En 1845, l'astronome anglais Lord Ross découvrit toute une classe de nébuleuses de type spirale. Leur nature n'a été établie qu'au début du XXe siècle. Les scientifiques ont prouvé que ces nébuleuses sont d'énormes systèmes stellaires similaires à notre Galaxie, mais qu'elles se trouvent à plusieurs millions d'années-lumière de celle-ci.
Informations générales
Les galaxies spirales (les photos de cet article montrent les caractéristiques de leur structure) ressemblent à une paire de soucoupes empilées ou à une lentille biconvexe. Ils peuvent détecter à la fois un disque stellaire massif et un halo. La partie centrale, qui ressemble visuellement à un gonflement, est communément appelée renflement. Et la bande sombre (une couche opaque du milieu interstellaire) qui longe le disque est appelée poussière interstellaire.
Les galaxies spirales sont généralement désignées par la lettre S. De plus, elles sont généralement divisées en fonction du degré de structure. Pour ce faire, les lettres a, b ou c sont ajoutées au personnage principal. Ainsi, Sa correspond à une galaxie avec un sous-développéstructure en spirale, mais avec un gros noyau. La troisième classe - Sc - fait référence à des objets opposés, avec un noyau faible et de puissantes branches en spirale. Certains systèmes en étoile dans la partie centrale peuvent avoir un cavalier, communément appelé une barre. Dans ce cas, on ajoute à la désignation le symbole B. Notre Galaxie est de type intermédiaire, sans cavalier.
Comment les structures de disques en spirale se sont-elles formées ?
Les formes plates en forme de disque s'expliquent par la rotation des amas d'étoiles. Il existe une hypothèse selon laquelle lors de la formation d'une galaxie, la force centrifuge empêche la compression du nuage dit protogalactique dans une direction perpendiculaire à l'axe de rotation. Sachez également que la nature du mouvement des gaz et des étoiles à l'intérieur des nébuleuses n'est pas la même: les amas diffus tournent plus vite que les étoiles anciennes. Par exemple, si la vitesse de rotation caractéristique du gaz est de 150 à 500 km/s, l'étoile halo se déplacera toujours plus lentement. Et les renflements constitués de tels objets auront une vitesse trois fois inférieure à celle des disques.
Gaz stellaire
Des milliards de systèmes stellaires se déplaçant sur leurs orbites à l'intérieur des galaxies peuvent être considérés comme un ensemble de particules qui forment une sorte de gaz stellaire. Et ce qui est le plus intéressant, ses propriétés sont très proches du gaz ordinaire. Des concepts tels que "concentration de particules", "densité", "pression", "température" peuvent lui être appliqués. L'analogue du dernier paramètre ici est l'énergie moyennemouvement "chaotique" des étoiles. Dans les disques en rotation formés par le gaz stellaire, des ondes de type spirale de densité de raréfaction-compression proches des ondes sonores peuvent se propager. Ils sont capables de parcourir la galaxie à une vitesse angulaire constante pendant plusieurs centaines de millions d'années. Ils sont responsables de la formation de branches en spirale. Au moment où la compression du gaz se produit, le processus de formation de nuages froids commence, ce qui conduit à la formation active d'étoiles.
C'est intéressant
Dans les systèmes halo et elliptiques, le gaz est dynamique, c'est-à-dire chaud. En conséquence, le mouvement des étoiles dans une galaxie de ce type est chaotique. En conséquence, la différence moyenne entre leurs vitesses pour des objets spatialement proches est de plusieurs centaines de kilomètres par seconde (dispersion de vitesse). Pour les gaz stellaires, la dispersion de vitesse est généralement de 10 à 50 km/s, respectivement, leur "degré" est sensiblement froid. On pense que la raison de cette différence réside dans ces temps lointains (il y a plus de dix milliards d'années), lorsque les galaxies de l'Univers commençaient tout juste à se former. Les composants sphériques ont été les premiers à se former.
Les ondes spirales sont appelées ondes de densité qui courent le long d'un disque en rotation. En conséquence, toutes les étoiles d'une galaxie de ce type sont pour ainsi dire repoussées dans leurs branches, puis ressortent de là. Le seul endroit où les vitesses des bras spiraux et des étoiles coïncident est le soi-disant cercle de corotation. Au fait, c'est là que se trouve le soleil. Pour notre planète, cette circonstance est très favorable: la Terre existe dans un endroit relativement calme de la galaxie, par conséquent, depuis plusieurs milliards d'années, elle n'a pas été particulièrement affectée par des cataclysmes d'échelle galactique.
Caractéristiques des galaxies spirales
Contrairement aux formations elliptiques, chaque galaxie spirale (des exemples peuvent être vus dans les photos présentées dans l'article) a sa propre saveur unique. Si le premier type est associé au calme, à la stationnarité, à la stabilité, alors le second type est la dynamique, les tourbillons, les rotations. C'est peut-être pour cela que les astronomes disent que le cosmos (l'univers) est "furieux". La structure d'une galaxie spirale comprend un noyau central, d'où émergent de beaux bras (branches). Ils perdent progressivement leurs contours en dehors de leur amas d'étoiles. Une telle apparition ne peut qu'être associée à un mouvement puissant et rapide. Les galaxies spirales sont caractérisées par une variété de formes ainsi que par les motifs de leurs branches.
Comment les galaxies sont classées
Malgré cette diversité, les scientifiques ont pu classer toutes les galaxies spirales connues. Nous avons décidé d'utiliser le degré de développement des bras et la taille de leur noyau comme paramètre principal, et le niveau de compression est passé à l'arrière-plan comme inutile.
Sa
Edwin P. Hubble a attribué à la classe Sa les galaxies spirales qui ont des branches sous-développées. De tels clusters ont toujours de grands noyaux. Souvent le centre d'une galaxie d'une classe donnéeest la moitié de la taille de l'ensemble du cluster. Ces objets sont caractérisés par la moindre expressivité. Ils peuvent même être comparés à des amas d'étoiles elliptiques. Le plus souvent, les galaxies spirales de l'Univers ont deux bras. Ils sont situés sur les bords opposés du noyau. Les branches se déroulent de manière symétrique et similaire. À mesure que l'on s'éloigne du centre, la luminosité des branches diminue et, à une certaine distance, elles cessent d'être visibles du tout, se perdant dans les régions périphériques de la grappe. Cependant, il existe des objets qui n'ont pas deux, mais plusieurs manches. Certes, une telle structure de la galaxie est assez rare. Encore plus rares sont les nébuleuses asymétriques, lorsqu'une branche est plus développée que l'autre.
Sb et Sc
La sous-classe Sb d'Edwin P. Hubble a des bras sensiblement plus développés, mais ils n'ont pas de ramifications riches. Les noyaux sont sensiblement plus petits que ceux de la première espèce. La troisième sous-classe (Sc) des amas d'étoiles en spirale comprend des objets avec des branches très développées, mais leur centre est relativement petit.
La renaissance est-elle possible ?
Les scientifiques ont découvert que la structure en spirale est le résultat du mouvement instable des étoiles, résultant d'une forte compression. De plus, il convient de noter qu'en règle générale, les géantes chaudes sont concentrées dans les bras et que les principales masses de matière diffuse - poussière interstellaire et gaz interstellaire - s'y accumulent. Ce phénomène peut également être vu sous un autre angle. Il ne fait aucun doute qu'un amas d'étoiles très compressé au cours de son évolutionne peut plus perdre son degré de compression. Par conséquent, la transition inverse est également impossible. En conséquence, nous concluons que les galaxies elliptiques ne peuvent pas se transformer en spirale, et vice versa, car c'est ainsi que le cosmos (l'Univers) est arrangé. En d'autres termes, ces deux types d'amas d'étoiles ne sont pas deux stades différents d'un même développement évolutif, mais des systèmes complètement différents. Chacun de ces types est un exemple de voies évolutives opposées dues à un taux de compression différent. Et cette caractéristique, à son tour, dépend de la différence de rotation des galaxies. Par exemple, si un système stellaire subit une rotation suffisante lors de sa formation, il peut se contracter et développer des bras spiraux. Si le degré de rotation est insuffisant, la galaxie sera moins comprimée et ses branches ne se formeront pas - ce sera une forme elliptique classique.
Quelles sont les autres différences
Il existe d'autres différences entre les systèmes stellaires elliptiques et en spirale. Ainsi, le premier type de galaxie, qui a un faible niveau de compression, se caractérise par une faible quantité (ou une absence totale) de matière diffuse. Dans le même temps, les amas en spirale à haut niveau de compression contiennent à la fois des particules de gaz et de poussière. Les scientifiques expliquent cette différence de la manière suivante. Les particules de poussière et les particules de gaz se heurtent périodiquement au cours de leur mouvement. Ce processus est inélastique. Après la collision, les particules perdent une partie de leur énergie et, par conséquent, elles s'installent progressivement dans celles-ci.endroits du système stellaire où il y a le moins d'énergie potentielle.
Systèmes hautement compressés
Si le processus décrit ci-dessus se déroule dans un système stellaire fortement comprimé, alors la matière diffuse devrait se déposer sur le plan principal de la galaxie, car c'est ici que le niveau d'énergie potentielle est le plus bas. C'est là que les particules de gaz et de poussière sont collectées. De plus, la matière diffuse commence son mouvement dans le plan principal de l'amas d'étoiles. Les particules se déplacent presque parallèlement sur des orbites circulaires. En conséquence, les collisions ici sont assez rares. S'ils se produisent, les pertes d'énergie sont négligeables. Il s'ensuit que la matière ne se déplace pas plus loin vers le centre de la galaxie, où l'énergie potentielle a un niveau encore plus bas.
Systèmes faiblement compressés
Considérons maintenant le comportement d'une galaxie ellipsoïde. Un système stellaire de ce type se distingue par un développement complètement différent de ce processus. Ici, le plan principal n'est pas du tout une région prononcée avec un faible niveau d'énergie potentielle. Une forte diminution de ce paramètre ne se produit que dans la direction centrale de l'amas d'étoiles. Et cela signifie que la poussière et le gaz interstellaires seront attirés vers le centre de la galaxie. En conséquence, la densité de matière diffuse ici sera très élevée, bien plus élevée qu'avec une diffusion à plat dans un système en spirale. Les particules de poussière et de gaz rassemblées au centre de l'accumulation sous l'action de la force d'attraction vont commencer à se contracter, formant ainsi une petite zone de matière dense. Les scientifiques suggèrent que de cette question à l'avenirde nouvelles étoiles commencent à se former. Une autre chose est importante ici - un petit nuage de gaz et de poussière, situé au cœur d'une galaxie faiblement comprimée, ne se laisse pas détecter pendant l'observation.
Étapes intermédiaires
Nous avons considéré deux principaux types d'amas d'étoiles - avec un faible et un fort niveau de compression. Cependant, il existe également des étapes intermédiaires lorsque la compression du système se situe entre ces paramètres. Dans de telles galaxies, cette caractéristique n'est pas assez forte pour que la matière diffuse s'accumule sur tout le plan principal de l'amas. Et en même temps, il n'est pas assez faible pour que les particules de gaz et de poussière se concentrent dans la région du noyau. Dans de telles galaxies, la matière diffuse se rassemble dans un petit plan qui se rassemble autour du noyau de l'amas d'étoiles.
Galaxies barrées
Un autre sous-type de galaxies spirales est connu: il s'agit d'un amas d'étoiles avec une barre. Sa caractéristique est la suivante. Si dans un système en spirale conventionnel, les bras sortent directement du noyau en forme de disque, alors dans ce type, le centre est situé au milieu du pont droit. Et les branches d'un tel cluster partent des extrémités de ce segment. On les appelle aussi galaxies à spirales croisées. Soit dit en passant, la nature physique de ce cavalier est encore inconnue.
De plus, les scientifiques ont découvert un autre type d'amas d'étoiles. Elles sont caractérisées par un noyau, comme les galaxies spirales, mais elles n'ont pas de bras. La présence d'un noyau indique une forte compression, maistous les autres paramètres ressemblent à des systèmes ellipsoïdaux. De tels amas sont appelés lenticulaires. Les scientifiques suggèrent que ces nébuleuses sont formées à la suite de la perte de matière diffuse par une galaxie spirale.
