Разлика помеѓу преработките на „Галаксија“

Додадени 9 бајти ,  пред 3 години
с
нема опис на уредувањето
с
с
Галаксиите содржат различен број на [[ѕвезден систем|ѕвездени системи]], [[Ѕвездено јато|јата ѕвезди]] и различни типови на меѓуѕвездени облаци. Помеѓу овие објекти има ретка меѓуѕвездна средина од гасови, прашина и [[Космичко зрачење|космички зраци]]. Податоците од набљудувањата укажуваат дека супермасивните [[Црна дупка|црни дупки]] може да постојат во центарот на многу галаксии, ако не и во сите галаксии. Се смета дека тие се примарен двигател на активни галактички никулци кои се наоѓаат во јадрото на некои галаксии. Млечниот пат има барем еден таков објект.<ref>Finley, D.; Aguilar, D. (2005-11-02). [http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/ "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core"]. National Radio Astronomy Observatory. Retrieved 2006-08-10.</ref>
 
Историски гледано, галексиите се категоризираат според нивната очигледна форма, што вообичаено се однесува на нивната видлива морфологија. [[Елиптична галаксија|Елиптичната галаксија]]<ref>Hoover, A. (2003-06-16). [http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected"]. Hubble News Desk. Retrieved 2011-03-04. Based upon: Graham, A. W.; Guzmán, R. (2003). "HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies". Astronomical Journal 125 (6): 2936–2950. arXiv:astro-ph/0303391. Bibcode 2003AJ....125.2936G. doi:10.1086/374992.</ref> е честа форма, која што има светлосен профил во форма на [[елипса]]. [[Спирална галаксија|Спиралните галаксии]] имаат форма на диск со искривени краци составени од прав. Оние галаксии кои имаат неправилни или невообичаени форми се познати како [[Неправилна галаксија|неправилни галаксии]] и типично се резултат на нарушувањата од гравитациското влечење на соседните галаксии. Таквите интеракциизаемодејства меѓу галаксиите кои можат да резултираат во спојување, понекогаш предизвикуваат значајно зголемување на [[ѕвезден развој|образувањето на ѕвезди]], што пак, води кон настанок на [[Активна галаксија|активни галаксии]]. Помалите галаксии кои немаат кохерентна структура се нарекуваат [[Неправилна галаксија|неправилни 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>
 
Постојат повеќе од 170 (1,7 × 10<sup>11</sup>) милјарди галаксии во [[метагалаксија]]та.<ref>Deutsch, David (12011). [http://books.google.mk/books?id=Z7uFxViR19oC&pg=PT234&redir_esc=y The Fabric of Reality]. Penguin Books Limited. pp. 234–. ISBN 978-0-14-196961-9.</ref> Повеќето се со пречник од 1000 до 100 000 [[Парсек|парсеци]] и вообичаено се раздвоени меѓу себе со растојание од милиони парасеци (или мегапарасек). [[Меѓугалактичка средина|Меѓугалактичката средина]] (просторот меѓу галаксиите) е исполнет со редок гас со просечна густина која е помала од еден [[атом]] на кубен метар. Поголемиот број галаксии се организирани во хиерархија на здруженија познати како групи и јата, кои пак заедно образуваат големи суперјата. Во најголем размер овие здруженија генерално се организирани во нишки, кои се опкружени со огромна празнина.<ref>"[http://www.damtp.cam.ac.uk/research/gr/public/gal_lss.html Galaxy Clusters and Large-Scale Structure"]. University of Cambridge. Retrieved 2007-01-15.</ref>
 
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 [[расеано ѕвездено јато|расеани јата]] и намалена стапка на образување 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 образувањето 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 образувани како резултат на [[Интеракција назаемоделувачки галаксии|интеракцијатазаемодејството 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 образување 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===
Во спиралните галаксии, спиралните краци имаат облик 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 постојана [[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 образувањето 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 облик 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 обликот 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 интеракцијазаемодејство 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 [[пречкеста спирална галаксија]] во облик 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 пречник 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>