In 1845 het die Engelse sterrekundige Lord Ross 'n hele klas spira altipe newels ontdek. Hulle aard is eers aan die begin van die twintigste eeu gevestig. Wetenskaplikes het bewys dat hierdie newels groot sterstelsels soortgelyk aan ons Melkweg is, maar hulle is baie miljoene ligjare daarvandaan.
Algemene inligting
Spiraalsterrestelsels (die foto's in hierdie artikel demonstreer die kenmerke van hul struktuur) lyk soos 'n paar pierings opmekaar gestapel of 'n bikonvekse lens. Hulle kan beide 'n massiewe sterskyf en 'n stralekrans opspoor. Die sentrale deel, wat visueel soos swelling lyk, word algemeen die bult genoem. En die donker band ('n ondeursigtige laag van die interstellêre medium) wat langs die skyf loop, word interstellêre stof genoem.
Spiraalsterrestelsels word gewoonlik met die letter S aangedui. Daarbenewens word hulle gewoonlik volgens die graad van struktuur verdeel. Om dit te doen, word die letters a, b of c by die hoofkarakter gevoeg. Dus stem Sa ooreen met 'n sterrestelsel met 'n onderontwikkeldespiraalstruktuur, maar met 'n groot kern. Die derde klas - Sc - verwys na teenoorgestelde voorwerpe, met 'n swak kern en kragtige spira altakke. Sommige sterstelsels in die sentrale deel kan 'n springer hê, wat algemeen 'n staaf genoem word. In hierdie geval word die simbool B by die benaming gevoeg. Ons Sterrestelsel is van 'n intermediêre tipe, sonder 'n jumper.
Hoe het spiraalskyfstrukture gevorm?
Die plat skyfvormige vorms word verklaar deur die rotasie van sterreswerms. Daar is 'n hipotese dat die sentrifugale krag tydens die vorming van 'n sterrestelsel die saampersing van die sogenaamde protogalctic wolk in 'n rigting loodreg op die rotasie-as verhoed. Jy moet ook bewus wees dat die aard van die beweging van gasse en sterre binne newels nie dieselfde is nie: diffuse trosse roteer vinniger as ou sterre. Byvoorbeeld, as die kenmerkende rotasiesnelheid van die gas 150-500 km/s is, sal die stralekransster altyd stadiger beweeg. En bulte wat uit sulke voorwerpe bestaan sal 'n spoed drie keer laer as skywe hê.
Stergas
Biljoene sterstelsels wat in hul wentelbane binne sterrestelsels beweeg, kan beskou word as 'n versameling deeltjies wat 'n soort stergas vorm. En wat die interessantste is, sy eienskappe is baie naby aan gewone gas. Sulke konsepte soos "konsentrasie van deeltjies", "digtheid", "druk", "temperatuur" kan daarop toegepas word. Die analoog van die laaste parameter hier is die gemiddelde energie"chaotiese" beweging van sterre. In roterende skywe wat deur stergas gevorm word, kan golwe van 'n spira altipe rafaksie-kompressiedigtheid naby klankgolwe voortplant. Hulle is in staat om vir 'n paar honderd miljoen jaar teen 'n konstante hoeksnelheid om die sterrestelsel te hardloop. Hulle is verantwoordelik vir die vorming van spira altakke. Op die oomblik wanneer gassamedrukking plaasvind, begin die proses van vorming van koue wolke, wat lei tot aktiewe stervorming.
Dit is interessant
In halo- en elliptiese stelsels is die gas dinamies, dit wil sê warm. Gevolglik is die beweging van sterre in 'n sterrestelsel van hierdie tipe chaoties. Gevolglik is die gemiddelde verskil tussen hul snelhede vir ruimtelik nabye voorwerpe etlike honderde kilometers per sekonde (snelheidsverspreiding). Vir stergasse is die snelheidsverspreiding gewoonlik onderskeidelik 10-50 km/s, hul "graad" is merkbaar koud. Daar word geglo die rede vir hierdie verskil lê in daardie verre tye (meer as tien biljoen jaar gelede), toe die sterrestelsels van die Heelal net begin vorm het. Sferiese komponente was die eerste wat gevorm het.
Spiraalgolwe word digtheidsgolwe genoem wat langs 'n roterende skyf loop. Gevolglik word al die sterre van 'n sterrestelsel van hierdie tipe as 't ware in hul takke uitgeforseer, en gaan dan daarvandaan uit. Die enigste plek waar die spoed van spiraalarms en sterre saamval, is die sogenaamde korotasie-sirkel. Terloops, dit is waar die son geleë is. Vir ons planeet is hierdie omstandighede baie gunstig: die Aarde bestaan op 'n relatief stil plek in die sterrestelsel, gevolglik is dit vir baie biljoene jare nie besonder deur rampspoed van 'n galaktiese skaal geraak nie.
Kenmerke van spiraalsterrestelsels
Anders as elliptiese formasies, het elke spiraalsterrestelsel (voorbeelde kan gesien word in die foto's wat in die artikel aangebied word) sy eie unieke geur. As die eerste tipe geassosieer word met kalmte, stasionariteit, stabiliteit, dan is die tweede tipe dinamika, warrelwinde, rotasies. Miskien is dit hoekom sterrekundiges sê dat die kosmos (die heelal) “woedend” is. Die struktuur van 'n spiraalstelsel sluit 'n sentrale kern in, waaruit pragtige arms (takke) te voorskyn kom. Hulle verloor geleidelik hul buitelyne buite hul sterreswerm. So 'n voorkoms kan nie anders as om met 'n kragtige, vinnige beweging geassosieer te word nie. Spiraalstelsels word gekenmerk deur 'n verskeidenheid vorms sowel as patrone van hul takke.
Hoe sterrestelsels geklassifiseer word
Ondanks hierdie diversiteit kon wetenskaplikes alle bekende spiraalsterrestelsels klassifiseer. Ons het besluit om die graad van ontwikkeling van die arms en die grootte van hul kern as die hoofparameter te gebruik, en die vlak van kompressie het as onnodig in die agtergrond vervaag.
Sa
Edwin P. Hubble het daardie spiraalsterrestelsels wat onderontwikkelde takke het, aan die Sa-klas toegewys. Sulke trosse het altyd groot kerns. Dikwels die middelpunt van 'n sterrestelsel van 'n gegewe klasis die helfte van die grootte van die hele tros. Hierdie voorwerpe word gekenmerk deur die minste ekspressiwiteit. Hulle kan selfs met elliptiese sterreswerms vergelyk word. Meestal het die spiraalsterrestelsels van die heelal twee arms. Hulle is op die teenoorgestelde kante van die kern geleë. Die takke ontspan op 'n simmetriese, soortgelyke manier. Met afstand van die middel af neem die helderheid van die takke af, en op 'n sekere afstand hou hulle op om glad nie sigbaar te wees nie, en gaan verlore in die perifere streke van die tros. Daar is egter voorwerpe wat nie twee nie, maar meer moue het. Dit is waar, so 'n struktuur van die sterrestelsel is redelik skaars. Selfs skaarser is asimmetriese newels, wanneer een tak meer ontwikkel is as die ander.
Sb en Sc
Die Edwin P. Hubble-subklas Sb het merkbaar meer ontwikkelde arms, maar hulle het nie ryk gevolge nie. Die kerne is merkbaar kleiner as dié van die eerste spesie. Die derde subklas (Sc) van spiraalsterreswerms sluit voorwerpe met hoogs ontwikkelde takke in, maar hul middelpunt is relatief klein.
Is wedergeboorte moontlik?
Wetenskaplikes het gevind dat die spiraalstruktuur die gevolg is van die onstabiele beweging van sterre, wat voortspruit uit sterk samedrukking. Daarbenewens moet daarop gelet word dat warm reuse as 'n reël in die arms gekonsentreer is en die hoofmassas van diffuse materie - interstellêre stof en interstellêre gas - daar ophoop. Hierdie verskynsel kan ook vanuit 'n ander hoek beskou word. Daar is geen twyfel dat 'n baie saamgeperste sterreswerm in die loop van sy evolusiekan nie meer sy mate van kompressie verloor nie. Daarom is die teenoorgestelde oorgang ook onmoontlik. As gevolg hiervan kom ons tot die gevolgtrekking dat elliptiese sterrestelsels nie in 'n spiraalvormige een kan verander nie, en omgekeerd, want dit is hoe die kosmos (die Heelal) gerangskik is. Met ander woorde, hierdie twee tipes sterreswerms is nie twee verskillende stadiums van 'n enkele evolusionêre ontwikkeling nie, maar heeltemal verskillende stelsels. Elke so 'n tipe is 'n voorbeeld van teenoorgestelde evolusionêre paaie as gevolg van 'n ander kompressieverhouding. En hierdie eienskap hang op sy beurt af van die verskil in die rotasie van sterrestelsels. Byvoorbeeld, as 'n sterstelsel genoeg rotasie tydens sy vorming ontvang, kan dit saamtrek en spiraalarms ontwikkel. As die mate van rotasie onvoldoende is, sal die sterrestelsel minder saamgepers wees, en sy takke sal nie vorm nie - dit sal 'n klassieke elliptiese vorm wees.
Wat anders is die verskille
Daar is ander verskille tussen elliptiese en spiraalsterrestelsels. Dus, die eerste tipe sterrestelsel, wat 'n lae vlak van kompressie het, word gekenmerk deur 'n klein hoeveelheid (of volledige afwesigheid) van diffuse materie. Terselfdertyd bevat spiraalklusters met 'n hoë vlak van kompressie beide gas- en stofdeeltjies. Wetenskaplikes verduidelik hierdie verskil op die volgende manier. Stofdeeltjies en gasdeeltjies bots periodiek tydens hul beweging. Hierdie proses is onelasties. Na die botsing verloor die deeltjies van hul energie, en as gevolg daarvan vestig hulle geleidelik in dieplekke in die sterrestelsel waar daar die minste potensiële energie is.
Hoogs saamgeperste stelsels
As die proses wat hierbo beskryf word in 'n hoogs saamgeperste sterstelsel plaasvind, behoort diffuse materie op die hoofvlak van die sterrestelsel te vestig, want dit is hier waar die vlak van potensiële energie die laagste is. Dit is waar gas- en stofdeeltjies versamel word. Verder begin diffuse materie sy beweging in die hoofvlak van die sterreswerm. Deeltjies beweeg byna parallel in sirkelvormige bane. Gevolglik is botsings hier redelik skaars. As hulle wel voorkom, is die energieverliese weglaatbaar. Dit volg hieruit dat materie nie verder na die middel van die sterrestelsel beweeg nie, waar die potensiële energie 'n selfs laer vlak het.
Swak saamgeperste stelsels
Beskou nou hoe 'n ellipsoïde sterrestelsel optree. 'n Sterstelsel van hierdie tipe word gekenmerk deur 'n heeltemal ander ontwikkeling van hierdie proses. Hier is die hoofvlak glad nie 'n uitgesproke streek met 'n lae vlak van potensiële energie nie. 'n Sterk afname in hierdie parameter vind slegs in die sentrale rigting van die sterreswerm plaas. En dit beteken dat interstellêre stof en gas na die middel van die sterrestelsel aangetrek sal word. As gevolg hiervan sal die digtheid van diffuse materie hier baie hoog wees, baie hoër as met plat verstrooiing in 'n spiraalstelsel. Die stof- en gasdeeltjies wat in die middel van die opeenhoping versamel word onder die werking van die aantrekkingskrag, sal begin krimp en daardeur 'n klein sone van digte materie vorm. Wetenskaplikes stel voor dat van hierdie saak in die toekomsnuwe sterre begin vorm. Iets anders is hier belangrik - 'n klein wolk van gas en stof, geleë in die kern van 'n swak saamgeperste sterrestelsel, laat hom nie tydens waarneming bespeur nie.
Tussenfase
Ons het twee hooftipes sterreswerms oorweeg – met 'n swak en met 'n sterk vlak van kompressie. Daar is egter ook tussenstadia wanneer die kompressie van die stelsel tussen hierdie parameters is. In sulke sterrestelsels is hierdie eienskap nie sterk genoeg vir diffuse materie om langs die hele hoofvlak van die swerm te versamel nie. En terselfdertyd is dit nie swak genoeg vir deeltjies gas en stof om in die gebied van die kern te konsentreer nie. In sulke sterrestelsels versamel diffuse materie in 'n klein vlak wat om die kern van die sterreswerm versamel.
Versperde sterrestelsels
Nog 'n subtipe van spiraalsterrestelsels is bekend - dit is 'n sterreswerm met 'n staaf. Die kenmerk daarvan is soos volg. As in 'n konvensionele spiraalstelsel die arms direk uit die skyfvormige kern kom, dan is die middel in hierdie tipe in die middel van die reguit brug geleë. En die takke van so 'n groep begin by die punte van hierdie segment. Hulle word ook sterrestelsels van gekruisde spirale genoem. Terloops, die fisiese aard van hierdie trui is nog onbekend.
Daarbenewens het wetenskaplikes nog 'n soort sterreswerms ontdek. Hulle word gekenmerk deur 'n kern, soos spiraalsterrestelsels, maar hulle het nie arms nie. Die teenwoordigheid van 'n kern dui op sterk kompressie, maaralle ander parameters lyk soos ellipsoïdale stelsels. Sulke trosse word lensvormig genoem. Wetenskaplikes stel voor dat hierdie newels gevorm word as gevolg van die verlies van diffuse materie deur 'n spiraalstelsel.
