikmesi ilk yıldızları oluşturdu.

Galaksi doğduğu andan itibaren küçülmeye başlar. Galaksinin daralması yaklaşık 3 milyar yıl sürüyor. Bu süre zarfında gaz bulutu bir yıldız sistemine dönüşür. Yıldızlar gaz bulutlarının yerçekimsel sıkıştırmasıyla oluşur. Sıkıştırılmış bulutun merkezi, termonükleer reaksiyonların etkili bir şekilde gerçekleşmesi için yeterli yoğunluk ve sıcaklıklara ulaştığında bir yıldız doğar. Termonükleer füzyon, büyük yıldızların derinliklerinde meydana gelir. kimyasal elementler helyumdan daha ağırdır. Bu elementler, yıldız patlamaları sırasında veya maddenin yıldızlardan sessiz çıkışı sırasında birincil hidrojen-helyum ortamına girer. Devasa süpernova patlamaları sırasında demirden daha ağır elementler oluşur. Böylece, birinci nesil yıldızlar birincil gazı helyumdan daha ağır kimyasal elementlerle zenginleştirir. Bu yıldızlar en eski yıldızlardır ve hidrojen, helyum ve çok az miktarda ağır elementlerden oluşurlar. İÇİNDE ikinci nesil yıldızlar Ağır elementlerin karışımı, zaten ağır elementlerle zenginleştirilmiş birincil gazdan oluştuklarından daha belirgindir.

Yıldız doğum süreci galaksinin devam eden sıkışmasıyla gerçekleşir, dolayısıyla yıldızların oluşumu sistemin merkezine giderek daha yakın gerçekleşir ve merkeze yaklaştıkça yıldızlarda daha ağır elementlerin bulunması gerekir. Bu sonuç, Galaksimizin halesindeki ve eliptik galaksilerdeki yıldızlarda kimyasal elementlerin bolluğuna ilişkin verilerle tamamen uyumludur. Dönen bir galakside gelecekteki hale yıldızları oluşuyor erken aşama dönüş galaksinin genel şeklini henüz etkilemediğinde sıkıştırma. Galaksimizdeki bu çağın kanıtı küresel yıldız kümeleridir.

İlk galaksinin sıkışması durduğunda, ortaya çıkan disk yıldızlarının kinetik enerjisi, kolektif çekimsel etkileşimin enerjisine eşittir. Bu sırada sarmal bir yapının oluşması için koşullar yaratılır ve gazın oldukça yoğun olduğu sarmal dallarda yıldızların doğuşu meydana gelir. Bu üçüncü nesil yıldızlar. Bizimki de onlardan biri.

Yıldızlararası gaz rezervleri giderek tükeniyor ve yıldızların doğuşu daha az yoğun hale geliyor. Birkaç milyar yıl içinde tüm gaz rezervleri tükendiğinde sarmal gökada, soluk kırmızı yıldızlardan oluşan merceksi bir gökadaya dönüşecek. Eliptik galaksiler zaten bu aşamadadır: İçlerindeki gazın tamamı 10-15 milyar yıl önce tükenmiştir.

Galaksilerin yaşı yaklaşık olarak Evrenin yaşı kadardır. Astronominin sırlarından biri galaksilerin çekirdeklerinin ne olduğu sorusu olmaya devam ediyor. Çok önemli keşif Bazı galaktik çekirdeklerin aktif olduğu ortaya çıktı. Bu keşif beklenmedikti. Daha önce galaktik çekirdeğin yüz milyonlarca yıldızdan oluşan bir kümeden başka bir şey olmadığına inanılıyordu. Bazı galaktik çekirdeklerin hem optik hem de radyo emisyonunun birkaç ay içinde değişebileceği ortaya çıktı. Bu, kısa bir süre içinde çekirdeklerden, bir süpernova patlaması sırasında açığa çıkan enerjinin yüzlerce katı kadar büyük miktarda enerjinin salındığı anlamına gelir. Bu tür çekirdeklere “aktif”, içlerinde meydana gelen işlemlere ise “aktivite” adı verilir.

1963 yılında galaksimizin sınırlarının ötesinde yeni türde nesneler keşfedildi. Bu nesneler yıldız şeklinde bir görünüme sahiptir. Zamanla parlaklıklarının galaksilerin parlaklığından onlarca kat daha fazla olduğunu keşfettiler! En şaşırtıcı şey parlaklıklarının değişmesidir. Radyasyonlarının gücü aktif çekirdeklerin gücünden binlerce kat daha fazladır. Bu nesnelere isim verildi. Artık bazı galaksilerin çekirdeklerinin kuasar olduğuna inanılıyor.

Modern astronomide en yaygın olarak kullanılanı, 1926'da Edwin Powell Hubble tarafından önerilen ve daha sonra Hubble ve ardından Gerard de Vaucouleurs ve Alan Sandage tarafından geliştirilen ilk galaksi sınıflandırmasıdır.

Bu sınıflandırma şekle göre yapılmıştır. ünlü galaksiler. Buna göre tüm galaksiler 5 ana türe ayrılır:

Eliptik (E);

Sarmal (S);

Çubuklu sarmal gökadalar (SB);

Yanlış (Irr);

Sınıflandırılamayacak kadar sönük galaksiler Hubble tarafından Q olarak adlandırılmıştır.

Ek olarak, bu sınıflandırmadaki gökada tanımlamaları, eliptik gökadanın ne kadar basık olduğunu belirtmek için sayıları, sarmal gökada kollarının çekirdeğe ne kadar sıkı yapıştığını belirtmek için ise harfleri kullanır.

Grafiksel olarak bu sınıflandırma, Hubble dizisi (veya devrenin bu cihazla benzerliğinden dolayı Hubble diyapazon) adı verilen bir seriyle temsil edilir.

Eliptik gökadalar (E tipi) toplam galaksi sayısının %13'ünü oluşturur. Parlaklığı merkezden çevreye hızla azalan bir daire veya elips gibi görünüyorlar. Eliptik galaksilerin şekli çok çeşitlidir: küresel ya da çok basık olabilirler. Bu bağlamda, E0'dan (küresel şekil, sıkıştırma yok) E7'ye (en yüksek sıkıştırma) kadar 8 alt sınıfa ayrılırlar.

Eliptik galaksiler yapı olarak en basit olanlardır. Çoğunlukla eski kırmızı ve sarı devler ile kırmızı, sarı ve beyaz cücelerden oluşurlar. İçlerinde toz maddesi yoktur. Bu tür galaksilerde yıldız oluşumu birkaç milyar yıldır gerçekleşmedi. İçlerinde neredeyse hiç soğuk gaz veya kozmik toz yok. Dönme yalnızca en sıkışık eliptik gökadalarda tespit edilmiştir.

Sarmal galaksiler- en çok sayıda tür: gözlemlenen tüm gökadaların yaklaşık %50'sini oluştururlar. Sarmal galaksideki yıldızların çoğu galaktik diskin içinde bulunur. Galaktik disk, galaksinin merkezinden uzanan, tek yönde bükülen iki veya daha fazla dal veya koldan oluşan spiral bir desen sergiliyor.

İki tür spiral vardır. SA veya S olarak adlandırılan birinci tipte, spiral kollar doğrudan merkezi contadan uzanır. İkincisinde, ortasında oval bir mühür bulunan dikdörtgen bir oluşumun uçlarında başlarlar. İki sarmal kolun bir köprüyle birbirine bağlandığı görülüyor; bu tür gökadalara çapraz sarmallar denmesinin nedeni budur; SB sembolü ile gösterilirler.

Spiral galaksiler, sınıflandırmada S (veya SA) ve SB sembollerine a, b, c harfleri eklenerek işaretlenen sarmal yapılarının gelişim derecesine göre farklılık gösterir.

Sarmal gökadaların kolları çok sayıda genç dev yıldız içerdiğinden mavimsi renktedir. Tüm sarmal gökadalar önemli hızlarda dönerler, dolayısıyla yıldızlar, toz ve gazlar dar bir diskte (Nüfus I yıldızları) yoğunlaşır. Vakaların büyük çoğunluğunda dönme, spiral dalların bükülme yönünde meydana gelir.

Her sarmal galaksinin merkezi bir yoğunlaşması vardır. Sarmal gökada kümelerinin rengi kırmızımsı sarıdır; bu, bunların esas olarak G, K ve M tayf sınıflarına (yani en küçük ve en soğuk olanlara) ait yıldızlardan oluştuğunu gösterir.

Gaz ve toz bulutlarının bolluğu ve spektral sınıf O ve B'nin parlak mavi devlerinin varlığı, bu gökadaların sarmal kollarında meydana gelen aktif yıldız oluşum süreçlerine işaret etmektedir.

Sarmal galaksilerden oluşan disk, seyrekleşmiş, hafif parlak bir yıldız bulutu olan bir hale içine daldırılmıştır. Halo, çok sayıda küresel küme oluşturan genç Nüfus II yıldızlarından oluşur.

Bazı galaksilerin orta kısmında Küresel şekil ve parlak bir şekilde parlıyor. Bu kısma çıkıntı denir (İngiliz çıkıntısından - kalınlaşma, şişme). Çıkıntı, eski Nüfus II yıldızlarından ve çoğu zaman merkezde süper kütleli bir kara delikten oluşur. Diğer galaksilerin orta kısmında bir “yıldız çubuğu” bulunur.

En ünlü sarmal galaksiler bizim galaksimizdir Samanyolu ve Andromeda Bulutsusu.

Merceksi gökada(S0 tipi), sarmal ve eliptik gökadalar arasında bir ara türdür. Bu tip galaksilerde, parlak merkezi yoğunlaşma (şişkinlik) oldukça sıkıştırılmıştır ve bir merceğe benzemektedir ve dallar ya yoktur ya da çok belirsiz bir şekilde izlenmiştir.

Mercimek galaksileri eski dev yıldızlardan oluşur, bu yüzden renkleri kırmızımsıdır. Eliptik gökadalar gibi merceksi gökadaların üçte ikisi gaz içermez; üçte biri sarmal gökadalarla aynı gaz içeriğine sahiptir. Bu nedenle yıldız oluşum süreçleri çok yavaş bir hızda gerçekleşir. Mercimek galaksilerdeki toz, galaktik çekirdeğin yakınında yoğunlaşır. Bilinen galaksilerin yaklaşık %10'u merceksi galaksilerdir.

İçin düzensiz veya düzensiz galaksiler (Ir) Düzensiz, yamalı bir şekil ile karakterize edilir. Düzensiz galaksiler, merkezi yoğunlukların olmaması ve simetrik yapının yanı sıra düşük parlaklık ile karakterize edilir. Bu tür galaksiler, toplam kütlelerinin %50'sine kadar çok miktarda gaz (çoğunlukla nötr hidrojen) içerir. Tüm yıldız sistemlerinin yaklaşık %25'i bu türe aittir.

Düzensiz galaksiler 2 büyük gruba ayrılır. Bunlardan ilki, Irr I olarak adlandırılan, belirli bir yapıya dair ipuçları taşıyan galaksileri içerir. Irr I bölümü nihai değildir: örneğin, eğer incelenmekte olan galaksi sarmal kolların benzerliğini gösteriyorsa (S-tipi galaksilerin özelliği), galaksi Sm veya SBm adını alır (yapısında bir çubuk vardır); eğer böyle bir fenomen gözlemlenmezse, atama Im'dir.

Düzensiz gökadaların ikinci grubu (Irr II), kaotik yapıya sahip diğer tüm gökadaları içerir.

Ayrıca dI veya dIrrs olarak adlandırılan üçüncü bir düzensiz gökada grubu da vardır; cüce gökadalar. Cüce düzensiz galaksilerin, Evrende var olan en eski galaktik oluşumlara benzer olduğuna inanılıyor. Bazıları, daha büyük yoldaşların gelgit kuvvetleri tarafından yok edilen küçük sarmal gökadalardır.

Bu tür galaksilerin tipik temsilcileri Büyük ve Küçük Macellan Bulutlarıdır. Geçmişte Büyük ve Küçük Macellan Bulutlarının düzensiz galaksiler olduğu düşünülüyordu. Ancak daha sonra çubuklu sarmal bir yapıya sahip oldukları keşfedildi. Bu nedenle bu gökadalar, çubuklu sarmal gökadaların dördüncü türü olan SBm olarak yeniden sınıflandırıldı.

Yukarıda listelenen sınıflardan herhangi birine sınıflandırılmalarına izin vermeyen belirli bireysel özelliklere sahip olan galaksilere galaksiler denir. özel eşya.

Tuhaf bir galaksi örneği, radyo galaksisi Centaurus A'dır (NGC 5128).

Hubble sınıflandırması şu anda en yaygın olanıdır, ancak tek sınıflandırma değildir. Özellikle Hubble sınıflandırmasının daha genişletilmiş ve revize edilmiş versiyonu olan de Vaucouleurs Sistemi ve galaksilerin spektrumlarına, şekillerine ve merkeze doğru yoğunlaşma derecelerine göre gruplandırıldığı Yerkes Sistemi yaygın olarak kullanılmaktadır.

Büyük şehirlerden uzakta, aysız, berrak bir gecede, Samanyolu'nun göksel nehri sularını kadife siyahı gökyüzüne döküyor. Ancak meraklı bir göz, bu "süt nehrine" ek olarak gökyüzünde yıldızlarla birlikte hareket eden başka sisli noktalar da bulacaktır. Kuzey yarımkürede, bu noktalardan biri Andromeda yıldızından çok uzakta görülemiyor. Ve dürbün veya teleskop, bu tür birkaç düzine nesneyi bulmanızı sağlayacaktır.

18. yüzyılın sonlarında Fransız gökbilimci Charles Messier, aradığı kuyruklu yıldızlarla karıştırmamak için bu bulutsuların ilk kataloğunu derledi. Bugün bildiğimiz gibi, kataloğu birçok galaksi de dahil olmak üzere önemli ölçüde farklı doğaya sahip nesneleri içeriyordu.

Zaman geçtikçe gökbilimciler gökyüzünde giderek daha fazla yeni galaksi keşfettiler, ancak bu nesneler hâlâ sıradan bulutsular olarak kabul ediliyordu. Doğalarına ilişkin gerçek anlayış, ancak bu yüzyılın başında İsveçli Gökbilimci Knut Lundmark'ın Üçgen takımyıldızındaki bulutsunun devasa bir yıldız sistemi olduğunu kanıtlamasından sonra netleşmeye başladı. Gökbilimciler uzaktaki gök cisimlerine olan mesafeleri güvenilir bir şekilde belirlemeyi öğrendiklerinde, Evrende çok sayıda galaksinin olduğu ortaya çıktı.

Galaksi nedir? Her şeyden önce - bu büyük sistem yıldızların çekim kuvvetleriyle birbirine bağlandığı yıldızlardır. Galaksiler, yıldızlara ek olarak yıldızlararası gaz ve tozun yanı sıra çeşitli egzotik nesneleri de içerir: beyaz cüceler, nötron yıldızları, kara delikler. Galaksilerdeki gaz, yıldızların arasına saçılmakla kalmıyor, aynı zamanda büyük bulutlar ve gaz-toz nebulalarını da oluşturuyor.

Biz de bizim olduğu için ismini büyük harfle yazdığımız bir galakside yaşıyoruz ve Samanyolu da kendi düzleminde yer alan çok sayıda sönük yıldızdan oluşuyor.

Çok çeşitli galaksiler vardır. Trilyonlarca güneşin olduğu devasa sistemler var. Öte yandan, daha çok küresel kümeleri anımsatan cüce galaksiler var ve içlerindeki yıldız sayısı birkaç yüz bini geçmiyor. Galaksimiz oldukça büyük; içinde yaklaşık 200 milyar yıldız var.

Galaksilerin kütleleri de büyük farklılıklar gösterir. Normal galaksiler Güneş'ten bir milyar ila bir trilyon kat daha ağırdır. Cüce galaksiler daha az kütlelidir; gözlemlenen en küçük galaksiler Güneş'ten yalnızca 100 bin kat daha ağırdır. Ve burada önemli bir ağırlığımız var; Galaksimizin kütlesinin birkaç yüz milyar güneş kütlesi olduğu tahmin ediliyor.

1925'te Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble, gökadaların şekillerine ve görünümlerine göre sınıflandırılmasını önerdi. Galaksilerin daha yeni sınıflandırmaları Hubble tarafından önerilen şemayı takip ediyor.

Eliptik galaksiler. Toplam galaksi sayısının dörtte birini oluştururlar ve E harfiyle gösterilirler. Fotoğraflarda top veya elips gibi görünürler. Elipsin uzamasına bağlı olarak galaksiye 0'dan 7'ye kadar bir sınıf atanır. E0 sınıfı galaksiler küresel, E7 galaksileri ise oldukça uzun bir elips gibi görünür. Eliptik galaksilerin rengi kırmızımsı bir renk tonuna sahiptir çünkü çoğunlukla yaşlı yıldızlardan oluşurlar. Bu tür sistemlerde neredeyse hiç yıldızlararası gaz yoktur. İle Genel görünüm Eliptik galaksiler küresel yıldız kümelerine benzer ancak çok büyüktür.

Sarmal galaksiler. Tüm galaksilerin yarısı bu sınıfa aittir. Görünüşte mercimeğe veya bikonveks merceğe benziyorlar. Üstelik sarmal galaksinin kalınlığı çapından onlarca kat daha azdır. Fotoğrafları, galaksinin merkezinden uzanan, tek yönde bükülmüş iki veya daha fazla (bir düzineye kadar) sarmal dal veya kol şeklinde sarmal bir desen gösteriyor.

Galaksi diskinin arka planına karşı, kollar parlaklıkla öne çıkıyor, çünkü çok sayıda büyük ve parlak yıldızlar ve parlak gaz bulutsuları. Çoğu yıldız, galaktik düzlem adı verilen bir simetri düzlemine doğru yoğunlaşarak bir disk oluşturur. Nasıl yıldızdan daha genç galaktik düzleme doğru daha fazla konsantre olurlar. Diskin orta kısmında bir kalınlaşma var - büyük mesafelerde galaksinin halesine dönüşen bir çıkıntı. Halo, küresel bir sistem oluşturan ve galaksinin düzlemine doğru çekilmeyen eski yıldızlardan ve küresel kümelerden oluşur. En çok dış alanlar galaksilere genellikle korona denir.

Spiral galaksiler, toplam kütlelerinin %15'ine kadar çok miktarda yıldızlararası gaz içerir. Ayrıca galaksilerin yaşlarına kıyasla oldukça yakın zamanda oluşmuş çok sayıda genç yıldız da var. Sarmal gökadaların yaklaşık yarısında fotoğraflar, orta kısımda çubuk adı verilen neredeyse düz bir köprüyü göstermektedir.

Sarmal gökadalar S harfiyle gösterilir. Parlak, geniş bir alana sahip gökadalar Merkezi kısmı ve az gelişmiş spiraller Sa sınıfı olarak sınıflandırılır. Spiraller daha güçlü ve netse ve merkez daha az belirginse, o zaman galaksiye Sc indeksi atanır. Ara sınıf Sb olarak belirlenmiştir. Galaksinin merkezi bir çubuğu varsa, o zaman atamaya B harfi eklenir, örneğin SBb.

Galaksimiz de muhtemelen bir çubukla sarmal sınıfa aittir ve Güneş neredeyse tam olarak galaktik düzleminde yer almaktadır. Bu nedenle sistemimizdeki yıldızların çoğunu gökyüzünde Samanyolu şeklinde bir şerit halinde görüyoruz.

Merceksi gökadalar. Bu, sarmal ve eliptik gökadalar arasında bir ara türdür. Bir çıkıntıya, haleye ve diske (mercek) sahiptirler, ancak spiral kolları yoktur. Bu tür galaksiler S0 olarak adlandırılmıştır. Tüm galaksiler arasında bunların yaklaşık %20'si vardır.

Düzensiz galaksiler. Bu sınıf, öncekilere girmeyen galaksilerin kalan %5'ini içerir. Düzensiz, düzensiz bir şekil ve olası sarmal dalların primordiaları ile karakterize edilirler. Bu tür nesnelerde çok fazla gaz vardır - toplam kütlenin yarısına kadar. Düzensiz gökadalar Ir olarak adlandırılır.

E. Hubble, gökada türlerini artan gaz yüzdesine ve azalan küresel bileşen katkısına göre sıraladı:

Daha sonra tüm galaksilerin Hubble'ın basit sınıflandırmasına uymadığı ortaya çıktı. Normal galaksilerin yanı sıra, cüce. Kendi sınıflandırmaları vardır ancak cüce galaksilerde sarmal yapı hemen hemen hiç gözlenmese de cüce eliptik, disk ve düzensiz galaksileri ayırt etmek mümkündür.

Parlaklığı sıradan gökadalarınkinden çok daha düşük olan bir büyük gökada sınıfı da vardır. Onlarda anormal olan şey, gizemli nedenlerden dolayı bu galaksilerde oluşmayan parlak yıldızların bulunmamasıdır. Bu tür galaksilere anemik (yani "zayıf") denir.

Aynı zamanda yoğun yıldız oluşumuyla ilişkili şiddetli iç süreçlerin meydana geldiği galaksiler de vardır. Bir örnek, maddesi merkezi bölgelerde yüksek hızlarda hareket eden ve "kaynayan" düzensiz bir galaksi olan Ursa Major takımyıldızından M82 nesnesidir. Ayrıca bir galaksi sınıfı da vardır. yüksek içerik genç yıldızlar ve büyük miktarda madde konsantrasyonu, görünümlerinden dolayı onları mavi kompakt galaksiler olarak adlandırıyor.

Faaliyetleri artan radyo emisyonu, renk ve çoğu kişi için tipik olmayan spektral çizgilerle gösterilen galaksiler de ayrı gruplara ayrılır.

Galaksiler gruplar ve kümeler oluşturma eğilimindedir. Dolayısıyla Galaksimiz, Üçgen Bulutsusu ve Andromeda Bulutsusu da dahil olmak üzere yaklaşık otuz farklı yıldız sistemini içeren Yerel Gökada Grubu adı verilen grubun bir parçasıdır.

İki galaksi birbirine çok yakın olursa ne olur? Bunların özellikleri ve dış görünüş değişecek. Bu tür çiftlerin veya yakın galaksi gruplarının fotoğraflarında, gaz ve yıldızların kuyrukları ve köprüleri fark edilebilir; galaksiler genellikle ortak bir gaz kabuğuyla çevrilidir, karşılıklı çekim nedeniyle şekilleri oldukça bozulur. Gökbilimciler bu tür galaksileri çağırıyor etkileşimli.

Ayrıca daha küçük komşularını yiyip onları kendi çekim alanlarına çeken yamyam galaksiler de var. Birçok büyük gökada kümesinin merkezinde “yamyam kralların”, yani dev eliptik gökadaların gerçek ikametgahları bulunur. Çevrelerindeki gazı ve üzerlerine yavaşça düşen küçük galaksi kümelerini “yutarlar”.

Galaksiler düzinelerce galaksiden oluşan gruplar halinde ve yüzlerce, hatta binlerce galaksiden oluşan kümeler halinde birleştirilmiştir. Kümelerin kendisi, Evrenin büyük ölçekli yapısını oluşturan bir üstküme sistemi oluşturur.

Galaksiler, karmaşıklık düzeyi bakımından tüm canlıların temeli olan bir hücreyle karşılaştırılabilecek, kendi kendini organize eden karmaşık nesnelerdir. Çalışmaları şu anda aktif olarak devam ediyor ve giderek daha fazla yeni gizemler kapıda bekliyor.