Разлика помеѓу преработките на „Спирална галаксија“

Одземени 19 бајти ,  пред 10 месеци
с
нема опис на уредувањето
с (сеуште -> сѐ уште)
с
 
'''Спирална глаксија''' — [[морфолошка класификација на галаксиите|одреден вид]] на [[галаксија]] првично опишана од страна на [[Едвин Хабл]] во неговото дело „Во светот на маглините“ (''The Realm of the Nebulae'') од 1936 г.<ref>{{cite book |last=Hubble |first=E. P. |authorlink=Edwin Hubble |title=The Realm of the Nebulae |year=1936 |publisher=Yale University Press |location=New Haven |isbn= 0-300-02500-9}}</ref> и како таква е дел од [[Хаблова шема|Хабловата шема]]. Спиралните галаксии се состојат од рамен вртежен [[диск (галаксија)|диск]] кој содржи [[ѕвезда|ѕвезди]], [[меѓуѕвездена средина|гас и прашина]] и централен збир од ѕвезди познат под името [[испакнатост (астрономија)|испакнатост]]. Овие се опколени се многу послаб [[галактички ореол|ореол]] од ѕвезди, кои претежно се групирани во [[ѕвездено јато|ѕвездени јата]].
 
Спиралните галаксии се именувани според спиралните структури кои се протегаат од центаротсредиштето на дискот. Спиралните краци се места во кои се создаваат ѕвездите и се посветли за разлика од останатите делови на дискот поради младите жешки [[OB ѕвезда|OB ѕвезди]].
 
Скоро две третини од сите спирални галаксии кои се набљудувани поседуваат и дополнителен придружник во облик на пречка,<ref name="mihalas1968">{{Cite book| author=D. Mihalas | year=1968 | title=Galactic Astronomy | publisher=W. H. Freeman | isbn=978-0-7167-0326-6}}</ref> кој се протега од центаротсредиштето на испакнатоста од самите почетоци на спиралните краци. Бројот на спирални глаксии со пречки во однос на бројот на спирални галксии кај кои нема пречки се менувал низ историјата на универзумот, односно пред 8 милијарди години само 10% поседувале придружник, околу 25 % пред 2,5 милијарди години, и во мометов околу две третини.<ref> {{cite news |url= http://www.sciencedaily.com/releases/2014/01/140116085103.htm |title= Hubble and Galaxy Zoo Find Bars and Baby Galaxies Don't Mix |date= 16 January 2014 |publisher= Science Daily }} </ref>
 
Нашата галаксија [[Млечен пат]] од неодамна е потврдено дека е галлаксија која поседува придружник, иако самиот придружник мошне тешко се забележува од нашата местоположба во галактичкиот диск.<ref>[http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=Products.ViewIssuePreview&ARTICLEID_CHAR=3BC08F0C-2B35-221B-67A9F2AE04AFC79A Ripples in a Galactic Pond], [[Scientific American]], October 2005</ref> Најубедливиот доказ за постоењето на придружникот е оној добиен од неодамнешното набљудување извршено од [[вселенски телескоп|вселенскиот телескоп]] „[[Спицер (вселенски телескоп)|Спицер]]“, на ѕвезди од центаротгалактичкото на галактикатасредиште.<ref>{{cite journal |date=September 2005 | title=First GLIMPSE Results on the Stellar Structure of the Galaxy |arxiv=astro-ph/0508325 |bibcode = 2005ApJ...630L.149B | journal=The [[Astrophysical Journal]] Letters |volume=630 | issue=2 | pages=L149–L152 | doi=10.1086/491785 |author1=R. A. Benjamin |author2=E. Churchwell |author3=B. L. Babler |author4=R. Indebetouw |author5=M. R. Meade |author6=B. A. Whitney |author7=C. Watson |author8=M. G. Wolfire |author9=M. J. Wolff |author10=R. Ignace |author11=T. M. Bania |author12=S. Bracker |author13=D. P. Clemens |author14=L. Chomiuk |author15=M. Cohen |author16=J. M. Dickey |author17=J. M. Jackson |author18=H. A. Kobulnicky |author19=E. P. Mercer |author20=J. S. Mathis |author21=S. R. Stolovy |author22=B. Uzpen |displayauthors=22}}</ref>
 
Заедно со [[неправилна галаксија|неправилните галаксии]], спиралните галаксии се 60% од вкупниот број на галаксии во локалниот [[универзум]].<ref>{{cite journal |author=Loveday, J. |date=February 1996 |title=The APM Bright Galaxy Catalogue |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=278 |issue=4 |pages=1025–1048 |bibcode=1996MNRAS.278.1025L|arxiv = astro-ph/9603040 |doi=10.1093/mnras/278.4.1025 }}</ref> Вообичаемно истите се присутни во областите со мала густина и се реткост во центаротсредиштето на галактичките јата.<ref>{{cite journal |author=Dressler, A. |date=March 1980 |title=Galaxy morphology in rich clusters&nbsp;— Implications for the formation and evolution of galaxies |journal=The Astrophysical Journal |volume=236 |pages=351–365 |bibcode=1980ApJ...236..351D |doi=10.1086/157753}}</ref>
 
==Изглед==
* Централна ѕвездена [[испакнатост (астрономија)|испакнатост]] составена главно од постари ѕвезди, која наликува на [[елиптична галаксија]],
* Скоро сферичен [[галактички ореол|ореол]] од ѕвезди, кој вклучува и многу [[ѕвездено јато|ѕвездени јата]],
* [[Супермасивна црна дупка]] во самиотсамото центарсредиште на испакнатоста.
 
Од релативна важност се, масата, осветленоста и големината, и ситите се менуваат од галаксија до галаксија.
[[File:HAWK-I NGC 1300.jpg|thumb|[[NGC 1300]] во [[инфрацрвена]] светлина.]]
 
''Спиралните краци'' се области од [[ѕвезда|ѕвезди]] кои се протегаат од центаротсредиштето на непречкестите и пречкестите галаксии. овие долги тенки области наликуваат на спирала и токму поради нивниот изглед и самите галксии го добиле името спирални галаксии. Природно, различните класификации на спиралните галаксии имаат различни структури на краците. Sc и SBc галаксиите, на пример, имаат мошне долги „слободни“ краци, додека пак Sa и SBa галаксиите имаат стиснати краци. Како и да е, спиралните краци содржат многу млади, сини ѕвезди, поради кои краците се мошне светли.
 
===Галактичка испакнатост===
''Испакнатоста'' е голема, тесно населана со ѕвезди формација. Поимот најчесто се однесува на централната група од ѕвезди кои се наоѓаат во повеќето спирални галаксии.
 
Користејќи ја Хабловата класификација, испакнатоста на Sa галаксиите најчесто се состои од [[металност|ѕвезди од втората генерација]], кои се стари црвени ѕвезди со мало присуство на метали. Понатамошно, испакнатоста на Sa и SBa галаксии е поголемо. Во споредба, испакнатостите на Sc и SBc галаксиите и се многу помали и се состојат од млади сини ѕвезди, [[металност|ѕвезди од првата генерација]]. Некои испакнатости имаат слични особености со оние на елеиптичните галаксии, други едноставно се само поголеми густини во центаротсредиштето на дисковите, со особености слични на дисковитите галаксии.
 
Многу испакнатости поседуваат [[супермасивна црна дупка|супермасивни црни дупки]] во нивните центри. Овие црни дупки никогаш не биле набљудувани директно, но постоајат многу непсредни докази за нивното постоење. Во нашата сопствена галаксија, на пример ојектот наречен [[Стрелец A*]] се верува дека е супермасивна црна дупка. Постои тесна поврзаност меѓу масата на црната дупка и брзината на распрснување на ѕвездите во испакнатоста, односно [[запис M–σ|записот M–σ]].
[[File:NGC 1345 HST.jpg|thumb|Спиралната галаксија [[NGC 1345]].]]
 
Повеќето од ѕвездите во спиралната галаксија се со местоположби во близина на една рамнина ([[галактичка рамнина|галактичката рамнина]]) во повеќе или помалку кружни [[орбита|орбити]] околу центарот на галаксијата around the center of ([[Галактичкигалактичко центарсредиште|Галактичкиотгалактичко центарсредиште]]), или во [[сфероид]]алната галактичка испакнатост околу галактичкото јадро.
 
Како и да е, некои од ѕвездите поседуваат ''сфероидален ореол'' или ''галактички сфероид'', еден вид на [[галактички ореол]]. Орбиталното однесување на овие ѕвезди е е оспорено, но истите можат да опишат [[повратно движење|повратни]] и/или многу [[наклон (орбита)|накосени]] орбити, или пак не се движат по вообичаени орбити. Ѕвездите од ореолот можно е да потекнуваат мали галаксии кои биле [[галактичко спојување|споени]] со спиралната галаксија, како на пример [[џуџестата сфероидна галаксија Стрелец]] е во процес на спојување со Млечниот пат и набљудувањата покажуваат дека некои од ѕвездите во ореолот на Млечниот пат се припоени од оваа џуџеста галаксија.
За разлика од галактичкиот диск, во ореолот постои отсуство од [[меѓуѕвезден прав|прав]], и како понатамошна разлика, ѕвездите од галактичкиот ореол се со [[металност|ѕвезди од третата генерација]], многу постари и со многу мала [[металност]] тогаш нивните роднини од првата генерација во галактичкиот диск. Галактичкиот ореол исто така содржи многу [[ѕвездено јато|ѕвездени јата]].
 
Движењето на ѕвездите од ореолот понекогаш ги носи во близина и низ дискот, и одреден број на мали [[црвено џуџе|црвени џуџиња]] во близина на [[Сонце]]то се смета дека припаѓаат на галактичкиот ореол како што се [[Кептејнова ѕвезда|Кептејновата ѕвезда]] и [[Грумбриџ 1830]]. Поради нивното неправилно движење околу центаротсредиштето на галаксијата, истите поседуваат невообичаено [[сопствено движење]].
 
Во трудовите од 2013 и 2014 беше објавено дека постојат докази дека сфероидот е всушност планарна структура присутна кај повеќе од половина од систе галаксии.<ref>
[[File:A spiral home to exploding stars.jpg|thumb|Спиралниот дом на ѕвездите кои експлодираат.<ref>{{cite news|title=A spiral home to exploding stars|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1413a/|accessdate=2 April 2014|newspaper=ESA / Hubble}}</ref>]]
 
Почетокот на изучувањето на вртењето на галаксијата и создавањето на спиралните краци е дело на [[Бертил Линдблад]] во 1925 г. тој согледал дека идејата за ѕвезди кои постојано се подредени во спирален облик е неодржлива. Бидејќи аголната брзина на вртењето на галактичкиот диск се менува со растојанието од центаротсредиштето на галаксијата, радијалниот крак за кус временски период се закривува како што галаксијата продолжува да се врти. Кракот по неколку галактички вртења, станува понагласено закривена и ќе се наврти оклу галаксијата во потесни краци. Ово се нарекува ''навртен проблем''. Мерењата во подоцнежните години на 1960-тите покажале дека [[вртежна крива|орбиталната брзина на ѕвездите во спиралните галаксии]] во однос на нивното растојание од галактичкиотгалактичкото центарсредиштето се навистина поголеми отколку што се очекува од [[Њутнова механика|Њутновата механика]] но сѐ уште не може да се објасни стабилноста на спиралната структура.
 
Од почетокот на 1960-тите постојат две водечки хипотези или модели за спиралните структури на галаксиите:
====Историската теорија на Лин и Шу====
 
Првата прифатлива теорија за спиралната структура беше осмислена од страна на Лин и Шу во 1964 г., во обид да се објаснат големите структури на спиралите од поглед на мало-замавните бранови кои се движат со постојана аголна брзина, и има вртежна брзина околу галаксијата поинаква од галактичкиот гас и ѕвезди. Тие предложиле дека спиралните краци се појави на спиралните густински бранови, претпоставиле дека ѕвездите се движат по мали издолжени елипси и и насоките на нивните орбити се поврзани т.е. елипсите се менуваат според насоченоста (една кон друга) на незабележлив начин со зголемување на растојанието од галактичкиотгалактичкото центарсредиште. Ова е прикажано на дијаграмот. Јасно е дека елиптичните орбити се приближуваат една до друга бво одредени области и на тој начин се добива ефектот на краците. па токму поради оваа причина ѕвездите не остануваат во истите местоположби како што моментално ги гледаме, но минуваат нис краците како што се движат по своите орбити.
 
====Создавањето на ѕвезди предизвикано од густинските бранови====
| date=August 16, 2005
| url=http://www.newscientist.com/article/dn7854--bar-at-milky-ways-heart-revealed.html
| accessdate=17 June 2009}}</ref> што покажа дека пречката во центаротсредиштето е поголема отколку што се мислело.
 
== Поврзано ==