uabooks.top

1. A galaxisok típusai. 1924-ben, az akkoriban rendelkezésre álló legnagyobb teleszkóp segítségével (Mount Wilson Obszervatórium, USA) Edwin Hubble felfedezte, hogy az Androméda-köd egy számtalan csillagból álló rendszer, amely látszólag összefüggő foltot alkot a nagy távolság következtében. Az ismert csillagködök többsége szintén hasonló, millió és milliárd csillagból álló, gigantikus rendszernek bizonyult. A Tejútrendszer határain túl található, gravitációsan kötött, hatalmas rendszert alkotó, csillagokból, csillagközi gázból és porból, valamint láthatatlan sötét anyagból álló égitesteket extragalaxisoknak nevezzük. A korszerű, nagy teljesítményű teleszkópok galaxisok százmilliárdjainak felfedezését tették lehetővé.

A felvételek alapján megállapítható, hogy a galaxisok megjelenésükben és szerkezetükben is eltérnek egymástól. A galaxisok legismertebb és még ma is használt osztályozása E. P. Hubble-tól származik, s alapját képezi a jelenleg alkalmazott osztályozási rendszernek. (7.1. ábra). A korszerű osztályozás alapján a következő galaxis-típusokat különböztetjük meg: elliptikus (E), spirális (S), szabálytalan (ir-reguláris (I_r)) és lencseformájú (lentikuláris (S₀)).

Az elliptikus galaxisok vetülete az éggömb felszínére kör vagy ellipszis alakú (7.2. ábra). A csillagok száma a mag környezetében a legnagyobb, a galaxis külső tartományai felé haladva folyamatosan csökken. Ezekben a rendszerekben a

csillagok különböző síkokban forognak. Maguk az elliptikus galaxisok nagyon lassan forognak. Csillagaik II populációs öreg, sárga és vörös színűek, alig tartalmaznak csillagközi anyagot, ezért csillagkeletkezés sem zajlik bennük. Fizikai jellemzőik széles tartományban változhatnak: átmérőjük lehet 5—50 kpc, tömegük — 10⁶-10¹³ naptömegnyi, fényerejük a Nap fényerejénél 10⁶-10¹²-szer nagyobb. Az ismert galaxisok 25%-a az elliptikus galaxisokhoz tartozik.

Az eddig felfedezett galaxisok fele spirális típusú.

A spirális galaxisok — erősen lapult csillagrendszerek, központi vidékükön sűrűsödéssel (amely a magot tartalmazza, a legtöbb spirális galaxis esetében egy több millió naptömegű fekete lyukkal a mag közepén) és jól kivehető spirális szerkezettel.

Méretük átlagosan 40 kpc, fényerejük a Nap fényerejénél 10¹¹-szer nagyobb. A galaxis magját lapos korong veszi körül, amelyben két vagy több keskeny spirálkar (7.3. ábra) helyezkedik el, amelyek I populációs fiatal csillagokat és sok csillagközi anyagot tartalmaznak, így bennük jelenleg is zajlik csillagkeletkezés. Hubble osztályozása szerint az M81 galaxis Sa típusú -szorosan feltekeredő spirálkarokkal, fényes és nagy kiterjedésű központi résszel (7.3. a ábra). Az M51 az Sb típusú spirális galaxisok közé tartozik, erőteljes és tisztán kirajzolódó spirálkarok, kevésbe kiterjedt központi rész jellemzik (7.3. b ábra). Az M101 jelű galaxis Se típusú — fejlett spirális szerkezettel, viszonylag halvány maggal (7.3. c ábra).

A spirális galaxisok közel felénél a központi sűrűsödés egy csillagokból álló, elnyúlt „küllő” közepén helyezkedik el, a spirálkarok a küllő végeitől indulnak ki (7.4. ábra). Az ilyen szerkezetű csillagrendszereket küllős spirális galaxisoknak nevezzük.

A galaxisok spirálkarjaiban koncentrálódnak a legfényesebb fiatal csillagok, csillagködök, fiatal csillaghalmazok és csillagtársulások. Ezért a spirális rajzolat a távoli galaxisok esetében is jól kivehető, annak ellenére, hogy a galaxis össztömegé-nek mindössze néhány százaléka esik a spirálkarok területeire. A Tejútrendszer szintén küllős spirális galaxis. A Galaktikához legközelebb elhelyezkedő és típusában, valamint szerkezetében leginkább hasonló csillagrendszer az Androméda-köd (7.5. ábra). Az általa kibocsátott fény közel 2 millió év alatt ér el hozzánk.

A szabálytalan (irreguláris) galaxisok a csillagok kisméretű, többé-kevésbé alaktalan csoportjai. Többségüknél nem figyelhető meg jól kivehető mag, sem forgási szimmetria. Látható fényességüket nagy fényerejű fiatal csillagok és ionizált hidrogénfelhők hozzák létre. A szabálytalan galaxisok tömege — 10⁸-10¹⁰ naptömeg, méretük közel 10 kpc, fényerejük nem haladja meg a Nap fényerejének 10¹⁰-szeresét. Jellemzőek rájuk a nagy, világító, emissziós ködök - akár az össztömegük 50%-át is kitehetik —, intenzív csillagkeletkezés zajlik bennük. A legközelebb található fényes szabálytalan galaxisok a (Kis és Nagy) Magellán-felhők. Szép idő esetén halvány,

ezüstös fényű felhőkként figyelhetők meg az éjszakai égbolton. Mivel a déli féltekén helyezkednek el, Ukrajna területéről nem láthatóak.

A Nagy Magellán-felhő (7.6. ábra) 7 kpc átmérőjű és 52 kpc távolságban található tőlünk. Egyes csillagászok véleménye alapján a Magellán-felhőkben spirálkarok kezdeményei is megtalálhatók.

A lentikuláris (lencseformájú) galaxisok külsőleg (oldalnézetből) nagyon hasonlóak az elliptikus galaxisokhoz, de lapultabb a galaktikus korongjuk. Szerkezetük hasonlít a spirális galaxisokéhoz, viszont korongjukban nincsenek spirálkarok, magjuk szokatlanul nagyméretű. Ha oldalnézetből vizsgáljuk, a lencseformájú galaxisokat a sötét anyag sávjainak hiánya különbözteti meg a spirális galaxisoktól (7.7. ábra). Kari Schwarzschild (1863-1916) német csillagász elmélete szerint a lencseformájú galaxisok olyan spirális galaxisokból keletkezhetnek, amelyekben végbemegy a csillagközi anyag „kisöprése”.

2. A galaxisok távolsága. Hubble törvénye. A legközelebbi galaxisok távolságát a bennük található cefeidák látszólagos fényessége alapján határozzák meg. A hosz-szú periódusú cefeidák esetében a periódus-fényesség relációt használják fel. Ez az összefüggés lehetőséget ad arra, hogy a fényesség ingadozásai alapján meghatározzuk az abszolút fényességet: minél rövidebb a fényesség-változás periódusa, annál kisebb a cefeida abszolút fényessége. A távolságot a következő képlet segítségével számíthatjuk ki: lgr = 0,2(m - M) + 1, ahol m és M — a látszólagos és abszolút fényesség.

Amennyiben egy galaxisban nem sikerül kimutatni cefeidákat, vagy nem lehetséges tisztán látni őket, távolságindikátorként a legfényesebb csillagokat - szuperóriásokat, nóvákat és szupernóvákat, gömbhalmazokat — használják. A távolság meghatározását szintén a fenti képlet segítségével végzik. A látszólagos fényességet a megfigyelések alapján állapítják meg, az abszolút fényességet pedig az égitestek adott csoportjára nézve adottnak (átlagérték) veszik. Például a megfigyelések szerint a szupernóvák közel azonos abszolút fényességgel rendelkeznek kitörésük maximumában.

A távoli galaxisok távolságát szintén a látszó átmérőjük vagy látszólagos fényességük alapján határozzák meg, míg a nagyon távoli galaxisok esetében kizárólag a színképükben megfigyelhető vöröseltolódás jelenthet segítséget.

A vöröseltolódás (z) egyenlő a színképvonalak hullámhosszának relatív változásával:

Vesto Slipher (1875-1969) még 1912-1914-ben kimutatta, hogy a távoli galaxisok színképében a színképvonalak az eredeti helyzetükhöz képest eltolódnak a

színkép vörös területe felé. Ez azt jelenti, hogy a galaxisok több száz kilométeres másodpercenkénti sebességgel távolodnak tólünk. Később E. Hubble meghatározta egyes galaxisok távolságát és sebességét. A megfigyelésekből következett, hogy minél távolabb van tólünk egy galaxis, annál nagyobb sebességgel távolodik (az összefüggés grafikus ábrázolása a 7.8. ábrán látható). A törvény, amely leírja, hogy egy galaxis távolodási sebessége arányos a távolságával, a Hubble törvénye elnevezést kapta:

a színképvonalak hosszának relatív növekedése a galaxisok színképében egyenesen arányos a távolságukkal, azaz

Feltételezve, hogy a vöröseltolódást a galaxis v_r sebességű távolodó mozgása okozza a megfigyelő látóirányában, meghatározhatjuk a galaxis sebességét a színképvonalak hullámhosszának relatív változása alapján: v_r — с{к - X₀) : A,₀. Figyelembe véve Hubble törvényét, az egyenlet felírható a következő formában: v_r = Hr, ahol H— arányossági tényező - a Hubble-állandó, amely azt mutatja, hány km/s-mal növekszik a galaxis sebessége 1 Mpc távolságnövekedés esetén. A H álladó értékét folyamatosan pontosítják, jelenlegi értéke - különböző számítások szerint - 50-80 km/(s • Mpc). A számítások során általában a Hubble-állandó H = 75 km/(s • Mpc) értékét használják. Hubble törvénye csak az 5-10 Mpc-nél nagyobb távolságban lévő galaxisok esetében teljesül.

3. A galaxisok tömege. A galaxisok tömegére a központi területeik lineáris forgási sebességéből lehet következtetni. A v forgási sebességet a galaxis különböző részei által kibocsátott színképvonalak eltolódásainak összehasonlításából állapítják meg.

Feltételezzük, hogy a galaxis teljes m tömege a középpontjában koncentrálódik, és a forgása Kepler törvényei szerint megy végbe. Akkor Newton második törvényéből

centripetális gyorsulás; figyelembe véve a testek moz

gását a gravitációs mezőben

a galaxis

sugara. A megfelelő átalakítások után megkapjuk a kifejezést a galaxis tömegének meghatározására:

A galaxisoknál, akárcsak a csillagok esetében, tapasztalható bizonyos összefüggés a tömeg és a fényerő között. Ezt az összefüggést használják a galaxisok tömegének meghatározására. De a galaxisok fényereje alapján kiszámított tömeg jelentősen kisebbnek bizonyult a forgásuk sebessége alapján meghatározott tömegnél. Ezt a jelenséget nevezték el hiányzó tömeg paradoxonnak. Ahhoz, hogy megmagyarázzuk, feltételeznünk kell, hogy valahol a galaxisban sötét anyagnak kell lennie.

A XX. sz. 70-es éveiben röntgencsillagászati módszerekkel felfedezték a forró galaxisközi gáz létezését. A gáz hőmérséklete alapján meghatározható a gázfelhők tömege. A forró gáz jelenlétét és tulajdonságait a galaxishalmazokban is tanulmányozzák. A röntgentartományban történő' megfigyelések elsó' eredményei alapján a galaxisközi gázfelhőidben olyan hiányzó tömeg rejtó'zik, amely egyik galaxishoz sem tartozik. Napjainkban a csillagászok meg vannak gyó'zó'dve arról, hogy a Világegyetem nagyobb részét a láthatatlan sötét anyag teszi ki. Ez az anyag alkotja a galaxisok nagy kiterjedésű halóját és kitölti a galaxisok közötti teret, a galaxishalmazokban koncentrálódva.

A Hubble űrteleszkóp és a korszerű, nagy földi teleszkópok spektroszkópiai megfigyelései megeró'sítették nagy tömegű (közel 50 millió naptömeg) sötét anyag jelenlétét egy sor galaxis magjában.

4. Aktív galaxisok. A galaxisok többségének élesen elkülönülő' fényes központi része van — a mag (7.9. ábra). Ez a terület nagy csillagsűrűségével - 10⁶—10⁸ pc^-3 -tér el a galaxis többi részétói. Ennek ellenére nem figyelhetők meg a mag és a csillagok ütközései.

Az utóbbi évek kutatásai alapján tudjuk, hogy a mag - nem pusztán a galaxis nagy, sűrű területe: a közepében kimutatható egy kisebb sűrűsödés - a belsó' mag. Az Androméda-köd magjának (átmérője közel 100 pc) megfigyelése során sikerült elkülöníteni az 1—14 pc átmérőjű fényes belsó' magot, amely szilárd testként forog (500 ezer éves forgási periódussal).

A belsó' mag tömege körülbelül 13 millió naptömeggel egyenlő'. Sűrűsége - közel 1500 naptömeg/1 pc , amely 20 ezerszer nagyobb, mint a Nap környezetében. A belsó' mag önálló képzó'dményként viselkedik, amelyet mintha „behelyeztek” volna a galaxisba.

A Tejútrendszer rádióhullámú megfigyelései azt mutatják, hogy a középpontjában szintén van egy közel 6 pc átmérőjű belsó' mag.

Egyes galaxisok magjában roppant erejű energiatermelés megy végbe, amely nem magyarázható a közönséges csillagok sugárzásával vagy kitöréseivel. Az ilyen galaxisokat aktív galaxisoknak nevezzük (magjukat aktív galaxismagnak), amelyek között megkülönböztetünk úgynevezett Seyfert-galaxisokat (Carl Keenan Seyfert (1911-1960) amerikai csillagász tiszteletére, aki 1943-ban először írta le őket).

A Seyfert-galaxisok magjának aktivitása több formában is megnyilvánulhat. Lehet hatalmas teljesítményű infravörös, optikai- és röntgensugárzás, amely akár rövid idő alatt is változhat (néhány év, hónap, sőt nap alatt). Egyes esetekben megfigyelhető a gáz gyors mozgása a magban (közel 1000 km/s sebességgel).

Időnként a gáz hosszú nyalábokban lövell ki a galaxis magjából, ezeket jetek-nek nevezzük (7.10. ábra).

A legvalószínűbb feltevések szerint a galaxismagok aktivitását a galaxis középpontjában található fekete lyuk okozza.

5. A galaxisok kölcsönhatása. Az egymás közelében elhelyezkedő galaxisokat időnként fénylő anyagsáv köti össze. Ezek a fényes kék színű sávok gyakran a spirálkarok meghosszabbodásai. A sávok forró, fiatal csillagokból állnak. A galaxisok gyakran egy közös „csillagködben” rejtőznek. Ilyenkor kölcsönhatásban lévő galaxisoknak nevezzük őket.

Sok kutató feltételezi, hogy a kölcsönhatásban lévő galaxisok közelednek, és a korszerű teleszkópos megfigyelések szerint sokan közülük össze is ütköznek. A Tejútrendszer is kölcsönhatásban lévő galaxis.

A Hubble űrteleszkóp egyedülálló felvétele közelebb visz minket a Világegyetem születésének titkaihoz. A felvételen katasztrofális látvány tárul elénk: két hatalmas galaxis - az ÍVGC4490 és VGC4485 - ütközése 24 millió fényév távolságban, a Vadászebek csillagképben (7.11. ábra). Évmilliókon át közeledtek egymáshoz, majd eljött az ütközés pillanata. Igaz, ezek a nagyon távoli múlt eseményei: a galaxisokat akkor elhagyó fény 24 millió év után most érte el a teleszkóp objektívjét. A katasztrófa helyszíne rózsaszín fényben ragyogott, ami nagy mennyiségű ionizált hidrogén jelenlétére utal. Az Európai Űrügynökség (ESA) tudósai szerint ilyen folyamatok eredményeként keletkeznek az új csillagok.

A galaxisok a gravitációs összenyomódás hatására ütköznek, s ennek leggyakrabban gravitációs összeomlás a vége — a nagy tömegű testek katasztrofális gyorsasággal végbemenő összenyomódása a gravitáció hatására.

A gravitációs erők hatására a galaxisok hosszú, gázból és csillagokból álló „antennákra” tettek szert, ezért gyakran nevezik őket antennás galaxisoknak. Ezek a képződmények a csillagrendszerek ütközésének következtében keletkeznek. A csillagászok több mint ezer, a közelmúltban keletkezett csillaghalmazt fedeztek fel az antennás galaxisokban.

Mindegyikük közel egymillió csillagot tartalmaz. A halmazok életkora nem haladja meg a 100 millió évet, és a galaxisok közeledése során keletkező árapályerő hatására jöttek létre.

A galaxisok magjában található fekete lyukra zuhanó gáz- és porfelhők vörösen fénylenek, míg a felhőkből keletkező fiatal, forró csillagok - kéken.

6. Kvazárok. A XX. sz. 60-as éveinek elején a rádiótartományú sugárzás vizsgálata során új égitesteket fedeztek fel, amelyek hasonlóak voltak az aktív galaxismagokhoz - a kvazárokat. Nevük a csillagszerű rádióforrás angol rövidítéséből (quasi stellar) ered.

A kvazárok színképe fényes emissziós vonalakat tartalmaz, eró'sen eltolódva a vörös irányba, akár a távoli galaxisok esetében. A vöröseltolódás alapján meghatározott távolságuk több mint 5 milliárd fényév. A fotókon a kvazárok sokkal fényesebbek a távoli galaxisokhoz viszonyítva, és olyan eró'sen sugároznak a rádiótartományban, mint a közeli rádióhullám-források.

A kvazárok aktív rádiósugárzásának természete pontosan még nem ismert, viszont biztosan állíthatjuk: 1) a kvazárok - a legtávolabb lévó' megfigyelt égitestek a Világegyetemben; 2) a kvazárok jelentó's része - távoli galaxisok nagy aktivitású magjai; 3) a kvazárok — a természetben ismert legnagyobb teljesítményű forrásai a látható és infravörös sugárzásnak, vagyis nagy felületi fényerővel rendelkező' kozmikus objektumok.

1995-ben, számos kvazár tanulmányozása után a Hubble űrteleszkóp segítségével a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a közeli kvazárok (amelyek vöröseltolódása z = 0,5), kölcsönhatásban lévó' elliptikus galaxisokkal vannak kapcsolatban. Sok kvazár ilyen csillagrendszerek középpontjában helyezkedik el. Ezek a megfigyelések azt a feltételezést támasztják alá, amely szerint a kvazárok a galaxisok közepében található fekete lyukak, amelyek anyagot nyelnek el.

TUDJÁTOK-E, HOGY...

A Tejútrendszer közel 14 milliárd éve keletkezett, amely megközelítően egyenlő a Világegyetem korával. De a látható része, a világos sáv a sötét égbolton, csak a Galaktika egy nagyon kis része. Több mint 300 milliárd csillagot tartalmaz, amelyeknek csak 0,0001%-át katalogizálták. A Galaktika középpontja - egy szupernagy tömegű fekete lyuk, amely körül egy kisebb átmérőjű fekete lyuk kering. A Tejútrendszer, a fizika törvényeinek engedelmeskedve, kisebb galaxisok ütközéséből és egyesüléséből alakult ki. A csillagászok szerint ezt bizonyítják az „ősi” csillagok, amelyek a Világegyetem létezésének korai szakaszaiban keletkeztek. Ilyen csillagokat a tudósok a Tejút környezetében, a látható rész határai közelében fedeztek fel.

A tudósok, a fizika törvényeit felhasználva megalkották a galaxisok születésének számítógépes modelljét az utolsó több mint 13 milliárd évre, az idó'számítás kezdeteként az ó'srobbanást (Nagy Bummot, angolul The Big Bang) fogadva el. A modell megmutatta, hogy a Tejútrendszer galaktikus halóját alkotó csillagok a törpe galaxisokból „estek ki” azok ütközései következtében. Ezek az eredmények egybeesnek a Tejútrendszer keletkezésével foglalkozó elmélettel.

Felmerül a kérdés: vajon nem fenyegeti a jövőben a Galaktikát a szomszédos galaxisokkal való ütközés katasztrófája? A közelmúltban az asztrofizikusok számító-gépes modellezés segítségével arra a feltételezésre jutottak, hogy a Tejútrendszer és az Androméda galaxis, amelyek megállíthatatlanul közelednek egymáshoz, végül összeütköznek. Ez egy új galaxis kialakulásához vezet majd, s a most létező' csillagok és bolygók elpusztulnak.

Jelenleg a Galaktika elnyel egy törpe galaxist, amely a galaktikus korong átellenes oldalán található. Néhány évmilliárd múlva a Tejútrendszer elnyeli a Magel-lán-felhőket, majd 5 milliárd év múlva összeütközik az Androméda-köddel (M31). Viszont nagyon kicsi az esélye annak, hogy csillagok közvetlenül ütközzenek egymással, mivel a közöttük levó' távolság akár több százmilliószor nagyobb az átmérőjüknél.

KÉRDÉSEK A TANULTAKHOZ

1. Jellemezzétek a galaxisok típusait a Hubble-féle osztályozás szerint! Miben különböznek az elliptikus és szabálytalan galaxisok a spirális galaxisoktól? Melyik típushoz tartozik a Galaktika?

2. Hogyan határozzák meg a galaxisok távolságát? Magyarázzátok meg a vöröseltolódás módszerét, amelyet rendszeresen alkalmaznak a galaxisok távolságának meghatározására!

3. Fogalmazzátok és magyarázzátok meg Hubble törvényét!

4. Hogyan állapítják meg a galaxisok tömegét?

5. Léteznek-e kettős galaxisok? Mit nevezünk galaxishalmaznak?

6. Miben nyilvánul meg a galaxisok aktivitása? Mivel magyarázható a vöröseltolódás a galaxisok színképében?

7. Hogyan lehet a megfigyelések alapján megkülönböztetni a csillagokat a kvazároktól?

8. Milyen sajátosságokkal rendelkeznek a kvazárok? Melyik kvazár található a Földhöz legközelebb? 

 

Ez a csillagászat tankönyve 11. évfolyamának anyaga Szirotyuk, Mirosnicsenko