1845 entdeckte der englische Astronom Lord Ross eine ganze Klasse von Spiralnebeln. Ihre Natur wurde erst zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts festgestellt. Wissenschaftler haben bewiesen, dass diese Nebel riesige Sternensysteme sind, die unserer Galaxie ähneln, aber viele Millionen Lichtjahre von ihr entfernt sind.
Allgemeine Informationen
Spiralgalaxien (die Fotos in diesem Artikel demonstrieren die Merkmale ihrer Struktur) sehen aus wie zwei aufeinander gestapelte Untertassen oder eine bikonvexe Linse. Sie können sowohl eine massive Sternscheibe als auch einen Halo erkennen. Der zentrale Teil, der optisch einer Schwellung ähnelt, wird allgemein als Wölbung bezeichnet. Und das dunkle Band (eine undurchsichtige Schicht des interstellaren Mediums), das entlang der Scheibe verläuft, wird als interstellarer Staub bezeichnet.
Spiralgalaxien werden üblicherweise mit dem Buchstaben S bezeichnet. Außerdem werden sie üblicherweise nach dem Strukturgrad eingeteilt. Dazu werden dem Hauptzeichen die Buchstaben a, b oder c hinzugefügt. Somit entspricht Sa einer Galaxie mit einem unterentwickeltenSpiralstruktur, aber mit großem Kern. Die dritte Klasse - Sc - bezieht sich auf entgegengesetzte Objekte mit einem schwachen Kern und starken Spiralzweigen. Einige Sternsysteme im zentralen Teil können einen Jumper haben, der allgemein als Balken bezeichnet wird. In diesem Fall wird der Bezeichnung das Symbol B hinzugefügt. Unser Galaxy ist ein Zwischentyp ohne Jumper.
Wie sind spiralförmige Scheibenstrukturen entstanden?
Die flachen scheibenförmigen Formen werden durch die Rotation von Sternhaufen erklärt. Es gibt eine Hypothese, dass bei der Entstehung einer Galaxie die Zentrifugalkraft die Kompression der sogenannten protogalaktischen Wolke in einer Richtung senkrecht zur Rotationsachse verhindert. Sie sollten sich auch darüber im Klaren sein, dass die Natur der Bewegung von Gasen und Sternen innerhalb von Nebeln nicht gleich ist: Diffuse Sternhaufen rotieren schneller als alte Sterne. Wenn beispielsweise die charakteristische Rotationsgeschwindigkeit des Gases 150-500 km/s beträgt, bewegt sich der Halo-Stern immer langsamer. Und Ausbuchtungen, die aus solchen Objekten bestehen, haben eine dreimal geringere Geschwindigkeit als Scheiben.
Sternengas
Milliarden von Sternsystemen, die sich in ihren Umlaufbahnen innerhalb von Galaxien bewegen, können als eine Ansammlung von Teilchen betrachtet werden, die eine Art Sterngas bilden. Und was am interessantesten ist, seine Eigenschaften sind denen von gewöhnlichem Gas sehr ähnlich. Konzepte wie "Partikelkonzentration", "Dichte", "Druck", "Temperatur" können darauf angewendet werden. Das Analogon des letzten Parameters ist hier die gemittelte Energie"chaotische" Bewegung der Sterne. In rotierenden Scheiben, die aus Sternengas bestehen, können sich spiralförmige Wellen mit Verdünnungs- und Kompressionsdichte in der Nähe von Schallwellen ausbreiten. Sie sind in der Lage, mehrere hundert Millionen Jahre lang mit konstanter Winkelgeschwindigkeit um die Galaxie zu rennen. Sie sind für die Bildung spiralförmiger Äste verantwortlich. In dem Moment, in dem die Gaskompression auftritt, beginnt der Prozess der Bildung k alter Wolken, was zu einer aktiven Sternentstehung führt.
Das ist interessant
In Halo- und Ellipsensystemen ist das Gas dynamisch, dh heiß. Dementsprechend chaotisch ist die Bewegung der Sterne in einer solchen Galaxie. Dadurch beträgt die durchschnittliche Differenz ihrer Geschwindigkeiten für räumlich nahe Objekte mehrere hundert Kilometer pro Sekunde (Geschwindigkeitsdispersion). Bei stellaren Gasen beträgt die Geschwindigkeitsdispersion normalerweise 10-50 km/s, bzw. ihr "Grad" ist merklich k alt. Es wird angenommen, dass der Grund für diesen Unterschied in jenen fernen Zeiten (vor mehr als zehn Milliarden Jahren) liegt, als sich die Galaxien des Universums gerade erst zu bilden begannen. Als erstes bildeten sich kugelförmige Komponenten.
Spiralwellen nennt man Dichtewellen, die entlang einer rotierenden Scheibe laufen. Infolgedessen werden alle Sterne einer solchen Galaxie sozusagen in ihre Äste gezwungen und treten dann von dort aus. Der einzige Ort, an dem die Geschwindigkeiten von Spiralarmen und Sternen zusammenfallen, ist der sogenannte Korotationskreis. Hier steht übrigens die Sonne. Für unseren Planeten ist dieser Umstand sehr günstig: Die Erde befindet sich an einem relativ ruhigen Ort in der Galaxie, weshalb sie seit vielen Milliarden Jahren nicht besonders von Katastrophen galaktischen Ausmaßes betroffen war.
Merkmale von Spiralgalaxien
Im Gegensatz zu elliptischen Formationen hat jede Spiralgalaxie (Beispiele sind auf den Fotos im Artikel zu sehen) ihren eigenen einzigartigen Geschmack. Wenn der erste Typ mit Ruhe, Stationarität, Stabilität verbunden ist, dann ist der zweite Typ Dynamik, Wirbelstürme, Rotationen. Vielleicht sagen Astronomen deshalb, dass der Kosmos (das Universum) "wütend" ist. Die Struktur einer Spiralgalaxie umfasst einen zentralen Kern, aus dem wunderschöne Arme (Zweige) hervorgehen. Sie verlieren nach und nach ihre Umrisse außerhalb ihres Sternhaufens. Eine solche Erscheinung kann nur mit einer kraftvollen, schnellen Bewegung in Verbindung gebracht werden. Spiralgalaxien zeichnen sich durch eine Vielzahl von Formen sowie Mustern ihrer Äste aus.
Wie Galaxien klassifiziert werden
Trotz dieser Vielf alt konnten Wissenschaftler alle bekannten Spiralgalaxien klassifizieren. Wir haben uns entschieden, den Entwicklungsgrad der Arme und die Größe ihres Kerns als Hauptparameter zu verwenden, und das Kompressionsniveau trat als unnötig in den Hintergrund.
Sa
Edwin P. Hubble ordnete jene Spiralgalaxien mit unterentwickelten Zweigen der Sa-Klasse zu. Solche Cluster haben immer große Kerne. Oft das Zentrum einer Galaxie einer bestimmten Klasseist halb so groß wie der gesamte Cluster. Diese Objekte zeichnen sich durch die geringste Ausdruckskraft aus. Sie können sogar mit elliptischen Sternhaufen verglichen werden. Meistens haben die Spiralgalaxien des Universums zwei Arme. Sie befinden sich an gegenüberliegenden Rändern des Kerns. Die Zweige wickeln sich in ähnlicher Weise symmetrisch ab. Mit zunehmender Entfernung vom Zentrum nimmt die Helligkeit der Äste ab und ab einer gewissen Entfernung sind sie überhaupt nicht mehr sichtbar und gehen in den Randbereichen des Haufens verloren. Es gibt jedoch Objekte, die nicht zwei, sondern mehr Ärmel haben. Eine solche Struktur der Galaxie ist zwar ziemlich selten. Noch seltener sind asymmetrische Nebel, bei denen ein Ast weiter entwickelt ist als der andere.
Sb und Sc
Die Edwin P. Hubble-Unterklasse Sb hat merklich weiter entwickelte Arme, aber sie haben keine reichen Verzweigungen. Die Kerne sind deutlich kleiner als bei der ersten Art. Die dritte Unterklasse (Sc) der Spiralsternhaufen umfasst Objekte mit stark entwickelten Ästen, deren Zentrum jedoch relativ klein ist.
Ist Wiedergeburt möglich?
Wissenschaftler haben herausgefunden, dass die Spiralstruktur das Ergebnis der instabilen Bewegung von Sternen ist, die aus starker Kompression resultiert. Darüber hinaus ist zu beachten, dass heiße Riesen in der Regel in den Armen konzentriert sind und sich dort die Hauptmassen diffuser Materie - interstellarer Staub und interstellares Gas - ansammeln. Dieses Phänomen kann auch aus einem anderen Blickwinkel betrachtet werden. Es besteht kein Zweifel, dass ein sehr komprimierter Sternhaufen im Laufe seiner Entwicklung entstehtkann seinen Kompressionsgrad nicht mehr verlieren. Daher ist auch der umgekehrte Übergang nicht möglich. Daraus schließen wir, dass sich elliptische Galaxien nicht in Spiralgalaxien verwandeln können und umgekehrt, weil der Kosmos (das Universum) so angeordnet ist. Mit anderen Worten, diese beiden Arten von Sternhaufen sind nicht zwei verschiedene Stadien einer einzigen evolutionären Entwicklung, sondern völlig unterschiedliche Systeme. Jeder dieser Typen ist ein Beispiel für entgegengesetzte Evolutionspfade aufgrund eines unterschiedlichen Komprimierungsverhältnisses. Und diese Eigenschaft hängt wiederum von der unterschiedlichen Rotation der Galaxien ab. Wenn beispielsweise ein Sternensystem während seiner Entstehung genügend Rotation erhält, kann es sich zusammenziehen und Spiralarme entwickeln. Wenn der Rotationsgrad unzureichend ist, wird die Galaxie weniger komprimiert und ihre Zweige bilden sich nicht - es wird eine klassische elliptische Form sein.
Was sind noch die Unterschiede
Es gibt weitere Unterschiede zwischen elliptischen und spiralförmigen Sternensystemen. Somit ist der erste Galaxientyp, der ein geringes Kompressionsniveau aufweist, durch eine geringe Menge (oder völliges Fehlen) diffuser Materie gekennzeichnet. Gleichzeitig enth alten Spiralcluster mit hoher Verdichtung sowohl Gas- als auch Staubpartikel. Wissenschaftler erklären diesen Unterschied folgendermaßen. Staubpartikel und Gaspartikel kollidieren periodisch während ihrer Bewegung. Dieser Vorgang ist unelastisch. Nach der Kollision verlieren die Teilchen einen Teil ihrer Energie und setzen sich dadurch allmählich in diese einOrte im Sternensystem, wo es die geringste potentielle Energie gibt.
Hochkomprimierte Systeme
Falls der oben beschriebene Vorgang in einem stark komprimierten Sternensystem abläuft, dann sollte sich diffuse Materie auf der Hauptebene der Galaxie absetzen, weil hier das Niveau der potentiellen Energie am niedrigsten ist. Hier werden Gas- und Staubpartikel gesammelt. Ferner beginnt diffuse Materie ihre Bewegung in der Hauptebene des Sternhaufens. Teilchen bewegen sich nahezu parallel auf Kreisbahnen. Daher sind Kollisionen hier recht selten. Treten sie auf, sind die Energieverluste vernachlässigbar. Daraus folgt, dass sich die Materie nicht weiter zum Zentrum der Galaxie bewegt, wo die potentielle Energie ein noch geringeres Niveau hat.
Schwach komprimierte Systeme
Überlegen Sie nun, wie sich eine ellipsoidische Galaxie verhält. Ein Sternensystem dieser Art zeichnet sich durch eine völlig andere Entwicklung dieses Prozesses aus. Dabei ist die Hauptebene keineswegs ein ausgeprägter Bereich mit geringer potentieller Energie. Eine starke Abnahme dieses Parameters tritt nur in der zentralen Richtung des Sternhaufens auf. Und das bedeutet, dass interstellarer Staub und Gas vom Zentrum der Galaxie angezogen werden. Folglich wird die Dichte der diffusen Materie hier sehr hoch sein, viel höher als bei der flachen Streuung in einem Spiralsystem. Die im Zentrum der Ansammlung unter der Wirkung der Anziehungskraft gesammelten Staub- und Gaspartikel beginnen zu schrumpfen und bilden dadurch eine kleine Zone dichter Materie. Wissenschaftler schlagen vor, dass aus dieser Angelegenheit in der Zukunftneue Sterne beginnen sich zu bilden. Hier ist noch etwas anderes wichtig - eine kleine Wolke aus Gas und Staub, die sich im Kern einer schwach komprimierten Galaxie befindet, lässt sich während der Beobachtung nicht erkennen.
Zwischenstadien
Wir haben zwei Haupttypen von Sternhaufen betrachtet - mit schwacher und mit starker Kompression. Es gibt jedoch auch Zwischenstufen, wenn die Kompression des Systems zwischen diesen Parametern liegt. In solchen Galaxien ist diese Eigenschaft nicht stark genug, um diffuse Materie entlang der gesamten Hauptebene des Haufens anzusammeln. Und gleichzeitig ist es nicht schwach genug, dass sich Gas- und Staubpartikel im Bereich des Kerns anreichern. In solchen Galaxien sammelt sich diffuse Materie zu einer kleinen Ebene, die sich um den Kern des Sternhaufens sammelt.
Abgesperrte Galaxien
Ein weiterer Subtyp von Spiralgalaxien ist bekannt - dies ist ein Sternhaufen mit einem Balken. Seine Funktion ist wie folgt. Wenn bei einem herkömmlichen Spiralsystem die Arme direkt aus dem scheibenförmigen Kern herauskommen, dann liegt bei diesem Typ das Zentrum in der Mitte des geraden Stegs. Und die Zweige eines solchen Clusters beginnen an den Enden dieses Segments. Sie werden auch Galaxien gekreuzter Spiralen genannt. Übrigens ist die physische Natur dieses Jumpers noch unbekannt.
Außerdem haben Wissenschaftler eine weitere Art von Sternhaufen entdeckt. Sie zeichnen sich durch einen Kern aus, wie Spiralgalaxien, aber sie haben keine Arme. Das Vorhandensein eines Kerns weist auf eine starke Kompression hin, aberalle anderen Parameter ähneln ellipsoidischen Systemen. Solche Cluster werden linsenförmig genannt. Wissenschaftler vermuten, dass diese Nebel durch den Verlust diffuser Materie durch eine Spiralgalaxie entstanden sind.
