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.

Visumā Lielā sprādziena rezultātā veidojās liels daudzums ūdeņraža un hēlija molekulu, bet ļoti minimāls daudzums deitērija un litija. Tas pierāda, ka ķīmisko elementu sintēze notika zvaigžņu kodolos, tajos 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 pareiza priekšstata par galaktiku dabu — viņi tās pieskaitīja pie mūsu Galaktikā ietilpstošiem spirālveida miglājiem. 1924. gadā amerikāņu zinātnieks Edvins Habls pierādīja, ka spirālveida miglāji pieder pie citām zvaigžņu sistēmām, šo apgalvojumu viņš pierādīja ar tai laikā pasaulē atzītāko, labāko teleskopu Vilsona kalna galā, ar kura palīdzību viņš ieraudzīja individuālas zvaigznes Andromedas miglājā. Ar spēcīgu teleskopu debesīs var ieraudzīt aptuveni 5 miljonus galaktiku, bet šīs galaktikas sastāv no lielām zvaigžņu sistēmām un miljardiem zvaigznāju. Taču Visumā galaktiku ir daudz reižu vairāk. Galaktiku apveidi Visumā ir daudzveidīgi. Visumā var ieraudzīt lielākas galaktikas par mūsu galaktiku, bet Visums nav aizpildīts tikai ar lielām galaktikām, pastāv arī pundurgalaktikas.

Pēc ārējā veidola galaktikas iedala eliptiskajās galaktikās, spirālveida galaktikās un neregulārajās galaktikās. Eliptiskajām galaktikām 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) galaktikas spirālzari veidojas no centra, bet šķērsotajām spirālveida galaktikām (SB) galaktikas centrālais sablīvējums ir pagarināts, un spirālveida zari veidojas to galos. Visumā pastāv arī lēcveida galaktikas (S0), kas ir pārejas forma no eliptiskajām uz spirālveida galaktikām. Neregulārās galaktikas (Ir) tā nosauca tādēl, ka 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. 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. Šāda iemesla 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 apzīmē ar atbilstošiem burtiem: SBa, SBb un SBc.

Lēcveida galaktikas 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 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

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 starojuma tipa radiogalaktikās, Seiferta galaktikās un kvazāros. Ir izteikts pieņēmums, ka galaktiku kodolu pamatā ir melnais caurums, kura masa ir ļoti liela un šis melnais caurums pievelk apkārtējo vielu, 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 izstaro vairāk enerģijas radiodiapazonā nekā attiecīgo galaktiku zvaigznes optiskajā diapazonā. Šis starojums nāk ne no galaktikām, bet no diviem ārpus tās esošajiem starojuma avotiem. Tās veido gāzu strūklas, kuras tiek izsviestas ārpus galaktikas centrālā sablīvējuma un stiepjas 10 - 100 kpc attālumā. Visumā ir tādas galaktikas, kurām ir ļoti spoži zvaigžņveida kodoli, kā piemērs ir Seiferta galaktika. To emisijā ir ieraugāma plata emisāra līnija. Šādas galaktikas pastāvīgi rada starojumu infrasarkanajā, ultravioletajā un rentgendiapazonā.

Pēc apkopotajiem zinātnieku 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 radītāji. 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 izstaro redzamo gaismu, bet emitē arī radioviļņus un rentgenstarojumu, dažkārt novērots, ka tie izdala gāzu strūklas. Kvazāri ir pieskaitāmi pie jaunām galaktikām, kuras atrodas straujas attīstības posmā. Mūsu galaktikai vistuvākais un mirdzošākais kvazārs atrodas Jaunavas zvaigznājā, un šī kvazāra apzīmējums ir 3C 273, tā attālums no mums ir 630 Mpc.

Visumā ir novērots, ka daudzas galaktikas ir ļoti tuvu viena otrai un starp šādām galaktikām pastāv ļoti liels pievilkšanās spēks, kura dēļ galaktikas tuvojas vien otrai. Pievilkšanas spēka ietekmes dēļ galaktikas maina savu formu. Ir arī novērots, ka galaktikas it kā saduras viena ar otru, bet to nevarētu saukt par sadursmi, jo patiesībā attālums starp zvaigznājiem katrā galaktikā ir ļoti liels. Līdz ar to tām ir iespēja iziet vienai otrai cauri, zvaigznēm savstarpēji nesaduroties. Starp šādām galaktikām ir liels pievilkšanās spēks, kura dēļ tās sauc par mijiedarbojošām galaktikām. Visumā ir arī novērots “kanibālisms”, kad lielākā galaktika “aprij” mazāko galaktiku un "nozog" tai kādu daļu zvaigžņu. Process, kurās galaktikas saduras, var ilgt pat vairākus simtus miljonu gadu, tādēļ, lūkojoties no Zemes teleskopiem, mēs vienmēr 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. Galaktikā ir aptuveni 200 miljardi zvaigžņu. Ja uz Galaktiku palūkotos no malas, tā izskatītos kā plāns disks ar biezāku centrālo sablīvējumu. Skatoties uz Galaktiku no augšas, varētu redzēt spirālzarus, kas atzarojas no tās 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. Dažkārt tiek pieņemts, ka Galaktikas kodolā atrodas melnais caurums.

Saule un tās sistēma atrodas Galaktikas diska nomalē 10 kiloparseku attālumā no centra Oriona spirālzarā. Skatoties no mūsu planētas, visvairāk Galaktikas zvaigžņu iespējams redzēt Piena Ceļā, kurš stiepjas pār visu debess jumu kā blāva, miglaina josla, kuru veido vāji spīdošas zvaigznes. Ja 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 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]

Debesīs redzami dažādos attālumos izvietoti galaktiku slāņi. Fotogrāfijās, kuras 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. Metagalaktikas ir ļoti lielas, taču tās nav bezgalīgas, jo Visums turpinās arī ārpus tām.

Mūsdienās ar teleskopu palīdzību mēs varam ieskatīties Visumā aptuveni līdz 10 miljardu gaismas gadu attālumam, būtībā teleskops darbojas kā savdabīga laika mašīna. Skatoties uz Andromedas galaktiku, mēs redzam gaismu, ko tā devusi gaismu pirms 2,3 miljoniem gadu. Taču Andromedas galaktika atrodas relatīvi tuvu. Raugoties uz tālākiem Visuma nostūriem, var ieskatīties pagātnes noslēpumos vēl dziļāk. Gaisma 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 izskatās tālā senatnē. Kvazāri ir kā durvis uz Visuma pagātni.

Visuma izplešanās[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

20. gadsimta pirmajā pusē zinātnieki atklāja, ka attālumi starp galaktikām palielinās, un tas nozīmē, ka Visums izplešas. Jo tālāk no mums atrodas galaktikas, jo ar lielāku ātrumu tās attālinās. Taču tas nenozīmē, ka mūsu Galaktika atrastos Visuma centrā. Skatoties no citām galaktikām, redzētu tādu pašu attālināšanās ainu, kā mēs. Kā to izprast? Iedomāsimies, ka galaktikas atrodas uz gaisa balona virsmas. Piepūšot balonu lielāku, arī galaktikas viena no otras attālinās. Nevienā balona daļā tās nepaliek sablīvētas, neviena galaktika nav izplešanās centrs. Taču šāds piemērs nav jāuztver burtiski. Nevajadzētu iedomāties, ka Visums ir lode, kas izplešas tukšā telpā. Visums ir viss, kas pastāv tajā. Ārpus Visuma robežām nekas neatrodas. Ārpus visuma nav neviena galaktikas, vispār nekā — nedz telpas, nedz laika, nedz masas.

Visumā debesu ķermeņu kustības ātruma noteikšanai plaši izmanto Doplera efektu. Ja debess ķermenis tuvojas vai attālinās, novērojama spektra nobīde. 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. Šādi aprēķini rāda, 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]