Galaktika

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
NGC 4414 ir tipiska spirālveida galaktika. Tai ir apmēram 56 000 gaismas gadu liels diametrs un apmēram 60 miljonu gaismas gadu attālumā.

Galaktika ir masīva, ar gravitāciju sasaistīta sistēma, kas sastāv no zvaigžņu sistēmām, zvaigžņu atliekām, starpzvaigžņu mākoņiem, starpzvaigžņu vides un, iespējams, tumšās matērijas. Visi galaktikā esošie objekti rotē ap kopīgu masas centru. Daļai galaktiku centru veido melnie caurumi.

Ir trīs galvenie galaktiku veidi — eliptiskās galaktikas, spirālveida galaktikas un neregulāras formas galaktikas.

Mūsu Galaktika - Piena Ceļš - ir tipiska spirālveida galaktika.

Vārds 'galaktika' ir cēlies no mūsu Galaktikas — Piena Ceļa nosaukuma — no grieķu vārda gala, kas nozīmē 'piens'.

Pastāv arī aktīvās galaktikas, mijiedarbojošās galaktikas un radiogalaktikas.

Galaktiku un zvaigžņu veidošanās[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Visuma struktūra sadalījās nedaudzos gāzveida mākoņos, uz kuriem iedarbojās gravitācijas spēks. Šie mākoņi sadalījās nelielās daļās un no šīm daļām veidojās galaktikas, un tajās veidojās zvaigznāji. Visuma attīstības periodos būtisku lomu spēlēja galaktiku vai arī tās individuālas daļiņas, kā arī gravitācijas mijiedarbība un saplūšana.

Visā visumā Lielā sprādziena rezultātā veidojās liels daudzums ūdeņraža un hēlija molekulas, bet ļoti minimāls daudzums deitērijs un litijs. Tas pierāda, ka ķīmisko elementu sintēze notika zvaigžņu kodolā, tajā lielā karstumā un paaugstinātā spiedienā ūdeņradis sintezējās par hēliju, bet sintezējās arī citi ne tik aktuāli elementi: ogleklis, skābeklis, silīcijs un citi elementi. Pašas lielākajās zvaigžņotajās dzīlēs sintezējās arī dzelzs un citi smagāki elementi, kuri pārnovu sprādzienu rezultātā tika izmētāti visā visumā. Pēc tam ar starpzvaigžņu vides palīdzību, tika bagātinātas zvaigznes, kuras pēc tam sintezēja ķīmiskos elementus un veidoja jaunas zvaigznes un planētas.

Galaktiku klasifikācija[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Galaktiku klasifikācija.‎

Lielākā daļa dūmakaino apgabalu, kurus mēs redzam starp zvaigznēm, nepieder mūsu Galaktikai, bet tās ir neatkarīgas zvaigžņu sistēmas — galaktikas. 20. gadsimtā zinātniekiem nebija kārtīga saprašana par galaktiku dabu — viņi tās pieskaitīja pie mūsu Galaktikā ietilpstošiem spirālveida miglājiem. 1924. gadā amerikāņu zinātnieks Edvins Habls pierādīja, ka spirālveida miglāji pieder pie citas zvaigžņu sistēmas, šo apgalvojumu viņš pierādīja ar tā laika pasaulē atdzītāko, labāko teleskopu Vilsona kalna galā, ar kura palīdzību viņš ieraudzīja individuālas zvaigznes Andromedas miglājā. Ar spēcīgo teleskopu debesīs var ieraudzīt aptuveni 5 miljonus galaktiku, bet šīs galaktikas sastāv no lielām zvaigžņu sistēmām un aptuveni ar miljardiem zvaigznāju. Bet visā visumā galaktiku ir daudz reižu vairāk. Visā visumā Galaktiku apveidi ir daudzveidīgi. Visumā var ieraudzīt lielākas galaktikas par mūsu galaktiku, bet viss visums nav aizpildīts tikai ar lielām galaktikām, bet pastāv arī pundurgalaktiku.

Pēc ārējā veidola galaktikas iedala eliptiskajās galaktikās, spirālveida galaktikās un neregulārajās galaktikās. Eliptiskās galaktikas ir apaļa forma vai arī tās ir saplacināti zvaigžņu mākoņi. Šīs galaktikas apzīmē ar lielo burtu E, bet to saspiešanas līmeni apzīmē ar skaitli no 0 — 7. E0 veida galaktikas pēc veidola ir lodveidīgas, bet E7 galaktikas ir stipri saplacinātas. Spirālveida galaktikas ir ļoti līdzīgas mūsu Galaktikai. Šo galaktiku būtiskākā pazīme ir spirālzari. Spirālveida galaktikas iedala divās lielās grupās. Normālajām spirālveida galaktikām (S), šīs galaktikas spirālzari veidojas no centra, bet šķērsotajām spirālveida galaktikām (SB), bet šīs galaktikas centrālais sablīvējums ir pagarināts, bet to spirālveida zari veidojas to galos. Visumā pastāv arī lēcveida galaktikas (S0), kas ir pārejas forma no eliptiskajām uz spirālveida galaktikām. Neregulārās galaktikas (Ir), šīs galaktikas tā nosauca, jo to zvaigžņotie mākoņi ir nevienmērīgas formas.

Galaktiku tipi

Veids Apakšveids Simbols Apraksts
Eliptiskā galaktika E Elipsoidāla zvaigžņu sistēma, kurā ir tikai vecas zvaigznes, nav gāzu un putekļu mākoņu, nav spirālzaru
Lēcveida galaktika SO Vārpstveida formas galaktika; pārejas forma starp eliptiskajām un spirālveida galaktikām
Spirālveida galaktika Normāla S Galaktika, kurai ir spožs centrālais sablīvējums, no vecām zvaigznēm sastāvošs sfērisks halo un no jaunām zvaigznēm, gāzēm un putekļiem sastāvošs disks. Diskā atrodas spirālzari
Šķērsotā galaktika SB Spirālveida galaktika, kurai ir izstiepts centrālais sablīvējums — t.s. šķērsis, kura galos sākas spirālzari
Neregulārā galaktika Ir Galaktika, kam raksturīga neregulāra forma un haotisks dažāda vecuma zvaigžņu izvietojums

Spirālveida un lēcveida galaktikas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Spirālveida galaktikas

Spirālveida galaktikas visā visumā ir aptuveni 50% no visu galaktiku kopējā skaita. Bet no šīs daļas puse ir šķērsotās galaktikas. Visā visumā galaktikas ir izvietotas dažādos redzes lokos, skatoties no Zemes teleskopiem. Tas ir tādēļ, ka kādu daļu no galaktiku mēs redzam pretskatā, bet citas ieslīpi vai arī no sāniem. Tālākajām galaktikām var redzēt tumšu miglāju joslas, tās sadala galaktikas divās daļās.

Spirālveida galaktika ir tāda pati kā mūsu Galaktika, jo šo zvaigžņu diski ir ar centrālo sablīvējumu. No šī diska 5 - 10% masas sastāda gāzes un putekļi, no šīm gāzēm veidojas jaunas zvaigznes. Šādu priekšrocību dēļ mēs spirālveida galaktikās redzam daudz spožu miglāju un karstu pārmilzu zvaigžņu. Visā visumā lielākās spirālveida galaktikas diametrs sasniedz 30 līdz 40 kpc.

Spirālveida galaktikas pēc savām spirālveida zaru attīstības pakāpēm iedala trīs lielos apakštipos: Sa, Sb un Sc. Sa veida galaktikām ir samērā liels centrālais sablīvējums, ļoti vāji izteikti spirālzari, Sc veida galaktikām spirālzari ir visizteiktākie. Mūsu Galaktika varētu piederēt pie Sb tipa galaktikām. Šķērsotās galaktikas iezīmē atbilstošiem burtiem: SBa, SBb un SBc.

Lēcveida galaktikas visā visumā ir aptuveni 20% no kopējā galaktiku skaita. Šīs galaktikas ir radniecīgas gan eliptiskajām, gan spirālveida galaktikām. Šīm galaktikām ir saplacināts zvaigžņu disks, bet šai galaktikai nav spirālzaru, bet ir blīvs centrālais kodols un arī elipsveida zvaigžņu oreols.

Nosaukums vai simbols Zvaigznājs Spožums zv. l. Leņķiskie izmēri Attālums, ly
Andromedas miglājs Andromeda 3,7 197 x 92 2200000
M 33 Trijstūris 6,3 83 x 53 2400000
M 101 Lielais Lācis 7,8 124700000
Atvars Medību Suņi 9,2 14 x 10 22800000

Eliptiskās un neregulārās galaktikas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Eliptiskās galaktikas visā visumā ir aptuveni 25% no kopējo galaktiku skaita. Šīm galaktikām ir vienkārša strukturālā forma. Eliptiskās galaktikas ir elipsoidāla veida zvaigžņu mākoņi, kuriem gaismas spožums pakāpeniski palielinās centrālā kodola virzienā. Šajās galaktikās nepastāv gāzes, tādēļ šādās galaktikās neveidojas jaunas zvaigznes. Šo galaktiku struktūra sastāv no vecām zvaigznēm — sarkanajiem milžiem, dzeltenajiem un sarkanajiem punduriem. Šajos 25% galaktiku ir ievērotas lielas galaktikas pēc izmēriem, pēc masas un pēc starjaudas, bet arī ievērotas mazas pundurgalaktikas.

Visā visumā 5% no visu galaktiku skaita aizņem neregulārās galaktikas. Šīm galaktikām ir neregulāra forma un neviendabīga struktūra. Šīm galaktikām neeksistē kodols. Šo galaktiku struktūrā ir gāzes un putekļi, kuri veido 20—50% no visas galaktikas masas. Vietām šo galaktiku rajonos ir redzamas jaunas zvaigžņu veidošanās norises, tādēļ šādās galaktikās atrodas daudz jaunu un karstu zvaigžņu. Šīs galaktikas nespēj konkurēt ne pēc masas, ne pēc izmēra un ne pēc starjaudas, jo tās ir vidēji sīkākas nekā eliptiskajām un spirālveida galaktikas.

Aktīvās galaktikas un kvazāri[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Aktīvā galaktika

Visā visumā ir tādas galaktikas, kurām ir neparasti kodoli, no kuriem izplūst ievērojama gaisma, kā arī radioviļņi un citi starojumi, šie kodoli izsviež arī gāzu strūklas. Galaktikas, kurām ir aktīvs kodols un tas rada kādus procesus, sauc par aktīvajām galaktikām. Šīs galaktikas iedala pēc izdotā starojuma tipa un tādi ir radiogalaktikas, Seiferta galaktikas un kvazāri. Ir pieņemts pieņēmums, ka galaktiku kodolu degsmes pamatā ir melnais caurums, kura masa ir ļoti liela un šis melnais caurums pievelk apkārtējo izdalītās vielas, un tādēļ šādas galaktikas izdala daudzējādas gāzu un starojuma straumes. Pēdējo gadu laikā ir iegūts ļoti daudz informācijas no kosmosa stacijām, kā arī attēli no kosmiskajiem aparātiem, kas pierāda šo viedokli.

Radiogalaktikas izvada vairāk enerģijas radiodiapazonā nekā attiecīgo galaktiku zvaigznes optiskajā diapazonā. Šis starojums nāk ne no galaktikām, bet no diviem ārpus tās esošajiem satarojuma avotiem. Tās veido gāzu strūklas, kuras tiek izsviestas ārpus galaktikas centrālā sablīvējuma un stiepjas 10 - 100 kpc attālumā. Visā visumā ir tādas galaktikas, kurām ir ļoti spoži zvaigžņveida kodoli un kā piemērs ir Seiferta galaktika. To emisijā ir ieraugāma plata emisāra līnija. Šādas galaktikas pastāvīgi izdala starojumus: infrasarkanajā, ultravioletajā un rentgendiapazonā.

Pēc zinātnieku kopsavilktajiem viedokļiem, pieņēma uzskatu, ka kvazāri ir pieskaitāmi pie aktīvajām galaktikām, jo tie ir lielā attālumā esošie galaktiku kodoli, kuri ir ļoti aktīvi. Dēļ šī lielā attāluma, galaktikas, kuras ieskauj kvazārus, var redzēt tikai ļoti retos gadījumos. Šie kvazāri visā visumā ir paši aktīvākie starojuma devēji. Kvazāru starjauda ir tik liela, ka tā 1000 reižu pārsniedz mūsu Galaktikas starjaudu. Pat pēc fizikālajām īpatnībām kvazāri ir ļoti līdzīgi Seiferta galaktikām, bet šo galaktiku starojums ir nedaudz spēcīgāks. Kvazāriem piemīt dažas īpatnējas pazīmes, piemēram, tie ne tikai izdala redzamo gaismu, bet izdala arī radioviļņus un rentgenstarojumu, bet citreiz šiem kvazāriem ir novērots, ka tie izdala gāzu strūklas. Pēc visiem nolikumiem kvazāri ir pieskaitāmi pie jaunām galaktikām, kuras atrodas straujas attīstības posmā. Mūsu galaktikai vistuvākais un mirdzošākais kvazārs atrodas Jaunavas zvaigznājā un šī kvazāra vārds ir ar apzīmējumu 3C 273, attālums no mums ir 630 Mpc.

Visā visumā ir novērots, ka daudzas galaktikas ir ļoti tuvu viena otrai un starp šādām galaktikām pastāv ļoti liels pievilkšanās spēks, kura dēļ galaktikas tuvojas vai nu viena pie otras vai arī abas vienmērīgi tuvojas. Dēļ pievilkšanas spēka ietekmes ir novērots, ka galaktikas maina savu formu. Ir arī novērots, ka šīs galaktikas saduras viena ar otru, bet to nevarētu saukt par sadursmi, jo patiesībā attālums starp zvaigznājiem katrā galaktikā ir ļoti liels, tādēļ viņām ir iespēja iziet vienai otrai cauri pat nesaskaroties ar citām zvaigznēm. Bet starp šādām galaktikām ir liels pievilkšanās spēks un dēļ pievilkšanas spēka tās galaktikas sauc par mijiedarbojošām galaktikām. Visā visumā ir arī novērots “kanibālisms”, kur lielākā galaktika “aprij” mazāko galaktiku un nozog no tās kādu daļu zvaigžņu. Process, kurās galaktikas saduras ar kādu ilgst ļoti ilgi un tās ilgums var sasniegt pat vairākus simtus miljonu gadu, tādēļ lūkojoties no Zemes teleskopiem mēs redzam vienu un to pašu skatu.

Aktīvo galaktiku iedalījums

Veids Apraksts
Radiogalaktika Galaktika, kam salīdzinājumā ar parastajām galaktikām ir anomāli intensīvs starojums radioviļņu diapazonā
Seiferta galaktika Aktīvā galaktika, kuras centrā ir mazs, spožs kodols un tā spektrā intensīvas emisijas līnijas
Kvazārs Zvaigžņveidīgs kosmiskais objekts, kam raksturīgs ļoti intensīvs starojums radioviļņu diapazonā

Galaktikas uzbūve[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Aktīvā galaktika

Mēs dzīvojam zvaigžņu sistēmā, ko sauc par Galaktiku. Lai atšķirtu tās no citām, vārdu “Galaktika” raksta ar lielo burtu. Galaktika ir lieliska “zvaigžņu sistēma”, tajā atrodas aptuveni 200 miljardi zvaigžņu. Paskatoties uz Galaktiku no malas, tas izskatās kā plāns disks ar biezāku centrālo sablīvējumu. Skatoties Galaktiku no augšas, var redzēt spirālzarus, kas atzarojas kā zari no koka,tā viņi no centra. Galaktikas disku apņem Galaktikas sfēriskā sastāvdaļa — halo, kurā atrodas ļoti maz zvaigžņu, tādēļ šo joslu ir ļoti grūti saskatīt.

Mūsu Galaktika pēc veida ir spirālveida galaktika. Tās diametrs ir 100 tūkstoši gaismas gadu vai arī 30 tūkstoši parseku. Galaktikas centrālā daļa atrodas Strēlnieka zvaigznāja virzienā. To tā kārtīgi nevar saskatīt, jo skatu aizsedz gāzu un putekļu mākoņi. Galaktikas centrālajā daļā atrodas spēcīgs radiostarojuma avots un tā iekšienē atrodas mazs Galaktikas kodols. Ir pieņemts lēmums, ka Galaktikas kodolā atrodas melnais caurums.

Saule un tas sistēma atrodas Galaktikas diska nomalē 10 kiloparseku attālumā no centra Oriona spirālzarā. Skatoties no mūsu planētas, visvairāk Galaktikas zvaigžņu ir iespēja redzēt Piena Ceļā, kurš stiepjas pār visu debess jumi kā blāva, miglaina josla un tā veido vāji gaismas ražojošas zvaigznes. Saules sistēma Galaktikā ir kā miltu graudiņš, kas iecepts lielā pankūkā. Ja novērojot viņas skatās Galaktikas diska garenvirzienā, tad skatam paveras daudz zvaigžņu, kuras arī veido Piena Ceļa joslu.

Galaktikas uzbūve

Komponents Diametrs, kpc Apraksts
Disks 30 Galaktikas blīvākā daļa, kas atgādina abpusēji izliektu lēcu. Galaktikas diskā atrodas spirālzari
Halo 40 Spirālveida galaktikas sfēriskā sastāvdaļa, ko veido vecas, izklaidus izvietotas zvaigznes un lodveida zvaigžņu kopas
Centrālais sablīvējums 8 Paresninājums Galaktikas diska centrālajā daļā. Tās centrā atrodas Galaktikas kodols
Kodols 0,001 Ļoti kompakts vielas sablīvējums pašā Galaktikas centrā

Galaktiku kopas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Galaktikas atrodas neiedomājamos attālumos viena no otras. Mūsu planētai tuvākā galaktika ir Andromedas galaktika, kas atrodas 690 000 parseku jeb 2,3 miljonu gaismas gadu attālumā. Vistuvāk mūsu planētai atrodas galaktiku pavadoņi: Lielais Magelāna mākonis un Mazais Magelāna mākonis. Līdz tālākajām galaktikām ir ļoti liels attālums, tas mērāms megaparsekos (Mpc). Visumā atsevišķas galaktikas ir sastopamas ļoti reti. Lielākā daļa no galaktikām veido galaktiku grupas vai galaktiku kopas. Galaktiku grupās ietilpst vairāk nekā daži desmiti galaktiku, bet galaktiku kopās ietilpst vairāk nekā simtiem un tūkstošiem galaktiku. Mūsu Piena ceļa galaktika ietilpst galaktiku grupā, ko sauc par Lokālo grupu. Tajā atrodas daži desmiti galaktiku, lielākās no kurām ir Piena ceļš, Andromedas galaktika un galaktika M 33. Lokālajai grupai vistuvākā galaktiku kopa atrodas Jaunavas zvaigznājā un tajā atrodas vairāk nekā 2 tūkstoši galaktiku. Attālums līdz Jaunavas galaktiku kopai ir aptuveni 14 Mpc (14 000 000 pc). Visumā ir arī atklāti lielāki veidojumi kā galaktiku sienas, kuru platība stiepjas daudzu megaparseku garumā un sastāv no neskaitāmām galaktiku kopām.

Galaktiku izvietojums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Raugoties pie debess mēs redzam dažādos attālumos izvietotus galaktiku slāņus. Fotogrāfijās, kuras ir iegūtas ar pasaules spēcīgākajiem teleskopiem var redzēt, ka debesis ir burtiski noklātas ar galaktikām. Tās savstarpēji veido telpisku struktūru, ko sauc par Visuma lielmēroga struktūru. Galaktiku grupas un kopas ir izvietotas milzīgu, neregulāru šūnu sienās. Visuma struktūru var salīdzināt ar ziepju putām, kurās haotiski izvietoti dažāda izmēra ziepju burbuļi. Šūnu jeb burbuļu iekšienē galaktiku ir maz. Šāda struktūra novērojama visā izpētītajā Visumā, šādas galaktikas sauc par Metagalaktikām. Metagalaktika, jo tās ir ļoti liela, taču tās nav bezgalīgas, jo visums turpinās arī ārpus tās.

Mūsdienās ar teleskopu palīdzību mēs varam ieskatīties Visumā aptuveni līdz 10 miljardu gaismas gadu attālumam, tā rezultātā teleskops darbojas kā savdabīga laika mašīna. Šo gaismu, ko varam redzēt, skatoties uz Andromedas galaktiku, tā ir devusi gaismu pirms 2,3 miljoniem gadu. Taču Andromedas galaktika atrodas ļoti tuvu. Raugoties uz tālākiem Visuma nostūriem, var ieskatīties pagātnes noslēpumos vēl dziļāk. Gaisma, kas nāk no tālākajiem kvazāriem līdz mūsu planētai nāk vairākus miljardus gadu, tādēļ mēs šos redzam kvazārus nevis tādus, kādi tie izskatās tagad, bet tādus, kādi tie patiesībā izskatās. Kvazāri ir kā durvis uz Visuma pagātni.

Visuma izplešanās[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

20. gadsimta pirmajā pusē pētnieki un zinātnieki atklāja, ka attālumi starp galaktikām palielinās, un tas nozīmē, ka Visums izplešas. Skatoties teleskopā no mūsu Galaktikas, redzam, ka citas galaktikas attālinās un, jo tālāk tās atrodas visumā, jo ar lielāku attālināšanās ātrumu tās pārvietojas. Bet tas nenozīmē, ka mūsu Galaktika ir un atrodas Visuma centrā. Skatoties no citām galaktikām, redzēs tādu pašu attālināšanās ainu kā mēs to redzam. Kā to izprast? Iedomāsimies, ka galaktikas atrodas uz gaisa balona virsmas. Piepūšot balonu lielāku, attālinās arī galaktikas viena no otras. Nevienā balona daļā tās nepaliek sablīvētas, neviena galaktika nav izplešanās centrs. Tādēļ jāpieņem uzskats, ka piemērs ar balonu tiek izmantots vienīgi kā piemērs. Tādēļ nevajadzētu iedomāties, ka Visums ir lode, kas izplešas apkārtējā Visuma tukšajā telpā. Visums ir viss, kas pastāv tajā. Ārpus Visuma robežām nekas neatrodas. Ārpus visuma nav neviena galaktika, tā teikt vispār nekā — nedz telpas, nedz laika, nedz masas.

Visumā debesu ķermeņu kustības ātruma noteikšanai plaši izmanto Doplera efektu. Ja debess ķermenis tuvojas vai attālinās no sava agrākās atrašanās vietas, to varētu saukt par spektra nobīdi. Attālinoties, spektra līnijas nobīdās uz spektra sarkano galu. Šo nobīdi sauc par sarkano nobīdi. 20. gadsimta sākumā pētnieki konstatēja, ka galaktiku krāsu spektros ir liela sarkanā nobīde. Tas nozīmē, ka visas galaktikas attālinās no mūsu Galaktikas. Amerikāņu zinātnieks E. Habls pierādīja likumsakarību, ko tagad sauc par Habla likumu: jo lielāku ātrumu galaktikas attālinās, jo lielākā attālumā tās atrodas.

Zinot galaktikas sarkano nobīdi, var aprēķināt tās attālināšanās ātrumu un arī attālumu līdz citām galaktikām. Pēc šīs pārbaudes uzzinājām, ka galaktikas un kvazāri attālinās no mūsu galaktikas ar lielu ātrumu. Habla likumu astronomijā pielieto ļoti bieži, jo tas ir pats labākais “metramērs” kosmosa plašumos.

Skatīt arī[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Ārējās saites[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]