Wikipedia

Galaktyka: Różnice pomiędzy wersjami

Przeglądaj historię interaktywnie
[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
← poprzednia edycjanastępna edycja →
Usunięta treść Dodana treść
WizualnieWikikod
Wycofano ostatnią zmianę treści (wprowadzoną przez 5.174.223.84) i przywrócono wersję 51745316 autorstwa Gdarin
Linia 12:
 
== Masa i jasność galaktyki ==
Bezpośrednie wyznaczenie [[masa (fizyka)|masy]] galaktyki jest możliwe w układach podwójnych galaktyk oraz z obserwacji ruchu [[gwiazda|gwiazd]] lub [[gromada kulista|gromad kulistych]], obiegających w dużych odległościach centrum galaktyki, o ile znana jest odległość do niej. Uproszczona analiza polega na założeniu, że cała masa galaktyki skoncentrowana jest w jej centrum. Wtedy [[przyspieszenie grawitacyjne]] w punkcie odległym od niego o ''R'' wynosi <math>g=v^2/R=G\;M_\mathrm{gal}/R^2,</math>, gdzie ''v'' jest prędkością, z jaką obiekty na odległości ''R'' obiegają środek galaktyki, a ''G'' jest newtonowską [[stała grawitacji|stałą grawitacji]]. Po przekształceniach otrzymujemy, iż masa galaktyki wynosi w przybliżeniu <math>M_\mathrm{gal}\simeq Rv^2/G.</math>.
 
Masy największych galaktyk eliptycznych wynoszą około 10<sup>14</sup> [[masa Słońca|mas Słońca]]<ref name=science250_4980_539>{{cytuj pismo |autor = J.M. Uson |autor2 = S.P. Boughn |autor3 = J.R. Kuhn |tytuł=The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant |czasopismo=[[Science]] |data=1990 |wolumin=250 |wydanie=4980 |strony=539–540 |bibcode=1990Sci...250..539U |doi=10.1126/science.250.4980.539 |issn = 0036-8075 |język = en}}</ref>, najmniejszych natomiast nie przekraczają 10<sup>6</sup> <math>M_\odot.</math>. Masy galaktyk spiralnych zawierają się w przedziale od 10<sup>8</sup> do 10<sup>12</sup> mas słonecznych. W przypadku galaktyk nieregularnych ich masy wynoszą od 10<sup>8</sup> do 10<sup>10</sup> <math>M_\odot.</math>.▼
Masy największych galaktyk eliptycznych wynoszą około 10<sup>14</sup> [[masa Słońca|mas Słońca]]<ref name=science250_4980_539>
{{cytuj pismo | autor = J.M. Uson | autor2 = S.P. Boughn | autor3 = J.R. Kuhn
|data=1990 |tytuł=The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant |czasopismo=[[Science]]
|wolumin=250 |wydanie=4980 |strony=539–540
|bibcode=1990Sci...250..539U |doi=10.1126/science.250.4980.539
| issn = 0036-8075 | język = en
▲}}</ref>, najmniejszych natomiast nie przekraczają 10<sup>6</sup> <math>M_\odot</math>. Masy galaktyk spiralnych zawierają się w przedziale od 10<sup>8</sup> do 10<sup>12</sup> mas słonecznych. W przypadku galaktyk nieregularnych ich masy wynoszą od 10<sup>8</sup> do 10<sup>10</sup> <math>M_\odot</math>.
 
Inną ważną cechą galaktyk jest ich [[Wielkość gwiazdowa|jasność]]. Największe galaktyki eliptyczne świecą jak 10<sup>11</sup> Słońc, podczas gdy jasność galaktyk karłowatych wynosi około 10<sup>5</sup> <math>L_\odot.</math>.
 
== Przestrzeń międzygalaktyczna ==
Linia 36 ⟶ 30:
* [[galaktyka soczewkowata|soczewkowata]] – typ S0
* [[galaktyka eliptyczna|eliptyczna]] – typ E (od: elliptical)
* galaktyki wrzecionowate (istniały we wczesnym stadium ewolucji wszechświata)<ref>Tsatsi, Athanasia, et al. "CALIFA„CALIFA reveals prolate rotation in massive early-type galaxies: A polar galaxy merger origin?”."</ref>
* [[galaktyka nieregularna|nieregularna]] – typ Irr (od: Irregular)
 
Linia 50 ⟶ 44:
 
== Zderzenie się galaktyk ==
[[Plik:Interacting Galaxies 3.png|200px|thumb|200px|Symulacja komputerowa zderzeń galaktyk]]
{{Osobny artykuł|Zderzenie galaktyk}}
Zderzenie galaktyk to zjawisko astronomiczne, które zachodzi, gdy dwie lub więcej galaktyk nachodzi na siebie, zaburzając nawzajem swoje pola grawitacyjne. Proces taki trwa zwykle setki milionów lat i często prowadzi do połączenia się galaktyk w jedną. Zderzenie takie nie stanowi jednak totalnej katastrofy. Podczas kolizji galaktyk rzadko dochodzi do zderzeń gwiazd, ze względu na ogromne odległości, które je dzielą. Ponadto gdy galaktyki zachodzą na siebie, w wyniku łączenia się zawartych w nich obłoków gazu i pyłu powstają nowe gwiazdy.
Linia 65 ⟶ 59:
|-
|[[Plik:M63 3.6 8.0 24 microns spitzer.png|thumb|Galaktyka [[Galaktyka Słonecznik|M63]]]]
|-
|}
 
W 1610 [[Galileusz]] użył [[teleskop]]u do obserwacji Drogi Mlecznej i odkrył, że składa się ona z ogromnej liczby słabych gwiazd. [[Immanuel Kant]] w traktacie z 1755 roku, opierając się na wcześniejszej pracy [[astronom]]a [[Thomas Wright (astronom)|Thomasa Wrighta]], właściwie przypuszczał, że galaktyka może być obracającym się [[ciało (fizyka)|ciałem]] zbudowanym z ogromnej ilości gwiazd związanych grawitacyjne. Powstały dysk gwiazd mógłby być widoczny na niebie jako pasmo gwiazd. Kant przypuszczał również, że obserwowalne [[mgławica|mgławice]] mogą być oddzielnymi galaktykami.
 
Pod koniec XVIII wieku [[Charles Messier]] zgromadził katalog zawierający 109 najjaśniejszych mgławic, później [[William Herschel]] wydał katalog gromadzący 5000 mgławic. W roku 1845 William Parsons dzięki konstrukcji nowego teleskopu był zdolny rozróżnić mgławice eliptyczne od spiralnych.
Aż do lat 20. XX wieku, do prac [[Edwin Hubble|Edwina Hubble’a]], mgławice te nie były powszechnie uważane za odległe galaktyki. Hubble zidentyfikował pojedyncze gwiazdy zmienne ([[cefeida|cefeidy]]), co pozwoliło mu na pomiar odległości do najbliższych galaktyk. W roku 1936 Hubble zaproponował [[Klasyfikacja galaktyk Hubble’a|klasyfikację galaktyk]] używaną do tej pory.
 
Linia 83 ⟶ 76:
 
== Zobacz też ==
* [[gromada galaktyk|gromady galaktyk]]▼
* [[grupa galaktyk|grupy galaktyk]]
* [[halo galaktyczne]]
* [[grupalista galaktyk|grupynajbardziej odległych galaktyk]]
▲* [[gromada galaktyk|gromady galaktyk]]
* [[supergromada|supergromady galaktyk]]
* [[lista najbardziej odległych galaktyk]]
 
== Przypisy ==
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka”