In 1845 deed de Engelse astronoom Lord RossEr werd een hele klasse spiraalnevels ontdekt. Hun aard werd pas aan het begin van de twintigste eeuw vastgesteld. Wetenschappers hebben bewezen dat deze nevels enorme sterrensystemen zijn die lijken op onze Melkweg, maar dat ze zich op vele miljoenen lichtjaren afstand bevinden.
Algemene informatie
Spiraalstelsels (foto's getoond in dezeartikel, demonstreer de kenmerken van hun structuur) lijken qua uiterlijk op een paar samengevouwen platen of een biconvexe lens. Ze bevatten zowel een enorme stellaire schijf als een halo. Het centrale deel, dat visueel op een uitstulping lijkt, wordt meestal een uitstulping genoemd. En de donkere strook (een ondoorzichtige laag van het interstellaire medium) die langs de schijf loopt, wordt interstellair stof genoemd.
Spiraalstelsels worden meestal aangeduid met de letter S.Bovendien zijn ze meestal verdeeld volgens de mate van structuur. Voeg hiervoor de letters a, b of c toe aan het hoofdpersonage. Sa komt dus overeen met een sterrenstelsel met een slecht ontwikkelde spiraalstructuur, maar met een grote kern. De derde klasse – Sc – verwijst naar tegengestelde objecten, met een zwakke kern en krachtige spiraalvormige takken. Sommige sterrenstelsels kunnen een brug in het centrale deel hebben, die gewoonlijk een balk wordt genoemd. In dit geval wordt aan de aanduiding het symbool B toegevoegd. Onze Melkweg behoort tot het tussentype, zonder brug.
Hoe zijn de spiraalvormige schijfstructuren ontstaan?
Platte schijfvormige vormen verklaard door rotatiesterrenhopen. Er is een hypothese dat tijdens de vorming van een sterrenstelsel de middelpuntvliedende kracht de compressie van de zogenaamde protogalactische wolk in de richting loodrecht op de rotatieas verhindert. Je moet ook weten dat de aard van de beweging van gassen en sterren in nevels niet hetzelfde is: diffuse clusters roteren sneller dan oude sterren. Als de karakteristieke rotatiesnelheid van het gas bijvoorbeeld 150-500 km/s bedraagt, zal de halo-ster altijd langzamer bewegen. En uitstulpingen bestaande uit dergelijke objecten zullen een snelheid hebben die drie keer lager is dan die van schijven.
Sterrengas
Miljarden sterrenstelsels bewegen in hun eigen bewegingbanen binnen sterrenstelsels kunnen worden beschouwd als een verzameling deeltjes die een soort stellair gas vormen. En het meest interessante is dat de eigenschappen ervan heel dicht bij gewoon gas liggen. Begrippen als ‘deeltjesconcentratie’, ‘dichtheid’, ‘druk’, ‘temperatuur’ kunnen erop worden toegepast. Het analogon van de laatste parameter hier is de gemiddelde energie van de ‘chaotische’ beweging van sterren. In roterende schijven gevormd door stellair gas kunnen golven van het spiraalvormige type met een verdunnings-compressiedichtheid, die dicht bij geluid liggen, zich voortplanten. Ze zijn in staat om gedurende honderden miljoenen jaren met een constante hoeksnelheid rond het sterrenstelsel te cirkelen. Ze zijn verantwoordelijk voor de vorming van spiraalvormige takken. Op het moment dat gascompressie optreedt, begint het proces van vorming van koude wolken, wat leidt tot actieve stervorming.
Het is interessant
In halo- en elliptische systemen is gas dat weldynamisch, dat wil zeggen, heet. Dienovereenkomstig is de beweging van sterren in een sterrenstelsel van dit type chaotisch. Als gevolg hiervan bedraagt het gemiddelde verschil tussen hun snelheden voor ruimtelijk dichtbij gelegen objecten enkele honderden kilometers per seconde (snelheidsspreiding). Voor stellaire gassen bedraagt de snelheidsspreiding gewoonlijk 10-50 km/s, en dienovereenkomstig is hun “graad” merkbaar koud. Er wordt aangenomen dat de reden voor dit verschil ligt in die verre tijden (meer dan tien miljard jaar geleden), toen de sterrenstelsels van het heelal zich net begonnen te vormen. De eerste die zich vormden, waren bolvormige componenten.
Spiraalgolven zijn dichtheidsgolven.die op een roterende schijf draaien. Als gevolg hiervan worden alle sterren in een sterrenstelsel van dit type in hun takken gedwongen of komen daar vandaan. De enige plaats waar de snelheid van de spiraalarmen en de sterren samenvallen is de zogenaamde corotatiecirkel. Trouwens, dit is waar de zon zich bevindt. Voor onze planeet is deze omstandigheid zeer gunstig: de aarde bevindt zich op een relatief rustige plek in de Melkweg, waardoor ze gedurende vele miljarden jaren niet veel invloed ondervindt van rampen op galactische schaal.
Kenmerken van spiraalstelsels
In tegenstelling tot elliptische formaties, elkeen spiraalstelsel (voorbeelden zijn te zien op de foto's in het artikel) heeft zijn eigen unieke smaak. Als het eerste type wordt geassocieerd met rust, stationariteit en stabiliteit, dan is het tweede type dynamiek, wervels en rotatie. Misschien is dit de reden waarom astronomen zeggen dat de kosmos (het heelal) ‘gewelddadig’ is. De structuur van een spiraalvormig sterrenstelsel omvat een centrale kern waaruit prachtige armen (takken) tevoorschijn komen. Ze verliezen geleidelijk hun contouren buiten hun sterrenhoop. Deze verschijning kan niet anders dan geassocieerd worden met krachtige, snelle bewegingen. Spiraalstelsels worden gekenmerkt door een verscheidenheid aan vormen, evenals patronen van hun takken.
Hoe worden sterrenstelsels geclassificeerd?
Ondanks deze diversiteit waren wetenschappers in staatclassificeer alle bekende spiraalstelsels. Ze besloten om de mate van ontwikkeling van de mouwen en de grootte van hun kern als de belangrijkste parameter te gebruiken, en het compressieniveau verdween naar de achtergrond als onnodig.
Za
Edwin P.Hubble heeft de spiraalstelsels met onderontwikkelde vertakkingen in de Sa-klasse ingedeeld. Dergelijke clusters hebben altijd grote kernen. Vaak is het centrum van een bepaalde klasse van sterrenstelsels half zo groot als de hele cluster. Deze objecten kenmerken zich door de minste expressiviteit. Ze kunnen zelfs worden vergeleken met elliptische sterrenhopen. Meestal hebben spiraalstelsels in het heelal twee armen. Ze bevinden zich aan tegenoverliggende randen van de kern. De takken wikkelen zich op een symmetrische, vergelijkbare manier af. Naarmate ze zich van het centrum verwijderen, neemt de helderheid van de takken af, en op een bepaalde afstand zijn ze helemaal niet meer zichtbaar en gaan ze verloren in de perifere gebieden van de cluster. Er zijn echter objecten die niet twee, maar meer armen hebben. Het is waar dat deze structuur van de Melkweg vrij zeldzaam is. Het is zelfs nog zeldzamer om asymmetrische nevels te vinden, wanneer de ene tak verder ontwikkeld is dan de andere.
Sb en Sc
Subklasse Sb volgens de classificatie van Edwin P.Hubble heeft merkbaar meer ontwikkelde armen, maar ze hebben geen rijke takken. De korrels zijn merkbaar kleiner dan die van de eerste soort. De derde subklasse (Sc) van spiraalvormige sterrenhopen omvat objecten met sterk ontwikkelde takken, maar hun centra zijn relatief klein.
Is wedergeboorte mogelijk?
Wetenschappers hebben ontdekt dat de structuur van de spiraal ishet resultaat van de onstabiele beweging van sterren als gevolg van sterke compressie. Bovendien moet worden opgemerkt dat hete reuzen zich in de regel concentreren in de armen en dat de belangrijkste massa's diffuse materie - interstellair stof en interstellair gas - zich daar ophopen. Dit fenomeen kan van de andere kant worden bekeken. Er bestaat geen twijfel dat een zeer gecomprimeerde sterrenhoop tijdens zijn evolutie niet langer zijn mate van compressie zal kunnen verliezen. Dit betekent dat de omgekeerde transitie ook onmogelijk is. Als gevolg hiervan concluderen we dat elliptische sterrenstelsels niet in een spiraalstelsel kunnen veranderen, en omgekeerd, omdat de ruimte (het heelal) zo werkt. Met andere woorden: deze twee soorten sterrenhopen vertegenwoordigen niet twee verschillende stadia van één enkele evolutionaire ontwikkeling, maar totaal verschillende systemen. Elk van deze typen is een voorbeeld van tegengestelde evolutionaire paden, vanwege verschillende compressieverhoudingen. En dit kenmerk hangt op zijn beurt af van het verschil in rotatie van de sterrenstelsels. Als een sterrenstelsel bijvoorbeeld voldoende rotatie krijgt tijdens zijn vorming, kan het een gecomprimeerde vorm aannemen en spiraalarmen ontwikkelen. Als de mate van rotatie onvoldoende is, zal het sterrenstelsel minder gecomprimeerd zijn en zullen er geen vertakkingen ontstaan - het zal een klassieke elliptische vorm hebben.
Welke andere verschillen zijn er?
Tussen elliptische en spiraalvormige sterrensystemen zijn er nog meer verschillen. Het eerste type sterrenstelsel, dat een laag compressieniveau heeft, wordt dus gekenmerkt door een kleine hoeveelheid (of volledige afwezigheid) diffuse materie. Tegelijkertijd bevatten spiraalvormige clusters met een hoog compressieniveau zowel gas- als stofdeeltjes. Wetenschappers verklaren dit verschil als volgt. Stofkorrels en gasdeeltjes botsen periodiek terwijl ze bewegen. Dit proces is inelastisch. Na de botsing verliezen de deeltjes een deel van hun energie en nestelen zich als gevolg daarvan geleidelijk op die plaatsen in het stellaire systeem waar de laagste potentiële energie is.
Sterk gecomprimeerde systemen
Als het hierboven beschreven proces zich sterk voordoetgecomprimeerd stellair systeem, dan zou diffuse materie zich moeten vestigen op het hoofdvlak van de melkweg, omdat hier het niveau van potentiële energie het laagst is. Ook hier verzamelen zich gas- en stofdeeltjes. Vervolgens begint de diffuse materie haar beweging in het hoofdvlak van de sterrenhoop. De deeltjes bewegen vrijwel parallel in cirkelvormige banen. Als gevolg hiervan zijn botsingen hier vrij zeldzaam. Als ze zich toch voordoen, zijn de energieverliezen onbeduidend. Hieruit volgt dat materie niet verder naar het centrum van de melkweg beweegt, waar de potentiële energie een nog lager niveau heeft.
Zwak gecomprimeerde systemen
Laten we nu eens kijken hoe de ellipsoïde zich gedraagtheelal. Een dergelijk sterrensysteem onderscheidt zich door een geheel andere ontwikkeling van dit proces. Hier is het hoofdvlak helemaal geen uitgesproken gebied met een laag niveau aan potentiële energie. Een sterke afname van deze parameter treedt alleen op in de centrale richting van de sterrenhoop. Dit betekent dat interstellair stof en gas naar het centrum van de Melkweg worden aangetrokken. Als gevolg hiervan zal de dichtheid van diffuse materie hier zeer hoog zijn, veel hoger dan bij vlakke verstrooiing in een spiraalvormig systeem. De stof- en gasdeeltjes die zich in het centrum van de cluster verzamelen, zullen onder invloed van de zwaartekracht beginnen samen te drukken, waardoor een kleine zone met dichte materie ontstaat. Wetenschappers gaan ervan uit dat er in de toekomst nieuwe sterren uit deze materie zullen ontstaan. Een ander belangrijk punt is dat een kleine gas- en stofwolk in de kern van een zwak samengedrukt sterrenstelsel zich tijdens observatie niet laat detecteren.
Tussenstadia
We hebben naar twee hoofdtypen sterren gekekenclusters - met zwakke en sterke compressieniveaus. Er zijn echter ook tussenfasen waarin de systeemcompressie tussen deze parameters ligt. In dergelijke sterrenstelsels is deze eigenschap niet sterk genoeg om diffuse materie zich langs het gehele hoofdvlak van de cluster te laten ophopen. En tegelijkertijd is het niet zwak genoeg om gas- en stofdeeltjes zich in het kerngebied te laten concentreren. In dergelijke sterrenstelsels verzamelt diffuse materie zich in een klein vlak dat zich rond de kern van de sterrenhoop verzamelt.
Geblokkeerde sterrenstelsels
Er is nog een ander subtype van spiraalstelsels bekend:het is een geblokkeerde sterrenhoop. Zijn eigenaardigheid is als volgt. Als bij een conventioneel spiraalsysteem de armen zich rechtstreeks uit de schijfvormige kern uitstrekken, dan bevindt het middelpunt zich bij dit type in het midden van een rechte springer. En de takken van zo'n cluster beginnen vanaf de uiteinden van dit segment. Ze worden ook wel gekruiste spiraalstelsels genoemd. Overigens is de fysieke aard van deze springer nog steeds onbekend.
Bovendien konden wetenschappers er nog een ontdekkensoort sterrenhopen. Ze worden gekenmerkt door een kern, zoals spiraalstelsels, maar ze hebben geen armen. De aanwezigheid van een kern duidt op sterke compressie, maar alle andere parameters lijken op ellipsvormige systemen. Dergelijke clusters worden lenticulair genoemd. Wetenschappers suggereren dat deze nevels worden gevormd als gevolg van het feit dat een spiraalstelsel zijn diffuse materie verliest.
