Галяктыка
Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі.
.jpg)
Галя́ктыкай завецца вялікая сыстэма з зорак, міжзоркавага газу, пылу, цёмнай матэрыі і, магчыма, цёмнай энэргіі, зьвязаная сіламі гравітацыйнага ўзаемадзеяньня. Звычайна галяктыкі ўтрымоўваюць ад 10 мільёнаў (107) да некалькіх трыльёнаў (1012) зорак, якія верцяцца вакол агульнага цэнтра цяжару. Акрамя асобных зорак і разрэджанай міжзоркавага асяродзьдзя, вялікая частка галяктык утрымоўвае мноства кратных зорных сыстэм, зорных скапленьняў і розных туманнасьцяў. Як правіла, дыямэтар галяктык складае ад некалькіх тысяч да некалькіх сотняў тысяч сьветлавых гадоў, а адлегласьці паміж імі вылічаюцца мільёнамі сьветлавых гадоў.
Хоць каля 90 % масы галяктык прыходзіцца на дзель цёмнай матэрыі і энэргіі, прырода гэтых нябачных кампанэнтаў пакуль не вывучаная. Існуюць сьведчаньні таго, што ў цэнтры шматлікіх (калі не ўсіх) галяктык знаходзяцца звышмасіўныя чорныя дыры.
Міжгаляктычная прастора зьяўляецца практычна чыстым вакуумам са сярэдняй шчыльнасьцю менш аднаго атама рэчыва на кубічны мэтар. Магчыма, што ў назіранай часткі Сусьвету знаходзіцца каля 1011 галяктык.
Зьмест |
[рэдагаваць] Выгляды галяктык
Існуе тры асноўных выгляду галяктык: эліптычныя, сьпіральныя і няправільныя. У шматлікіх выпадках вельмі зручным апыняецца іх некалькі больш падрабязнае Хаблаўскае дзяленьне на падвіды. Хаблаўскае дзяленьне (або камэртон Хабла), якое ахоплівае ўсе галяктыкі, засноўваецца на іх візуальна ўспрыманым будынку. З прычыны гэтага яно можа не ўлічваць вельмі важныя характарыстыкі галяктык — такія, напрыклад, як тэмп зоркаўтварэньня.
Наша галяктыка Млечны Шлях, званая таксама проста Галяктыкай (зь вялікай літары), зьяўляецца вялікай дыскападобнай сьпіральнай галяктыкай з перамычкай, дыямэтрам каля 30 кіляпарсэк (або 100 000 сьветлавых гадоў) і таўшчынёй у 3000 сьветлавых гадоў. Яна ўтрымоўвае каля 3×1011 зорак, а яе агульная маса складае каля 6×1011 мас Сонцу.
Рукавы сьпіральных галяктык сваім выглядам падобныя на лягарыфмічную сьпіраль — форму хваль шчыльнасьці галяктычнага газу, адзначаную абласьцямі зоркаўтварэньня: менавіта маладыя яркія зоркі раньніх спэктральных клясаў даюць бачную карціну сьпіральных рукавоў.
Як і зоркі, сьпіральныя рукавы круцяцца вакол цэнтра мас, але з сталай (якая не залежыць ад адлегласьці да цэнтра галяктыкі) кутняй хуткасьцю, што азначае, што час ад часу зоркі праходзяць скрозь сьпіральныя рукавы. Лічыцца, што сьпіральныя рукавы зьяўляюцца абласьцямі падвышанай шчыльнасьці, або хвалямі шчыльнасьці. Калі зоркі праходзяць скрозь рукаў галяктыкі, яны запавольваюцца, некалькі павялічваючы сярэднюю шчыльнасьць рукава. Падобныя «хвалі», якія складаюцца з павольна едучых машын, можна ўбачыць на перапоўненых дарогах. У выніку неаднастайнасьці гравітацыйнага патэнцыялу (≈ 10—20 %) які «даганяе» міжзоркавы газ разганяецца да звышгукавых хуткасьцяў і тармозіцца аб «набегаючы», утвораючы ударную хвалю са значна падвышанай, у параўнаньні са сярэдняй, шчыльнасьцю. Рукавы прыкметныя таму, што падвышаная шчыльнасьць спрыяе фармаванню зорак, з-за чаго сьпіральныя рукавы населеныя маладымі блакітнымі зоркамі.
Некаторыя сьпіральныя і няправільныя галяктыкі адрозьніваюцца яркімі зоркападобнымі ядрамі і моцнымі шырокімі лініямі выпраменьваньня ў іх спэктрах. Першым зьвярнуў увагу на такую асаблівасьць і вылучыў галяктыкі з гэтымі прыкметамі ў асобны кляс у 1943 г. Карл Сэйфэрт, па яго імя яны атрымалі назву сэйфэртаўскіх галяктык. Пасьля апынулася, што такія галяктыкі выпраменьваюць у ўльтрафіялетавым і рэнтгенаўскім дыяпазоне; у цяперашні час (2006) актыўнасьць сэйфэртаўскіх галяктык тлумачыцца прысутнасьцю ў іх ядрах звышмасіўных чорных дыр, на якія адбываецца акрэцыя галяктычнага газу.
У 2003 годзе Майклам Дрынкўатэрам (Michael Drinkwater) з унівэрсытэта Квінслэнда (University of Queensland) быў адчынены новы выгляд галяктык, клясыфікавальны як ультракампактныя карлікавыя галяктыкі.
[рэдагаваць] Буйнамаштабныя структуры
Толькі нешматлікія галяктыкі існуюць асобна ад астатніх, самі па сабе (яны таксама вядомыя як галяктыкі поля). Структуры з прыкладна 50 галяктык завуцца групамі галяктык, а буйнейшыя, утрымоўвальныя шматлікія тысячы галяктык у прасторы папярочнікам у некалькі мэгапарсэк, завуцца скапленьнямі галяктык. Скапленьне галяктык часта знаходзяцца пад уплывам адной гіганцкай эліптычнай галяктыкі, якая за кошт прыліўных сіл з часам руйнуе галяктыкі-спадарожнікі і павялічвае сваю масу, паглынаючы іх. Звышскапленьне завуць гіганцкія зборы, якія ўтрымоўваюць дзясяткі тысяч галяктык, уваходныя ў скапленьне, групы або разьмешчаныя асобна. У маштабах звышскапленьняў галяктыкі выбудоўваюцца ў палосы і ніткі, навакольныя шырокія разрэджаныя пустэчы. У вялікіх маштабах Сусьвет паўстае ізатропным і аднастайным. Наша Галяктыка зьяўляецца адной з галяктык Мясцовай групы, пануючы над ёю разам з Туманнасьцю Андрамэды. У Мясцовай групе папярочнікам каля аднаго мэгапарсэку, знаходзяцца каля 30 галяктык. Сама Мясцовая група зьяўляецца часткай Звышскапленьня Панны, галоўную ролю ў якім гуляе Скапленьне Панны (у якое наша Галяктыка не ўваходзіць).
[рэдагаваць] Гісторыя
У 1610 годзе Галілеа Галілей выявіў, што Млечны Шлях, які ён вырашыў дасьледаваць сваім тэлескопам, складаецца зь велізарнага ліку слабых зорак. У сваім трактаце 1755 году, заснаваным на працах Томаса Райта (Thomas Wright), Імануіл Кант выказаў здагадку, што Галяктыка можа быць целам, якое верціцца і складаецца зь велізарнай колькасьці зорак, утрымоўваных гравітацыйнымі сіламі, падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у Сонечнай сыстэме, але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўсярэдзіне Галяктык атрыманая кружэлка будзе бачны на начным небе як сьветлая паласа. Кант выказаў і здагадку, што некаторыя з туманнасьцяў, бачных на начным небе, могуць быць асобнымі галяктыкамі.
Да канца XVIII стагодзьдзя Шарль Мэсье склаў каталёг, утрымоўвальны 109 яркіх туманнасьцяў, услед за якім зьявіўся каталёг з 5000 туманнасьцяў Уільяма Гершэля. Пасьля пабудовы свайго тэлескопа ў 1845 годзе лорд Рос змог убачыць адрозьненьні паміж эліптычнымі і сьпіральнымі туманнасьцямі. У некаторых з гэтых туманнасьцяў ён змог вылучыць і асобныя крыніцы сьвятла, што надавала гіпотэзе Канта вялікую праўдападобнасьць. Аднак пытаньне аб тым, ці зьяўляюцца гэтыя туманнасьці асобнымі галяктыкамі, заставаўся спрэчным да пачатку 1920-х гадоў, калі дзякуючы новаму тэлескопу Эдвін Хабл даў на яго адказ. Ён здолеў разглядзець вонкавыя часткі некаторых сьпіральных туманнасьцяў як скапленьне асобных зорак і вызначыць сярод іх зьменныя-цэфэіды. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласьць да гэтых туманнасьцяў: яны знаходзіліся занадта далёка, каб быць часткай Млечнага Шляху. У 1936 Хабл пабудаваў клясыфікацыю галяктык, якая выкарыстоўваецца па гэтай дзень і завецца пасьлядоўнасьцю Хабла.
Першая спроба вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонцы ў ім была прадпрынятая Ўільямам Гершэлем у 1785 годзе пры дапамозе дбайнага падліку зорак у розных участках неба. Выкарыстаючы ўдасканалены варыянт мэтаду, Каптэйн (Kapteyn) у 1920 годзе зрабіў выснову аб маленькай (дыямэтрам у 15 кіляпарсэк) пляскатай галяктыцы з Сонцам зблізку цэнтра. Іншы мэтад, выкарыстаны Харлоў Шэплі (Harlow Shapley) і заснаваны на падліку шаравых скапленьняў, даў зусім іншую карціну — плоская кружэлка дыямэтрам каля 70 кіляпарсэк з Сонцам, зьмешчаным далёка ад цэнтра. Абодва дасьледаваньня не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынаньне сьвятла міжзоркавым газам у плоскасьці галяктыкі. Сучасная карціна нашай Галяктыкі зьявілася ў 1930 годзе, калі Робэрт Джуліюс Трамплер (Robert Julius Trumpler) вымераў гэты эфэкт, вывучаючы разьмеркаваньне безуважлівых зорных скапленьняў, якія канцэнтруюцца ў плоскасьці Галяктыкі.
У 1944 годзе Гендрык ван дэ Галст (Hendrik van de Hulst) прадказаў існаваньне радыёвыпраменьваньня з даўжынёй хвалі ў 21 см, выпраменьванага міжзоркавым атамарным вадародам, якое было выяўлена ў 1951 годзе. Гэтае выпраменьваньне, не паглынаемае пылам, дазволіла дадаткова вывучыць Галяктыку дзякуючы доплераўскаму зрушэньню. Гэтыя назіраньні прывялі да стварэньня мадэлі з перамычкай у цэнтры Галяктыкі. Прагрэс радыётэлескопаў дазволіў адсочваць вадарод і ў іншых галяктыках. У 1970-х гадах стала зразумела, што агульная бачная [[маса] галяктык (якая складаецца з масы зорак і міжзоркавага газу), не тлумачыць хуткасьці кручэньня газу. Гэта прывяло да высновы аб існаваньні цёмнай матэрыі.
Новыя назіраньні, вырабленыя ў пачатку 1990-х гадоў на Касьмічным тэлескопе імя Хабла, паказалі, што цёмная матэрыя ў нашай Галяктыцы ня можа складацца толькі зь вельмі слабых і малых зорак. На ім таксама былі атрыманыя выявы далёкага космасу, атрымалыя назву Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, якія паказалі відавочнасьць таго, што ў нашай Сусьвеце існуюць сотні мільярдаў галяктык.
У 2004 годзе самой далёкай галяктыкай з тых, што калі-небудзь назіраліся чалавецтвам, стала галяктыка Abell 1835 IR1916.
[рэдагаваць] Этымалогія
Слова «галя́ктыка» (ад грэц. γαλαξίας — млечны) адбываецца ад грэцкай назвы нашай Галяктыкі (kyklos galaktikos азначае «малочнае кольца» — як апісаньне назіранай зьявы на начным небе). Калі астраномы выказалі здагадку, што розныя нябесныя аб'екты, якія лічыліся сьпіральнымі туманнасьцямі, могуць быць велізарнымі скапленьнямі зорак, гэтыя аб'екты сталі зваць «выспавымі сусьветамі». Але відавочна, што такое выкарыстаньне тэрміна недарэчна, паколькі паняцьце «Сусьвет» уключае ў сябе ўсё існае. Таму тэрмін выйшаў з ужываньня, і быў заменены на тэрмін «галяктыка», які зараз ужываецца да ўсіх падобных аб'ектаў.
[рэдагаваць] Дадаткова
- Разьвіцьцё веданьня аб галяктыках, скапленьняў галяктык і буйнамаштабнай структуры
- Узьнікненьне і эвалюцыя галяктык
- Сьпіс галяктык
- Сьпіс найблізкіх галяктык
- Клясыфікацыя галяктык
- Сталыя Аорта
- Сьпіральная галяктыка
- Функцыя бляску
- Функцыя сьвяцільнасьці
- Эліптычная галяктыка
[рэдагаваць] Крыніцы
- James Binney: Galactic Astronomy, Princeton University Press, 1998
- Terence Dickinson: The Universe and Beyond (Fourth Edition), Firefly Books Ltd. 2004, 2004
[рэдагаваць] Глядзіце таксама
[рэдагаваць] Вонкавыя спасылкі
Галяктыка — сховішча мультымэдыйных матэрыялаў
