Разлика помеѓу преработките на „Галаксија“

Додадени 11.529 бајти ,  пред 7 години
дополнување
(дополнување)
 
На 12 декември 2012 година астрономите кои работеле со [[Хабл (вселенски телескоп)]], објавија дека најодалечената позната галаксија UDFj-39546284 сега се проценува дека е уште подалеку отколку што претходно се мислело. Галаксијата за која се верува дека е формирана околу 380 милиони години<ref>Wall, Mike (December 12, 2012). [http://www.space.com/18879-hubble-most-distant-galaxy.html "Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen"]. Space.com. Retrieved December 12, 2012.</ref> по [[Големата експлозија]] (околу 13.77 милјарди години)<ref>[http://www.space.com/18879-hubble-most-distant-galaxy.html "How Old is the Universe?"]. WMAP- Age of the Universe. The National Aeronautics and Space Administration (NASA). 2012-12-21. Retrieved 2013-01-01.</ref> и има z ([[црвено поместување]]) од 11.9, е одалечена од Замјата за околу 13.37 милјарди [[Светлосна година|светлосни години]].
 
==Видови и морфологија==
{{Главна статија|Морфолошка класификација на галаксиите}}
[[File:Hubble sequence photo.png|thumb|360px|Типови на галаксии според Хабловата класификациска шема. ''E'' означува тип на елиптична галаксија; ''S'' е спирална; и ''SB'' е лентовидна спирална галаксија.<ref group=note>Галаксиите од левата страна на Хабловата класификациска шема понекогаш се нарекуваат од "ран вид", додека оние од десна страна се од "скорешен вид".</ref>]]
 
Галаксиите се јавуваат во три основни типови: елиптични, спирални и неправилни. Малку пообемен опис на типовите на галаксии врз основа на нивната појава е дадена во [[Хаблова низа|Хабловата низа]]. Бидејќи Хабловата низа во целост се базира на визуелниот морфолошки тип, истата може да превиди важни карактеристики на галаксиите како стапката на формирање на ѕвезди (во ѕвездораспрснувачките галаксии) и активност во јадрото (во [[Активна галаксија|активните галаксии]]).<ref> Jarrett, T. H.. [http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas"]. California Institute of Technology. Retrieved 2007-01-09.</ref>
 
===Елиптична галаксија===
{{Главна статија|Елиптична галаксија}}
 
Според Хабловиот систем на класификација, елиптичните галаксии се оценуваат според нивната елиптичност започнувајќи од Е0 која е речиси сферична, до Е7 која е многу издолжена. Овие галаксии имаат елипсовиден профил, што им дава елиптичен изглед без оглед на аголот на гледање. Нивната појава покажува мала структура и тие вообичаено имаат мала [[меѓуѕвездена материја]]. Следствено, овие галаксии имаат мал број на [[Отворено ѕвездено јато|отворени јата]] и намалена стапка на формирање на ѕвезди. Наместо, кај нив доминираат генерално постари, поеволуирани ѕвезди кои орбитираат во заедничниот центар на гравитација во произволни насоки. Ѕвездите содржат мало изобилство на тешки елементи бидејќи формирањето на ѕвезди престанува по иницијалната експлозија. Во таа смисла, тие имаат некои сличности со многу помали [[Збиено ѕвездено јато|збиени јата]].<ref>Barstow, M. A. (2005). [http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml "Elliptical Galaxies"]. Leicester University Physics Department. Retrieved 2006-06-08.</ref>
Најголемите галаксии се џиновски елиптични галаксии. За многу елиптични галаксии се верува дека се формирани како резултат на [[Интеракција на галаксии|интеракцијата на галаксиите]], односно преку судир и спојување. Тие растат во огромна големина (на пример споредено со спиралните галаксии) и џиновските елиптични галаксии често се наоѓаат близу јадрото на големи јата на галаксии.<ref>[http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php "Galaxies"]. Cornell University. 2005-10-20. Retrieved 2006-08-10.</ref> [[Ѕвездораспрснувачкa галаксиja|Ѕвездораспрснувачките галаксии]] се резултат на таков галатички судар кој што може да резултира во формирање на елипична галаксија.<ref>Barstow, M. A. (2005). [http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml "Elliptical Galaxies"]. Leicester University Physics Department. Retrieved 2006-06-08.</ref>
 
===Спирална галаксија===
{{Главна статија|Спирална галаксија|Спирална галаксија со пречка}}
 
Спиралните галаксии се состојат од ротирачки диск од ѕвезди и меѓуѕвездена средина, заедно со централна [[испакнатина]] од постари ѕвезди. Од испакнатината кон нанадвор се протегаат релативно светли краци. Според Хабловата класификациска шема, спиралните галаксии се наведени како тип S, проследено со буква (a, b или c) која што го означува степенот на затегнатост на спиралните краци и големината на централната испакнатина. Sa галаксијата има тесни засеци, слабо дефинирани краци и има релативно големо јадро. Во друга крајност, Sc галаксијата има отворени, добро дефинирани краци и мало јадро.<ref>Smith, G. (2000-03-06). [http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/Galaxies.html "Galaxies — The Spiral Nebulae"]. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Retrieved 2006-11-30.</ref> Галаксија со слабо дефинирани краци понекогаш се нарекува [[флокулентна спирална галаксија]], како спротивност на грандиозно дизајнирана спирална галаксија која има истакнати и добро дефинирани спирални краци.<ref>Van den Bergh 1998, p. 17</ref>
 
Во спиралните галаксии, спиралните краци имаат форма на приближна [[логаритамска спирала]], образец кој теоретски се прикажува како резултат на нарушување во рамномерно ротирачката маса на ѕвезди. Како и кај ѕвездите, спиралните краци ротираат околу центарот, но со константна [[аголна брзина]]. За спиралните краци се смета дека се подрачја на материја со голема густина или "густински бранови".<ref>Bertin & Lin 1996, pp. 65–85</ref> Како што ѕвездите се движат низ краците, просторната брзина на секој ѕвезден систем се менува од страна на гравитациската сила со поголема густина. (Брзината се враќа во нормала откако ѕвездите ќе заминат на другата страна на краците.) Овој ефект е сличен на "бран" од забавување при поминување покрај автопат полн со возила во движење. Краците се видливи бидејќи високата густина го олеснува формирањето на ѕвезди и следствено таму се засолнуваат многу млади и светли ѕвезди. Многу лентовидни спирални галаксии се активни, можно како резултат на гас кој се канализира во јадрото по краците.<ref>Belkora 2003, p. 355</ref>
 
Поголемиот број на спирални галаксии имаат линеарна група на ѕвезди во форма на лента која се шири нанадвор од било која страна на јадрото и потоа се спојува во структура на спирални краци.<ref>Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430. Bibcode 1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201.</ref> Според Хабловата класификациска шема, овие галаксии се означени со SB, проследено со мала буква (а, b или c) која што ја означува формата на спиралните краци (во ист смисол како и кај категоризацијата на нормалните спирални галаксии). Се смета дека лентите се привремени структури кои се случуваат како резултат на густински бран кој зрачи надвор од јадрото или пак, како резултат на [[галактичка плима]] од интеракција со друга галаксија.<ref>Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392 (1): 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode 2002A&A...392...83B. doi:10.1051/0004-6361:20020920.</ref>
Нашата галаксија [[Млечен пат|Млечниот пат]] е голема спирална галаксија со пречка во форма на диск<ref>Alard, C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters 379 (2): L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode 2001A&A...379L..44A. doi:10.1051/0004-6361:20011487.</ref> со околу 30 килопарсеци во дијаметар и килопарсек дебелина. Содржи околу две илјади милјарди (2×10<sup>11</sup>)<ref>Sanders, R. (2006-01-09). [http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum"]. UCBerkeley News. Retrieved 2006-05-24.</ref> ѕвезди и има вкупна маса која е околу шест илјади милјарди пати повеќе маса од Сонцето.<ref>Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode 1997AAS...19110806B.</ref>
 
 
 
== Поврзано ==
* [[Морфолошка класификација на галаксиите]]
 
==Забелешки==
<div class="references-small">
<references group=note/>
</div>
 
==Наводи==
44

уредувања