Galaxis
A Wikipédiából, a szabad lexikonból.
A galaxisok csillagok, csillagközi gázok, porok és a láthatatlan sötét anyag nagy kiterjedésű, gravitációsan kötött rendszerei. Egy tipikus galaxis tízmillió és egybillió (107 - 1012) közötti számú csillaggal rendelkezik, és mind azonos középpont körül kering. A magányos csillagokon kívül egy galaxisban rengeteg több csillagot tartalmazó rendszer, csillaghalmaz és köd található. A legtöbb galaxis átmérője több ezertől több százezer fényévig terjed és közöttük több millió fényév távolság a jellemző, bár ütközhetnek is egymással.
A galaxisok közötti űr nagyon jó vákuumnak tekinthető kevesebb, mint köbméterenkénti egy atommal. Feltehetően több mint százmilliárd (1011) galaxis van a belátható Világegyetemben.
Bizonyítást nyert, hogy rendkívül nagy tömegű fekete lyukak léteznek egyes galaxisok központjában.
A galaxis szó a Tejútrendszer görög nevéből származik (a görög gala szó jelentése tej), a monda szerint ugyanis a tejút Héra istennő kiömlött teje.
Tartalomjegyzék |
[szerkesztés] A galaxisok Hubble-féle osztályozása
Edwin Hubble 1926-ban vezette be a róla elnevezett klasszifikációs rendszert, ami alapján a galaxisokat 2 fő osztályba soroljuk:
- Szabályos galaxisok: forgásszimmetrikusak és sűrű központi részük, magjuk van, két típusuk a spirális galaxisok illetve az elliptikus galaxisok.
-
- Spirális galaxisok (S): ahogy azt nevük is mutatja, spirális szerkezetűek. A központi, megközelítőleg gömb alakú magot lapos korong veszi körül, amelyben – hasonlóan a Tejútrendszerhez – spirálkarok helyezkednek el. Mint a csillagok, a spirálok is forognak a központ körül, de álladó szögsebességgel. A spirális galaxisokban a mag II. populációs,a karok pedig I. populációs csillagokból állnak. A csillagközi anyag az össztömegnek csupán néhány százalékát teszi ki, és a galaxis fősíkja mentén erősen koncentrált. A spirálgalaxisok egyharmad része közönséges spirálgalaxis, kétharmaduk pedig ún. küllős spirálgalaxis (jelölésük: SB). Mindkét típus esetében három alosztályt (a, b, c) különböztetnek meg, a galaxismag viszonylagos fejlettsége alapján (a: fejlett mag, c: viszonylag halvány mag). A küllős spirálgalaxisok három alosztályát (SBa, SBb, SBc) G. Vaucouleurs csillagász javasolta, ennek ellenére a Hubble féle osztályozásban a d altípust is alkalmazzák. Ez a rendszerezés azonban nem utal feltétlenül a galaxisok fejlődési stádiumára, amire nagy hatással vannak a galaxisütközések. Spirális galaxis a Vadászebek csillagképben található M51 és a Nagy Medve csillagképben található M101 jelű Messier-objektumok. Mindkét objektum esetében merőlegesen látunk rá a spirálkarokra.
-
- Elliptikus galaxisok (E): kozmikus környezetünkben ezek a leggyakoribbak. Átlagosan 4-3500 milliárd naptömegnyi anyagot tartalmaznak. Az elliptikus galaxisokat lapultság szerint csoportosítjuk az E0-E7 osztályokba. A lapultságot úgy számítjuk ki, hogy k=10(a-b)/a (egész számra kerekítve), ahol a illetve a b az ellipszoid nagy- illetve kistengelye. Az elliptikus galaxisok előtt jelölt még egy átmeneti típus (S0) is, amely csak magból és spirális szerkezet nélküli korongból áll.
-
- Lentikuláris galaxisok: szerkezetüket tekintve átmenetet képeznek a spirálgalaxisok és az elliptikus galaxisok között. Korongjukban nincsenek spirálkarok, magjuk szokatlanul nagy méretű. Általában kevesebb csillagközi anyagot tartalmaznak, mint a spirálgalaxisok, csillagtartalmuk az elliptikus galaxisokhoz áll közelebb, napjainkban már nem zajlik bennük csillagkeletkezés.
-
- Törpegalaxisok (DE): többnyire elliptikusak, tömegük épphogy eléri az egymillió naptömeget.
A mi galaxisunk, a Tejútrendszer (sokszor csak Galaktika) egy hatalmas spirális galaxis, amelynek az átmérője 30 kiloparszek (100 000 fényév) és körülbelül 300 milliárd csillagot tartalmaz, a tömege egytrilliószor annyi, mint a Nap tömege.
- Szabálytalan vagy irreguláris galaxisok (IR): olyan galaxisok, amelyeknél központi mag és szimmetriatengely sem figyelhető meg. Semmilyen lényeges jellegzetességet nem mutatnak, és a legkülönfélébb alakúak lehetnek. Tömegük 0,7-100 milliárd naptömeg közötti, előfordulásuk ritka (3%). Az ilyen galaxisokat alkotó csillagok általában I. populációsak, vagyis sok csillagközi (intersztelláris) anyagot tartalmaznak. Jellegzetes képviselőik a szabad szemmel is látható, de hazánkból nem megfigyelhető Magellán-felhők. A szabálytalan extragalaxisokban igen nagy mennyiségű intersztelláris anyag található; a Nagy Magellán-felhő tömegének például több, mint felét gáz- és porfelhők teszik ki.
[szerkesztés] A galaxisok egyéb osztályozási rendszerei
- Vaucouleurs-féle kétdimenziós osztályozás
- Van der Bergh-féle klasszifikációs rendszer. Ez lényegében egy, a luminozitási osztályokkal bővített Hubble-séma. Ez a séma tartalmazza az elliptikus galaxisok alosztályait is:
- dE galaxis (dwarf compact galaxy): Tömegük 107 - 109 naptömeg közötti, átmérőjük tipikusan 10 ezer fényév.
- dSph (dwarf elliptical galaxy): extrém alacsony luminozitású és fényességű elliptikus törpegalaxis. Átmérője tipikusan 1000 fényév körüli.
- ge galaxis (giant elliptical galaxy - óriás elliptikus galaxis)
- ce (compact elliptical galaxy - kompakt elliptikus galaxis)
- D galaxis: töbségük elliptikus rádiógalaxis
- cD galaxis: nagy felszíni fényességű elliptikus galaxisok. Középpontjuk csillaghalmazokban gazdag, legtöbbször rádióforrás. Tömegük 1013 - 1014 naptömeg közötti, átmérőjük 1-3 millió fényév. Klasszikus példájuk az NGC 6616.
- Morgan-féle osztályozás. Morgan olyan osztályozást javasolt, amely a morfológiai tulajdonságok mellett a galaxisok színképét is figyelembe veszi. Ennek megfelelően a Hubble-féle rendszerben használatos jelöléseket kiegészítette; a galaxisok fő szimmetriasíkjának a látóvonallal bezárt szögét 1-7-ig terjedő számokkal jelzi, ahol 1 a látóvonalra merőleges szimmetriasíkot jelenti.
- Ep: ellliptikus galaxisok abszorpciós foltokkal
- D: spirális vagy elliptikus, szerkezet nélküli forgásszimmetrikus galaxis
- L: feltűnően kis fényességű galaxis
- N: kicsi, de igen fényes maggal rendelkező galaxis
[szerkesztés] Aktív galaxisok
A szokatlanul erős sugárzással rendelkező galaxisokat nevezzük aktív galaxisoknak. Középpontjuk sugárzása változó; elsősorban nem csillagoktól ered. A középponti korongjukra való rálátás alapján rendszerezzük őket:
[szerkesztés] Blazárok
A blazárok nevüket a BL Lacertae (másnéven Lacertid) elsőként felfedezett ilyen objektumról kapták. Színképükben – ellentétben a kvazárokéval – nem figyelhetőek meg emissziós vonalak, és a kvazárokkal szemben százszor halványabbak a Seyfert-galaxisoknál.
[szerkesztés] Kvazárok
Rendkívül kis méretű optikailag is nagy luminozitású, erős rádióforrások. A kvazárokat 1963-ban fedezte fel Sandage. Nevük a csillagszerű rádióforrás angol rövidítéséből ered. Ennek ellenére csak kevés kvazár bocsát ki rádiósugárzást, ugyanakkor viszont erős röntgen- és infravörös-források. Az optikai tartományban általában csillagszerű pontként figyelhetők meg (innen ered az elnevezés).
[szerkesztés] Seyfert-galaxisok
Az első ilyen objektumokat C. K. Seyfert fedezte fel 1943-ban a Mount Wilson Obszervatóriumban. Legfőbb jellemzőjük, hogy egészen kis méretű, de rendkívül fényes maggal rendelkeznek. Energiatermelésük 1044 - 1046 erg/s közötti. Míg a normális csillagrendszerek színképében legfeljebb néhány emissziós vonal található, és azok is aránylag keskenyek, addig a Seyfert-galaxisok színképe rendkívül sok emissziós vonalat tartalmaz, amiről kimutatható hogy igen magas hőmérsékleten és erősen turbulens közegben jöttek létre. Szokatlan színképükön kívül még egész sor különös jellemzőjük van. Egyes Seyfert-galaxisok fényessége néhány hónap alatt jelentősen változik, ami arra utal, hogy sugárzásuk egy néhány fényhónap átmérőjű részükből ered. A kisugárzott energia főként az infravörös tartományba esik. Sok ilyen objektum százszor erősebben sugároz a színkép vörösön túli részében, mint a látható tartományban. A Seyfert-galaxisok valójában átmenetet képeznek a normál galaxisok és a kvazárok között. A Seyfert-galaxisok magját spirálkarok veszik körül, ezért szerkezetük a normál galaxisokéhoz hasonló. Színképük és sugárzásuk miatt viszont a kvazárokhoz hasonlítanak. A megfigyelhető világegyetem galaxisainak 1 %-a ebbe a típusba tartozik.
[szerkesztés] Rádiógalaxisok
Olyan galaxisok, amelyek rádiófluxusa nagyságrendekkel erősebb annál, mint ami az optikai fényességük alapján várható, figyelembevéve az ún. rádióindexet. A rádiógalaxisok döntő része fényes elliptikus galaxis, - 12m < Mpg < - 20m közé eső abszolút magnitúdóval. A rádiógalaxisoknál több altípust különböztetünk meg. A rádiógalaxisok intenzitásviszonyát a rádióindex segítségével jellemzehetjük:
R = mr - mpg
ahol mpg a látszólagos fotografikus magnitúdó, mr - re pedig a következők érvényesek:
mr = - 53,m45 - 2,5 log S158
S158 a rádiósugárzás intenzitása 158 Mhz-n W*m-2*Hz-1 egységben. Érdekes, hogy az Sb, Sc, Irr galaxisok többségére a rádióindex 0 < R < 5, az elliptikus galaxisokról rádiósugárzást eddig még nem sikerült észlelni. A rádiófluxus jelentős része a rendszerek halójából érkezik hozzánk. Az Androméda-köd esetében a sugárzás 90-95 %-a a halóból származik. A következő táblázat néhány galaxis rádiósugárzási adatait mutatja. Mpg = látszólagos fotografikus fényesség; r = távolság Mpc-ben; F = a mért fluxussűrűség 10-26 W/(m2Hz) egységben.
| Galaxis | Csillagkép | Típusa | Fényesség Mpg | Távolság | Fluxussűrűség |
|---|---|---|---|---|---|
| Nagy Magellán-felhő (LMC) |
|
|
|
|
|
| Kis Magellán-felhő (SMC, NGC 292) |
|
|
|
|
|
| Androméda-köd (M31, NGC 224) |
|
|
|
|
|
| Centaurus A (NGC 5128) |
|
|
|
|
|
| Virgo A (NGC 4486) |
|
|
|
|
|
| Fornax A (NGC 1316) |
|
|
|
|
|
| Cygnus A |
|
|
|
|
|
| 3 C 295 |
|
|
|
|
|
| Hercules A |
|
|
|
|
|
| Hydra A |
|
|
|
|
|
| M 82 (NGC 3034) |
|
|
|
|
|
| M 101 (NGC 5457) |
|
|
|
|
|
| M 33 (NGC 598) |
|
|
|
|
|
| M 110 (NGC 205) |
|
|
|||
| M 32 (NGC 221) |
|
|
|||
| Wolf-Lundmark-Melotte galaxis (WLM, DOO 221) |
|
|
|||
| IC 10 |
|
|
|||
| Canis Maior törpegalaxis |
|
|
A rádiógalaxisokból gyakran olyan gáznyúlványok (jetek) indulnak ki két, egymással ellentétes irányba, amelyek különálló csomókra bonthatók fel. Néha gyors változások is vannak, egészen a rádióobjektum mélyéig benyúlva.
A csillagászok feltételezik, hogy az aktív galaxisok különböző osztályai csak látszólagosak, elsősorban az aktív magjukra való rálátás szerint csoportosíthatóak az egyik vagy másik osztályba. Ha a látóirányunk merőleges az akkréciós korong síkjára, vagyis egybeesik az anyagkilövellések irányával, akkor blazárt figyelünk meg. A korongra ferde szögben tekintve blazárról beszélünk. Ha viszont éppen a perem felől látunk rá a galaxisra, akkor rádiógalaxisnak nevezzük.
Az aktív galaxismagok létezésére utaló tény, hogy ezekben a fekete lyuk folyamatosan további anyagot nyel el. Ha megszűnik ez az "utánpótlás", akkor a továbbiakban már csak a fekete lyuk van jelen, ezért a galaxis megszűnik aktív lenni.
[szerkesztés] A galaxisok színképe
A galaxisok spektruma az őket alkotó fényesebb csillagok színképének a keveréke. A kontínuumon egyaránt megfigyelhetőek abszorpciós és emissziós vonlak. A spirális galaxisokban a HII tartományok és ionizált hidrogénfelhők vonalai mutatkoznak. A magjukban igen széles emissziós vonalak találhatóak, ami a csillagközi gáz nagy sebességére (~1000 km/s) utal. A spirálkarokban az I-es populáció fiatal kék forró csillagai figyelhetőek meg. A fénylő csillagközi gázfelhőkkel együtt ezek teszik megfigyelhetővé a spirális szerkezetet. A színkép összességében az A - F-ig terjedő színképosztályokak felel meg. Az elliptikus galaxisok és a spirális galaxisok magja II-es populációba tartozó csillagokból áll. Főként fényes vörös óriások figyelhetők meg, amelyek együttesen a K, L, M színképosztályt képviselik. A csillagösszetételnek megfelelően az elliptikus galaxisok inkább vörösek, a spirálisok pedig kékesek. A spirális rendszerekben a csillagközi gáz és por néhány száz parszek vastagságú korong formájában a fősíkba tömörül.
A világegyetem tágulása a galaxisok egymástól való távolodásában mutatkozik meg, a galaxisok színképvonalai vöröseltolódást mutatnak. Az eltolódás mértéke annál nagyobb, minél kisebb a galaxisok látszólagos átmérője, illetve a látszólagos fényessége, vagyis minél nagyobb a távolságuk. Ezt az összefüggést írja le a Hubble-törvény
[szerkesztés] A galaxisok forgása
A Tejútrendszerhez hasonlóan más galaxisok is forognak, amit a Doppler-effektus segítségével vizsgálhatunk. Ha egy galaxist éléről látunk, akkor az egyik fele viszonylagosan felénk mozog, a másik fele pedig távolodik tőlünk. Ebben az esetben a forgási sebességek közvetlenül, sőt a centrumtól mért távolság függvényében mérhetők. Az esetek döntő részében azonban nem pontosan oldalról látjuk a galaxisokat. Ilyenkor - hasonlóan a kettőscsillagok egymás körüli keringéséhez - látszólag kisebb sebességeket mérhetünk. Megfigyeléseinknél komoly előny, hogy a galaxisok esetében a rálátás szöge megbecsülhető, és ebből a tényleges sebességek meghatározhatóak. Mindezek ellenére a rotációs sebességek kimérése egyelőre csak néhány, hozzánk közeli galaxis esetén sikerült.
[szerkesztés] A legismertebb galaxisok
- Androméda-galaxis ( M31; NGC 224 )
- Antenna-galaxis: az NGC 4038 és az NGC 4039 kölcsönható galaxisok. Szoros kettős rendszer, egy-egy ellentétes irányba mutató spirálkarral. Színképében erős emissziós (kibocsátási) vonalak találhatóak. Távolsága 45 Mpc.
- Barnard-galaxis ( NGC 6822 )
- Cartwheel-galaxis ( A0035 jelölésű ) pekuliáris galaxis
- Fekete-Szem galaxis ( M64; NGC 4826 ) a Sagittarius (Nyilas) csillagképben
- Gyűrű-galaxis
- Seashell-galaxis: kisméretű galaxis, garvitációs kölcsönhatásban az NGC 5292 nagytömegű galaxissal
- Sombrero-galaxis ( M104; NGC 4594 )spirálgalaxis a Virgo (Szűz) csillagképben
- Sunflower-galaxis (M63; NGC 5055 ) spirálgalaxis a Canes Venatici (Vadászebek) csillagképben
[szerkesztés] A galaxisok kutatása
[szerkesztés] galaxiskatalógusok
- Messier Katalógus (M): 1784-ben Charles Messier tette közzé.
- NGC (New General Catalogue - Új Általános Katalógus): 1888-ban publikálták.
- IC (Index Catalogue - Index Katalógus): 1897-ben tették közzé.
- Shapley-Ames Katalógus: 1249 fényes galaxist tartalmaz 13 magnitúdó fényességig, amelyeket a Harvard College Obszervatory kategorizált 1930 és 1932 között.
- MCG (Morphological Catalogue of Galaxies - morfológiai galaxiskatalógus): a Palomar Obszervatórium égboltfelmérési programjában ( Palomar Observatory Sky Survey - POSS ) résztvevő B. A. Vorontsov-Velyanminov munkájának (1962 - 1974) köszönhetően kb. 34 ezer galaxist tartalmaz a katalógus.
- Arp Catalog ( Atlas of Peculiar Galaxies ): Halton Arp állította össze 1966-ban
[szerkesztés] Műholdak
- GALEX ( Galaxy Evolution Explorer ) galaxisfejlődést kutató, ultraibolya tartományra érzékeny műhold ( NASA )
[szerkesztés] A galaxisok térbeli eloszlása
Az extragalaxisok nem töltik ki egyenletesen a teret, hanem kisebb-nagyobb csoportosulásokat alkotnak. A mi galaxisunk is egy ilyen csoportosulás tagja, amelyhez két nagy spirális galaxis (Tejútrendszer, Androméda-köd) és még legalább 20 kisebb törpegalaxis tartozik. A kisebb galaxisok közé tartoznak a Magellán-felhők is, amelyek a szabálytalan típusba sorolhatóak. Ennek a csoportosulásnak az átmérője mintegy 10 millió fényév körüli, és Lokális Galaxiscsoportnak nevezzük. A Lokális Rendszernak nem minden tagját látjuk. Vannak olyan galaxisok, amelyeket a Tejútrendszer gáz- és porfelhői eltakarnak előlünk. A 70-es évek elején Maffei olasz csillagász az infravörös és rádiósugárzásuk alapján több ilyen galaxist is kimutatott, ezeket ma Maffei-galaxisoknak nevezzük.
[szerkesztés] Nagyobb struktúrák
A galaxisok között levő űr nagyjából "üres", kivéve a csillagközi porból alkotott felhőket.
Csak nagyon kevés galaxis létezik külön-külön, egymagában. A legtöbbjüket a gravitáció tartja össze. A körülbelül 50 galaxisból álló struktúrát galaxiscsoportnak nevezzük; a nagyobb, több ezer galaxist (több megaparszek távolságban szétszórva) tartalmazó struktúrát galaxis-rajnak hívjuk. A szuper-rajok több tízezer galaxist tartalmaznak.
A legismertebb galaxiscsoportok:
- Stephan kvintett: a tagok radiális diszperziója 5600-6700 km/s körüli. A rendszer átmérője 80 kpc, távolsága tőlünk 60 Mpc.
- Seyfert sextett ( NGC 6027 ): kölcsönható galaxisok csoportja a Serpens (Kígyó) csillagképben. A csoportot alkotó hat galaxis közül 3 spirális, 3 pedig elliptikus típusú.
- Maffei-galaxisok
- Wilson kettősrendszer a Pisces (Halak) csillagképben. A galaxisok egy-egy jól fejlett spirálkarja ellentétes irányba mutat. Radiális sebességük 7020 km/s ill. 6780 km/s. A rendszer teljes hossza 500 ezer fényév (!), távolsága 70 Mpc.
- IC 3481 (Anonymus), IC 3483 kölcsönható hármas rendszer. Rejtélyes módon az IC 3483 radiális sebessége csak 108 km/s, míg a másik két galaxisé 7300 km/s.
[szerkesztés] Történelem
1610-ben Galileo Galilei távcsővel tanulmányozta azt a fényes csíkot az égen, amit Tejútként ismertek és felfedezte, hogy rengeteg halvány csillagból áll. 1755-ben egy tanulmányában Immanuel Kant helyesen feltételezte, hogy a galaxis egy forgó test lehet, amelyet rengeteg csillag alkot, és ezeket a csillagokat valamiféle vonzóerő tart össze (a naprendszerhez hasonló, csak ennél sokkal erősebb). Az ezáltal létrejött csillagokból álló lemez egy csíkként látszik, ha mi is benne vagyunk.
A 18. század végén Charles Messier kiadott egy katalógust a 109 legfényesebb csillagködről, amelyet később követett egy 5000 csillagködből álló katalógus (William Herschel összeállításában). 1845-ben William Parsons egy olyan távcsövet épített, amely különbséget tudott tenni az elliptikus és spirális csillagködök között. Egy jó ideig a csillagködöket nem ismerték el galaxisként, amíg Edwin Hubble az 1920-as évek elején az új távcsövével be nem bizonyította. 1936-ban egy olyan osztályozási rendszert állított fel a galaxisokra, amelyet ma is használnak.
Az első próbálkozás, amely arra irányult, hogy leírja a Tejút formáját és a Nap helyzetét a galaxisunkban, William Herschel által volt. 1785-ben figyelmesen megszámolta a csillagokat az égbolt különböző részein. Jacobus Kapteyn finomított módszert használva 1920-ban egy elliptikus galaxis képét rajzolta meg, amelynek az átmérője körülbelül 15 kiloparszek volt. Csak 1930-ban sikerült Robert Julius Trumplernek megrajzolnia azt a képet róla amit ma is ismerünk.
1944-ben Hendrik van de Hulst előrejelezte azt a 21 cm hullámhosszú mikrohullámú sugárzást, amely a csillagközi hidrogénből származott; 1951-ben lehetett észlelni. Ez a sugárzás elősegítette a részletesebb tanulmányozását a galaxisunknak.
Az 1990-as évek elején a Hubble-űrtávcső még jobb megfigyeléseket tett lehetővé. Többek között az is bebizonyosodott, hogy a hiányzó fekete anyag a galaxisunkban nem állhat csak halvány és apró csillagokból. Az is tudott már, hogy a látható világegyetemben több százmilliárd galaxis van.
2004-ben az Abell 1835 IR1916 galaxis lett a Földről legtávolabbi és látható galaxis.
[szerkesztés] Lásd még
- extragalaktikus csillagászat
- galaxishalmaz
- Lokális Galaxiscsoport (LGCs)
- Messier-katalógus
- mélyég-objektumok
- kvazár


Based on work by