בשנת 1845, האסטרונום האנגלי לורד רוס גילה מחלקה שלמה של ערפיליות מסוג ספירלה. טבעם התבסס רק בתחילת המאה העשרים. מדענים הוכיחו שהערפיליות הללו הן מערכות כוכבים ענקיות הדומות לגלקסיה שלנו, אבל הן רחוקות ממנה מיליוני שנים רבות של שנות אור.
מידע כללי
גלקסיות ספירליות (התמונות במאמר זה מדגימות את תכונות המבנה שלהן) נראות כמו זוג צלחות מוערמות זו לזו או עדשה דו קמורה. הם יכולים לזהות גם דיסק כוכבי מסיבי וגם הילה. החלק המרכזי, הדומה חזותית לנפיחות, נקרא בדרך כלל הבליטה. והפס הכהה (שכבה אטומה של המדיום הבין-כוכבי) שעובר לאורך הדיסק נקרא אבק בין-כוכבי.
גלקסיות ספיראליות מסומנות בדרך כלל באות S. בנוסף, לרוב הן מחולקות לפי מידת המבנה. לשם כך, האותיות a, b או c מתווספות לדמות הראשית. לפיכך, סא תואמת לגלקסיה עם גלקסיה לא מפותחתמבנה ספירלי, אבל עם ליבה גדולה. המחלקה השלישית - Sc - מתייחסת לאובייקטים מנוגדים, בעלי ליבה חלשה וענפים ספירליים חזקים. לחלק ממערכות הכוכבים בחלק המרכזי עשוי להיות מגשר, אשר נהוג לכנותו בר. במקרה זה, הסמל B מתווסף לייעוד. הגלקסיה שלנו היא מסוג ביניים, ללא מגשר.
איך נוצרו מבני דיסק ספירלי?
הצורות השטוחות בצורת דיסק מוסברות על ידי סיבוב של צבירי כוכבים. יש השערה שבמהלך היווצרות גלקסיה, הכוח הצנטריפוגלי מונע את הדחיסה של מה שנקרא ענן פרוטוגלקטי בכיוון מאונך לציר הסיבוב. כדאי גם להיות מודעים לכך שאופי התנועה של גזים וכוכבים בתוך ערפיליות אינו זהה: צבירים מפוזרים מסתובבים מהר יותר מכוכבים ישנים. לדוגמה, אם מהירות הסיבוב האופיינית של הגז היא 150-500 קמ ש, אז כוכב ההילה תמיד ינוע לאט יותר. ובליטות המורכבות מחפצים כאלה תהיה מהירות נמוכה פי שלושה מאשר דיסקים.
גז כוכב
מיליארדי מערכות כוכבים הנעות במסלוליהן בתוך גלקסיות יכולות להיחשב כאוסף של חלקיקים היוצרים סוג של גז כוכבים. ומה שהכי מעניין, תכונותיו קרובות מאוד לגז רגיל. ניתן להחיל מושגים כמו "ריכוז חלקיקים", "צפיפות", "לחץ", "טמפרטורה". האנלוגי של הפרמטר האחרון כאן הוא האנרגיה הממוצעתתנועה "כאוטית" של כוכבים. בדיסקות מסתובבות שנוצרו על ידי גז כוכבים, גלים מסוג ספירלה של צפיפות דחיסה נדירה הקרובה לגלי קול יכולים להתפשט. הם מסוגלים לרוץ סביב הגלקסיה במהירות זוויתית קבועה במשך כמה מאות מיליוני שנים. הם אחראים להיווצרות של ענפים ספירליים. ברגע שבו מתרחשת דחיסת גז, מתחיל תהליך היווצרות של עננים קרים, המוביל להיווצרות כוכבים פעילים.
זה מעניין
במערכות הילה ואליפטיות, הגז דינמי, כלומר חם. בהתאם לכך, תנועת הכוכבים בגלקסיה מסוג זה היא כאוטית. כתוצאה מכך, ההבדל הממוצע בין המהירויות שלהם עבור עצמים קרובים מרחבית הוא כמה מאות קילומטרים לשנייה (פיזור מהיר). עבור גזי כוכבים, פיזור המהירות הוא בדרך כלל 10-50 קמ"ש, בהתאמה, "הדרגה" שלהם קרה בצורה ניכרת. מאמינים שהסיבה להבדל זה נעוצה באותם זמנים רחוקים (לפני יותר מעשרה מיליארד שנים), כאשר הגלקסיות של היקום רק החלו להיווצר. רכיבים כדוריים היו הראשונים שנוצרו.
גלים ספירליים נקראים גלי צפיפות העוברים לאורך דיסק מסתובב. כתוצאה מכך, כל הכוכבים של גלקסיה מסוג זה נאלצים, כביכול, לצאת לענפים שלהם, ואז לצאת משם. המקום היחיד שבו המהירויות של זרועות ספירליות וכוכבים חופפות הוא מה שנקרא מעגל קורוטציה. אגב, כאן נמצאת השמש.עבור כוכב הלכת שלנו, הנסיבות הללו מאוד חיוביות: כדור הארץ קיים במקום שקט יחסית בגלקסיה, כתוצאה מכך, במשך מיליארדי שנים רבים הוא לא הושפע במיוחד מקטקליזמות בקנה מידה גלקטי.
תכונות של גלקסיות ספירליות
בניגוד לתצורות אליפטיות, לכל גלקסיה ספירלית (דוגמאות ניתן לראות בתמונות המוצגות בכתבה) יש טעם ייחודי משלה. אם הסוג הראשון קשור לרוגע, נייחות, יציבות, אז הסוג השני הוא דינמיקה, מערבולת, סיבובים. אולי זו הסיבה שאסטרונומים אומרים שהקוסמוס (היקום) "זעם". המבנה של גלקסיה ספירלית כולל ליבה מרכזית, שממנה יוצאות זרועות (ענפים) יפות. הם מאבדים בהדרגה את קווי המתאר שלהם מחוץ לצביר הכוכבים שלהם. הופעה כזו אינה יכולה להיות קשורה לתנועה חזקה ומהירה. גלקסיות ספירליות מאופיינות במגוון צורות כמו גם בדוגמאות של הענפים שלהן.
איך גלקסיות מסווגות
למרות הגיוון הזה, מדענים הצליחו לסווג את כל הגלקסיות הספירליות הידועות. החלטנו להשתמש במידת הפיתוח של הזרועות ובגודל הליבה שלהן כפרמטר העיקרי, ורמת הדחיסה נמוגה ברקע כמיותרת.
Sa
אדווין פ. האבל הקצה למחלקת Sa את הגלקסיות הספירליות שיש להן ענפים לא מפותחים. לאשכולות כאלה יש תמיד ליבות גדולות. לעתים קרובות המרכז של גלקסיה של מעמד נתוןהוא חצי מגודל האשכול כולו. אובייקטים אלה מאופיינים בפחות אקספרסיביות. ניתן אפילו להשוות אותם לצבירי כוכבים אליפטיים. לרוב, לגלקסיות הספירליות של היקום יש שתי זרועות. הם ממוקמים בקצוות מנוגדים של הגרעין. הענפים מתפרקים בצורה סימטרית, דומה. עם המרחק מהמרכז, בהירות הענפים פוחתת, ובמרחק מסוים הם מפסיקים להיות גלויים כלל, אובדים באזורים ההיקפיים של האשכול. עם זאת, ישנם חפצים שאין להם שניים, אלא יותר שרוולים. נכון, מבנה כזה של הגלקסיה הוא די נדיר. נדירות אף יותר הן ערפיליות אסימטריות, כאשר ענף אחד מפותח יותר מהשני.
Sb ו-Sc
לתת-הכיתה של אדווין פ. האבל Sb היא בעלת זרועות מפותחות יותר באופן ניכר, אך אין להן השלכות עשירות. הגרעינים קטנים במידה ניכרת מאלו של המין הראשון. תת-המחלקה השלישית (Sc) של צבירי כוכבים ספירליים כוללת עצמים בעלי ענפים מפותחים מאוד, אך מרכזם קטן יחסית.
האם לידה מחדש אפשרית?
מדענים מצאו שמבנה הספירלה הוא תוצאה של תנועה לא יציבה של כוכבים, הנובעת מדחיסה חזקה. בנוסף, יש לציין כי ככלל, ענקים חמים מרוכזים בזרועות ושם מצטברות המסות העיקריות של החומר המפוזר - אבק בין כוכבי וגז בין כוכבי. ניתן לראות את התופעה הזו גם מזווית אחרת. אין ספק שצביר כוכבים דחוס מאוד במהלך התפתחותוכבר לא יכול לאבד את מידת הדחיסה שלו. מכאן שגם המעבר ההפוך הוא בלתי אפשרי. כתוצאה מכך, אנו מסיקים שגלקסיות אליפטיות אינן יכולות להפוך לגלקסיות ספירליות, ולהיפך, כי כך מסודר הקוסמוס (היקום). במילים אחרות, שני סוגי צבירי כוכבים אלה אינם שני שלבים שונים של התפתחות אבולוציונית אחת, אלא מערכות שונות לחלוטין. כל סוג כזה הוא דוגמה לנתיבים אבולוציוניים הפוכים עקב יחס דחיסה שונה. ומאפיין זה, בתורו, תלוי בהבדל בסיבוב הגלקסיות. לדוגמה, אם מערכת כוכבים מקבלת מספיק סיבוב במהלך היווצרותה, היא יכולה להתכווץ ולפתח זרועות ספירליות. אם מידת הסיבוב אינה מספקת, אז הגלקסיה תהיה פחות דחוסה, והענפים שלה לא יווצרו - זו תהיה צורה אליפטית קלאסית.
מה עוד ההבדלים
ישנם הבדלים נוספים בין מערכות כוכבים אליפטיים לכוכבים ספירליים. לפיכך, הסוג הראשון של הגלקסיה, שיש לה רמת דחיסה נמוכה, מאופיין בכמות קטנה (או היעדר מוחלט) של חומר מפוזר. יחד עם זאת, צבירי ספירלה בעלי רמת דחיסה גבוהה מכילים גם חלקיקי גז וגם אבק. מדענים מסבירים את ההבדל הזה בדרך הבאה. חלקיקי אבק וחלקיקי גז מתנגשים מעת לעת במהלך תנועתם. תהליך זה אינו גמיש. לאחר ההתנגשות, החלקיקים מאבדים חלק מהאנרגיה שלהם, וכתוצאה מכך הם מתיישבים בהדרגה לתוך אלהמקומות במערכת הכוכבים שבהם יש הכי פחות אנרגיה פוטנציאלית.
מערכות דחוסות במיוחד
אם התהליך המתואר לעיל מתרחש במערכת כוכבים דחוסה מאוד, אז חומר מפוזר אמור להתיישב במישור הראשי של הגלקסיה, מכיוון שכאן רמת האנרגיה הפוטנציאלית היא הנמוכה ביותר. זה המקום שבו נאספים חלקיקי גז ואבק. יתר על כן, חומר מפוזר מתחיל את תנועתו במישור הראשי של צביר הכוכבים. חלקיקים נעים כמעט במקביל במסלולים מעגליים. כתוצאה מכך, התנגשויות כאן נדירות למדי. אם הם מתרחשים, אז הפסדי האנרגיה הם זניחים. מכאן נובע שהחומר אינו זז הלאה למרכז הגלקסיה, שם לאנרגיה הפוטנציאלית יש רמה נמוכה עוד יותר.
מערכות דחוסות חלש
עכשיו תחשבו איך מתנהגת גלקסיה אליפסואידית. מערכת כוכבים מסוג זה נבדלת בהתפתחות שונה לחלוטין של תהליך זה. כאן, המישור הראשי אינו כלל אזור בולט עם רמה נמוכה של אנרגיה פוטנציאלית. ירידה חזקה בפרמטר זה מתרחשת רק בכיוון המרכזי של צביר הכוכבים. וזה אומר שאבק וגז בין כוכבים ימשכו למרכז הגלקסיה. כתוצאה מכך, צפיפות החומר המפוזר כאן תהיה גבוהה מאוד, הרבה יותר מאשר עם פיזור שטוח במערכת ספירלית. חלקיקי האבק והגז הנאספים במרכז ההצטברות בפעולת כוח המשיכה יתחילו להתכווץ, ובכך ליצור אזור קטן של חומר צפוף. מדענים מציעים כי מהעניין הזה בעתידכוכבים חדשים מתחילים להיווצר. משהו נוסף חשוב כאן - ענן קטן של גז ואבק, הממוקם בליבה של גלקסיה דחוסה חלשה, אינו מאפשר לזהות את עצמו במהלך התצפית.
שלבי ביניים
שקלנו שני סוגים עיקריים של צבירי כוכבים - עם רמת דחיסה חלשה וחזקה. עם זאת, ישנם גם שלבי ביניים כאשר הדחיסה של המערכת היא בין פרמטרים אלו. בגלקסיות כאלה, מאפיין זה אינו חזק מספיק כדי שחומר מפוזר יצטבר לאורך כל המישור הראשי של הצביר. ויחד עם זאת, הוא אינו חלש מספיק כדי שחלקיקי גז ואבק יתרכזו באזור הליבה. בגלקסיות כאלה, חומר מפוזר מתאסף למישור קטן שמתאסף סביב הליבה של צביר הכוכבים.
גלקסיות חסומות
תת-סוג נוסף של גלקסיות ספירליות ידוע - זהו צביר כוכבים עם סרגל. התכונה שלו היא כדלקמן. אם במערכת ספירלה קונבנציונלית הזרועות יוצאות ישירות מהליבה בצורת דיסק, אז בסוג זה המרכז ממוקם באמצע הגשר הישר. והענפים של אשכול כזה מתחילים מהקצוות של הקטע הזה. הם נקראים גם גלקסיות של ספירלות מוצלבות. אגב, האופי הפיזי של המגשר הזה עדיין לא ידוע.
בנוסף, מדענים גילו סוג נוסף של צבירי כוכבים. הם מאופיינים בליבה, כמו גלקסיות ספירליות, אבל אין להם זרועות. נוכחות ליבה מעידה על דחיסה חזקה, אבלכל שאר הפרמטרים דומים למערכות אליפסואידיות. אשכולות כאלה נקראים עדשים. מדענים מציעים שערפיליות אלו נוצרות כתוצאה מאובדן חומר מפוזר על ידי גלקסיה ספירלית.
