EPÄSÄÄNNÖLLINEN GALAKSI: MUODOSTUMINEN, YLEISET OMINAISUUDET, TYYPIT, ESIMERKIT - ARTE - 2025

Epäsäännöllinen Galaxy on rykelmä tähdet, planeetat, kaasu, pöly, ja väliä, että, samalla kun pidetään yhdessä painovoiman, on visuaalisesti järjestäytymätön. On arvioitu, että 15% galakseista on epäsäännöllisiä.

Toisin kuin galaktikot, kuten Linnunrata ja Andromeda, joilla on selkeästi määritelty ydin, levy ja spiraalivarret tai jättiläismäiset elliptiset galaksit, epäsäännöllisillä galakseilla ei ole symmetriaa tai mitään näistä rakenteista. Joitakin joissa on tanko tai alkava käsivarsi, on kuitenkin havaittu.

Kuva 1. Epäsäännölliset galaksit, jotka tunnetaan nimellä Magellanic Clouds, eteläisen ristin tähdistössä. Lähde: Wikimedia Common s. NUO. Brunier

Muodostuminen ja evoluutio

Organisaation puute johtuu useista syistä. Yksi yleisimmin tunnustetuista on se, että ytimessä tapahtui jonkinlainen kolosaalinen räjähdys, joka havasi ja hajotti osan sisällöstä menettämättä kokonaan koheesiota.

Epäsäännöllinen galaksi voi myös johtua muodonmuutoksensa suuremman viereisen galaksin aiheuttamaan painovoimaan. Linnunradan galaksiamme, iso spiraaligalaksi, on vääristänyt kaksi kääpiögalaksia, jotka tunnetaan nimellä Magellanic Clouds.

On ehdotettu, että Magellanin pilvet sulautuvat Linnunradan kanssa. Kaudella tulevaisuudessa kaikesta ne sisältämästä aineesta voi tulla osa sitä.

Toinen epäsäännöllinen galaksi, joka oli jo osa Messierin tähtitieteellisten esineiden luetteloa, on M82-galaksi, joka tunnetaan myös nimellä Cigar Galaxy. Se sijaitsee Ursa Majorin tähdistössä ja noin 12 miljoonan valovuoden päässä.

Sikarigalaksi on erittäin kirkas, noin 5 kertaa kirkkaampi kuin Linnunrata. Siinä on runsaasti tähteiden välistä ainetta ja siinä tähdet muodostuvat kiihtyvällä nopeudella. Kun he ovat nuoria, tähdet ovat sinisiä ja kirkkaita, mikä selittää tämän epäsäännöllisen galaksin poikkeuksellisen kirkkauden.

Yleispiirteet, yleiset piirteet

Tähtitieteellisten mittojen määrittämiseen käytetään valovuotta, parsekkia (pc) ja kiloparsekkia (kpc). Valovuosi on etäisyys, jonka valo kulkee tyhjössä yhden vuoden aikana, mikä vastaa 9 460 730 472 580,8 kilometriä.

Yksi parseli (yhden kaari-sekunnin parallaksi) vastaa 3,3 valovuotta, joten yksi kiloparsi on 3300 valovuotta.

Tähtitieteellisten esineiden, kuten tähtijen ja galaksien, massaksi on hyvä idea ilmaista se yksikköä, jota kutsutaan aurinkomassana, jota merkitään M☉ ja joka on yhtä suuri kuin 2 x 10 ^ 30 kg. Galaksi sisältää valtavan määrän aurinkomassoja, ja sen massa ilmaistaan ​​kätevästi 10: n voimana.

Toinen erottuva piirre on valoisuus L, joka tulee energiasta sekunnissa, jota galaksi emittoi kaikilla taajuuksilla ja on verrannollinen sen tähdet lukumäärään. Sitä kutsutaan joskus bolometriseksi suuruudeksi.

Vertailukohtana on, että Auringon L☉: n valoisuus vastaa 3,85 × 1026 W. Mitä suurempi galaksin massa on, sitä suurempi on sen valoisuus.

Tähtitieteellisen esineen suuruus viittaa emittoidun energian määrään, joka onnistuu saavuttamaan Maapallon, mutta on otettava huomioon, että valonlähde on kirkkaampi, kun se on lähempänä, koska energia pienenee suunnan käänteissuunnan kanssa. etäisyys.

Väri puolestaan ​​on laatu, joka liittyy vallitsevaan tähtien populaatioon. Kuten alussa sanottiin, nuoret tähdet ovat sinisiä, kun taas vanhat ovat punaisia.

Epäsäännöllisen galaksin väri, massa ja mitat

Seuraava kaavio näyttää kolme aluetta, jotka korreloivat värin ja vaaleuden kanssa. Niille on annettu punainen sekvenssi, vihreä laakso ja sininen pilvi.

Kuva 2.- galaksien väri- ja suuruuskaavio. Lähde: Joshua Schroeder

Kuten mainittiin, väri liittyy tähtien populaatioon. Tähtien populaatioita on kahta tyyppiä: I ja II.

I-väestöön kuuluvat tähdet ovat yleensä nuoria ja niissä pääosin heliumia raskaampia elementtejä (tähtitieteellisessä terminologiassa näitä elementtejä pidetään metalleina). II-väestö on matalalla metallisuudella ja niitä pidetään vanhempina.

Galaksit, joilla on vähän tai ei ollenkaan tähtien muodostumista, esiintyvät punaisessa järjestyksessä. Tähän luokkaan kuuluu suurin osa elliptisistä galakseista. Toisaalta sinisessä pilvessä ovat galaksit, joilla on suuri tähtimuodostusaste, joihin epäsäännölliset galaksit, kuten edellä mainittu sikarigalaksi kuuluvat.

Lopuksi vihreä laakso on siirtymäalue, jossa galaksit, joilla on nuoria ja vanhoja tähtipopulaatioita, tapaavat. Linnunrata ja Andromeda ovat esimerkkejä tällaisista galakseista.

Epäsäännölliset galaksit ovat erittäin mielenkiintoisia, koska ne ovat sinisimpiä, etenkin kohti keskustaa, mikä viittaa siihen, että tähtien syntyvyys on erittäin korkea. Heitä pidetään myös galakseista nuorimpana.

Pieninä ne ovat välillä 108-10 M☉, koot välillä 0,5-50 kpc. Niillä on tietysti paljon kaasua, jopa 50-90% kokonaismassasta on atomikaasua.

Tyypit

Tähtitieteilijä Edwin Hubble luokitteli galaksit näennäisen muodonsa perusteella, jotka astrofysiikassa tunnetaan visuaalisena morfologiana. Tutkittuaan lukemattomia valokuvalevyjä, hän vahvisti viisi peruskuviota: ellipsi-, lentokone-, spiraali-, estetty-kierre ja epäsäännöllinen.

Suurin osa galakseista on elliptisiä tai spiraalimaisia, jotka Hubble koodasi isoilla kirjaimilla E ja S. Joillakin galakseilla ei kuitenkaan ole riittävää symmetriaa kuuluakseen näihin luokkiin.

Hubble kutsui niitä "epäsäännöllisiksi" tai Irriksi. Kun galakseista opittiin lisää, luokittelu laajeni kattamaan uusia luokkia, sekä Hubble itse että muut tähtitieteilijät. Siten Gerard de Vaucouleurs erottaa tyypin I ja II epäsäännölliset galaksit.

Vaikka Habble-kaavio on tietyin rajoituksin ainoa maapallonäkymä maapallosta, siitä on edelleen suurta apua galaksien ominaisuuksien ja ominaisuuksien määrittämisessä.

Epäsäännölliset tyypin I galaksit

Irr I -tyyppiset epäsäännölliset galaksit esiintyvät alkuperäisessä Hubble-sekvenssissä Magellanic Clouds -tyyppisinä galakseina, jotka ovat edustavin esimerkki. Niitä kutsutaan myös nimellä Sd-m

Niitä voidaan pitää Sc-galakseja peräkkäin olevina spiraaligalaksioina, sellaisina, jotka eivät kehittäneet rakennetta tai joilla on hyvin alkeellisella tavalla. Siksi niitä kutsutaan joskus nimellä Sd-m, missä S tarkoittaa spiraalin muotoa ja m-kirjain on Magellan.

Itse asiassa Suuressa Magellanic Cloudissa on baari. Ne ovat yleisimpiä epäsäännöllisiä galakseja, ja niitä on runsaasti hyvin sinisissä tähdissä, koska niiden syntyvyys on korkea.

Tyypin II epäsäännölliset galaksit

Näissä galakseissa tähdet ovat yleensä vanhempia, punaisempia ja himmeämpiä. Nämä ovat galakseja, joiden aine hajottaa ja ovat täysin amorfisia.

esimerkit

Magellanin pilvet

Magellanin pilvet ovat kaksi epäsäännöllistä galaksia, jotka on nimetty tutkimusmatkailijan Fernando de Magallanesin kunniaksi. Hänet lähtivät Espanjasta vuonna 1519 matkalle ympäri maailmaa, joka kesti 3 vuotta.

Magellan ja hänen miehistönsä olivat ensimmäiset eurooppalaiset, jotka tarkkailivat heitä, koska ne ovat näkyviä eteläiseltä pallonpuoliskolta eteläisen ristin tähdistössä, vaikka on olemassa tähtitieteellisiä ennusteita arabeista, jotka väittävät näkeneensä heidät Bab el Mandebista, 12º 15 'leveyttä. pohjoinen.

Suuri Magellanic Cloud on 180 000 valovuoden päässä, kun taas pieni pilvi on noin 210 000 valovuoden päässä. Yhdessä Andromedan galaksin kanssa, he ovat yksi harvoista, jotka voidaan nähdä paljaalla silmällä. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että molemmat galaksit tulivat läheisyydellemme Andromedan ja toisen galaksin välisen törmäyksen seurauksena, joka tapahtui kauan sitten.

Pitkän aikaa pidettiin lähimpiä galakseja, mutta vuodesta 2003 aseman on hoitanut Ison Koiran kääpiögalaksi 42 000 valovuonna, jota seuraa Jousimiehen elliptinen kääpiö, joka löydettiin vuonna 1994 ja kaukainen 50 000 valovuotta.

Magellanin pilvissä on, kuten useimmissa Irr I: n epäsäännöllisissä galakseissa, kuuma, sininen tähti nuori. Suuressa Mageelanin pilvessä on Tarantulan nebula, NGC 2070, jolla on suuri valoisuus ja jota pidetään tähtien muodostumisen kannalta aktiivisimpana alueena galaksien paikallisessa ryhmässä, johon myös Linnunrata kuuluu.

Sikarigalaksi

Kuten aiemmin todettiin, se on erittäin kirkas galaksi, joka näkyy Ursa Majorissa. Messier-luettelossa sillä on koodi M82.

Sen keskuksessa on voimakas tähtien muodostumisaktiivisuus, jonka uskotaan johtuvan aiemmasta vuorovaikutuksesta toisen suuremman galaksin, Bode-spiraaligalaksin kanssa.

Sigarigalaksi tuottaa tähtiä 10 kertaa nopeammin kuin Linnunrata, minkä vuoksi sen sanotaan olevan kiehuva galaksi (tähtipurkaus).

Kuva 3. Sikari Galaxy M82 Ursa -joukossa, Hubble-kaukoputkesta nähtynä. Lähde: NASA, ESA ja Hubble Heritage Team (STScI / AURA).

Niin monet kuumat tähdet lähettävät säteilyä ja varautuneita hiukkasia, jotka ionisoivat vetyä, aiheuttaen pilareita ja päästöjä, jotka ilmestyvät galaksin ytimen ympärille punaisina säikeinä.

NGC 1427A

Se on pieni epäsäännöllinen galaksi eteläisessä Fornax-tähdistössä, noin 62 miljoonan valovuoden päässä, jossa sinisiä tähtiryhmiä on runsaasti. Se kuuluu Fornax-galaksien klusteriin ja kulkee tällä hetkellä noin 600 km / s nopeudella tähtienvälisen kaasun kautta klusterin keskustaa kohti.

Kuva 4.- Epäsäännöllinen galaksi NGC 1427A nähtynä Hubble-kaukoputkesta. Ylhäällä vasemmalla spiraaligalaksi katsottuna päinpäin Fornax-klusterissa. Lähde: Wikimedia Commons.

Sitä houkuttelee siellä klusterin muiden galaksien kohdistama painovoima, joka muodonmuutoksen lisäksi aiheuttaa korkean tähtien syntyvyyden sisätiloissaan. Miljardin vuoden kuluttua pieni galaksi on hajonnut kokonaan

Viitteet

1. Carroll, B. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. 2nd. Painos. Pearson. 874-1037.
2. Galaxy. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org
3. Galaksit. Palautettu osoitteesta astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
4. NGC 1427A: Galaxy in Motion. Haettu osoitteesta apod.nasa.gov
5. Oster, L. 1984. Moderni tähtitiede. Toimituksellinen käännös. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Tähdet ja planeetat. Peterson-kenttäoppaat. 148-154.
7. Fysiikan Libretexts. Etäisyys ja suuruus. Palautettu osoitteesta: phys.libretexts.org
8. Wikipedia. Epäsäännöllinen galaksi. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.
9. Wikipedia. Magellanic Pilvet. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.