Kiekkogalaksit ovat tähtijärjestelmä ( galaksi ), jossa havaitaan tähti- tai kaasu-tähtikiekko , jota litistää tähtien pyöreä tilavuus . Nämä galaksit voivat sisältää tai olla sisältämättä keskiellipsoidisen alueen, pullistuman . Tämä on yleisin galaksityyppi: yli 2/3 havaituista tähtijärjestelmistä voidaan lukea niiden ansioksi, lukuun ottamatta hyvin pieniä kääpiögalakseja , joita on aina enemmän. Useimmissa tapauksissa galaktinen levy sisältää suurimman osan galaksin näkyvästä aineesta. Yleensä kiekkogalaksit sisältävät myös massiivisen tumman halon .
Galaksien kiekoilla ei ole teräviä rajoja, niiden kirkkaus on vähitellen hiipumassa. Levyjen ominaismitat mitataan kymmenissä tuhansissa (harvemmin sadoissa tuhansissa) valovuosissa , tähtien levyjen tyypilliset paksuudet ovat 1-3 tuhatta valovuotta. vuotta. Galaktisten kiekkojen tähtien kokonaismassa mitataan pääsääntöisesti kymmenissä miljardeissa auringon massoissa , ja kaasupitoisuus on prosentin murto-osista 50 prosenttiin levyn massasta. Noin 1 massaprosentti kaasusta on tähtienvälistä pölyä, minkä vuoksi levyt ovat valolle läpikuultavia. Levyn tasossa, aivan galaksien keskellä, on kompakteja massiivisia esineitä, jotka eivät lähetä valoa, joita kutsutaan supermassiivisiksi mustiksi aukoksi. Itse levyllä voi olla monimutkainen rakenne. Lähelle levyn tasoa keskittyvät kylmän kaasun pilvet ja pilvistä syntyneet nuoret tähdet. Spiraalivarsia havaitaan usein kiekkogalakseissa. Siksi suurin osa kiekkogalakseista on luokiteltu spiraaligalakseiksi.
Erityisen kiinnostavia ovat kiekkogalaksit, jotka eivät käytännössä sisällä kaasua ja joilla ei ole selkeästi määriteltyä spiraalirakennetta. Nämä ovat niin sanottuja linssimäisiä galakseja. Tähtien koostumuksen suhteen ne eivät yleensä eroa spiraaligalakseista, paitsi että niissä ei ole nuoria tähtiä. Oletetaan, että pian levyn muodostumisen jälkeen jäljellä oleva kaasu poistui galaksista syystä tai toisesta, minkä vuoksi tähtien muodostumistaajuus niissä vähenee. Useimmiten linssimäisiä galakseja havaitaan galaksiryhmissä ja hyvin harvoin yksittäisten esineiden joukossa. Näiden galaksien havaittujen piirteiden alkuperästä ei ole yhtä näkemystä.
Esimerkki kiekkogalaksista on galaksimme , jossa olemme, sekä galaksi, joka on suhteellisen lähellä sitä - Andromedan galaksi . Galaksimme kiekkomuoto löydettiin 1700-luvun lopulla - 1800-luvun alussa (englannin tähtitieteilijä William Herschel löysi ). Galaksimme tähtikiekko havaitaan Maasta kirkkaana nauhana, joka ympäröi koko taivaan , nimeltään Linnunrata . Linnunradan kirkkain osa vastaa suuntaa galaksin keskustaan (eli levyn keskustaan), joka sijaitsee Jousimiehen tähdistössä , etäisyys siihen on noin 25 tuhatta valovuotta. Galaxyn ytimestä on löydetty supermassiivinen musta aukko , joka pakottaa sen lähellä olevat tähdet liikkumaan hyvin nopeasti. Saatavilla olevien arvioiden mukaan sen massa on lähes 4 miljoonaa auringon massaa.
Kiekkogalaksien tärkein ominaisuus on niiden pyöriminen. Kiekot pyörivät nopeudella kymmeniä km/s galaksin keskiosassa ja 100–300 km/s suurilla etäisyyksillä keskustasta. Tähdet kiertävät keskustaa hieman hitaammin kuin kaasu. Levyn suuresta koosta johtuen, jopa niin suurilla pyörimisnopeuksilla, yksi kierros keskuksen ympäri kestää useita satoja miljoonia vuosia. Siksi on mahdotonta nähdä yksittäisten esineiden (tähdet, kaasupilvet) liikettä, joka liittyy niiden pyörimiseen. Niiden liikkeen nopeutta mitataan Doppler-ilmiöllä (muuttamalla spektriviivojen aallonpituutta havainnoijaa lähestyvien tai siitä poistuvien säteilylähteiden spektrissä). Levyn pyörimisnopeuden mittaukset eri etäisyyksillä keskustasta antavat meille mahdollisuuden arvioida galaksin massaa ja selvittää, kuinka se jakautuu avaruudessa.
Kiekkogalaksien alkuperä liittyy kaasun puristumiseen, jolla on suuri kulmamomentti (momentum). Suurin osa kiekkogalakseista (samoin kuin muutkin muun tyyppiset galaksit) syntyi 10-13 miljardia vuotta sitten harvinaisemmasta kaasumaisesta väliaineesta. Menetti energiaa säteilylle ja säilytti kulmamomenttinsa, ja kaasu puristettiin levyksi. Tähtien syntyminen kaasusta, joka kesti miljardeja vuosia, muutti suurimman osan kaasusta tähdiksi, joten harvoja poikkeuksia lukuun ottamatta tähdet muodostavat suurimman osan kiekosta. Havaittujen tähtien ikä on pääsääntöisesti erilainen - vanhimpien tähtien 10-13 miljardista vuodesta nuoriin tällä hetkellä muodostuviin tähtiin.
Kiekkogalaksien tutkimus tarjoaa avaimen galaksien (mukaan lukien galaksimme) muodostumisprosessien ja niiden jatkokehityksen ymmärtämiseen sekä tutkimukseen siitä, kuinka tähdet syntyvät galaktisten levyjen harvinaistuneesta tähtienvälisestä väliaineesta.
| galaksit | |
|---|---|
| Erilaisia |
|
| Rakenne | |
| Aktiiviset ytimet | |
| Vuorovaikutus | |
| Ilmiöt ja prosessit | |
| Luettelot | |