Galaktyka

Galaktyka (γαλα - mleko gr) jest dużym, grawitacyjnie związanym układem gwiazd, pyłu i gazu międzygwiezdnego, niewidocznej ciemnej materii i prawdopodobnie ciemnej energii. Typowa galaktyka zawiera od 10⁷do 10¹² gwiazd, orbitujących wokół środka masy galaktyki.
Oprócz pojedynczych gwiazd większość galaktyk zawiera duże ilości układów gwiazd oraz różne mgławice. Większość galaktyk ma rozmiary od kilku tysięcy do kilkuset tysięcy lat świetlnych. Galaktyki odległe są między sobą o odległości rzędu milionów lat świetlnych. Istnieje prawdopodobnie więcej niż 10¹¹ galaktyk w widzialnym Wszcheświecie.

Chociaż ciemna materia i energia to ponad 90% masy galaktyki ich natura nie jest dobrze poznana. Istnieją pewne dowody, że supermasywne czarne dziury mogą istnieć w centrum wielu lub wszystkich galaktyk.
Przestrzeń międzygalaktyczna to prawie absolutna próżnia o gęstości mniejszej niż jeden atom na metr sześcienny.

Typy galaktyk

Galaktyki można podzielić na trzy główne typy (Klasyfikacja galaktyk Hubbla. ):

spiralna

bez poprzeczki - typ S
z poprzeczką - typ SB

eliptyczna - typ E
nieregularna

Słowo "Galaktyka" - czyli pisane jako nazwa własna przez duże "G" oznacza naszą Galaktykę czyli "Drogę Mleczną". Nasza galaktyka, Droga Mleczna jest dużą (średnica około 30 kpc (~100 000 lat świetlnych), grubość 3000 lat świetlnych) spiralną galaktyką z poprzeczką. Zawiera około 3x10¹¹ gwiazd, a jej masa jest rzędu 6x10¹¹ mas Słońca.

W galaktykach spiralnych jej ramiona mają kształt spirali logarytmicznej, kształt ten wynika z zaburzenia jednorodnie rotującej masy gwiazd. Podobnie jak gwiazdy, ramiona spiralne również rotują, ale obracaja się ze stałą prędkościa kątową. Oznacza to, że gwiazdy wchodzą i wychodzą z ramoin spiralnych. Ramiona spiralne można rozumieć jako obszary o zwiększonej gęstości - fale gęstości. Gwiazdy wchodząc w ramiona spiralne zwalniają, tworząc obszar o zwiększonej gęstości. Jest to podobme do "fali" zwalniających samochodów wzdłuż autostrady. Ramiona są widoczne, ponieważ większa gęstość ułatwia proces formowania się gwiazd i powstawania młodych jasnych gwiazd.

Większe struktury galaktyk

Tylko kilka galaktyk istnieje jako obiekty niezwiązane, nazywane są galaktykami pola. Większość galaktyk są związane grawitacyjnie z innymi galaktykami. Struktury zawierające do 50 galaktyk nazywamy grupami galaktyk a większe struktury zawierające wiele tysięcy galaktyk wewnątrz rozmiarów kilku megaparseków (10⁶ pc) są nazywane gromadami galaktyk. Supergromady galaktyk są ogromnymi zbiorowiskami galaktyk zawierającymi dziesiątki tysięcy galaktyk. Powyżej tej skali odległości uważa się, że Wszechswiat jest jednorodny.
Nasza Galaktyka jest członkiem Grupy Lokalnej, w której dominuje razem z galaktyką Andromedy. Grupa Lokalna zawiera ponad 30 galaktyk na obszarze około jednago megaparseka (10⁶ pc). Grupa Lokalna jest częścią Lokalnej Supergromady znanego jako Supergromadą Virgo.

Zderzenie się galaktyk

Czołowe zderzenie między galaktykami stanowi spektakularne widowisko w kosmosie. Teleskop Hubble'a zarejestrował takie zjawisko w 1997 roku.Zderzyły się wtedy galaktyki NGC 4038 i NGC 4039 w gwiazdozbiorze Kruka.Przypadek taki nie stanowi jednak totalnej katastrofy: gdy galaktyki zachodzą na siebie, w wyniku łączenia się zawartych w nich obłoków gazu i pyłu powstają nowe gwiazdy.

Historia

W 1610, Galileusz użył teleskopu do obserwacji Drogi Mlecznej i odkrył, że składa się ona z ogromnej liczby słabych gwiazd. Immanuel Kant w traktacie z 1755 roku, opierając się na wcześniejszej pracy astronoma Thomasa Wrighta właściwie przypuszczał, że galaktyka może być obracającym się ciałem zbudowanym z ogromnej ilości gwiazd związanych grawitacyjne. Powstały dysk gwiazd mógłby być widoczny na niebie jako pasmo gwiazd. Kant przypuszczał również, że obserwowalne mgławice mogą być oddzielnymi galaktykami.
Pod koniec XVIII wieku, Charles Messier zgromadził katalog zawierający 109 najjaśniejszych mgławic, później William Herschel wydał katalog gromadzący 5000 mgławic. W roku 1845, Lord Rosse dzięki konstrukcji nowego teleskopu był zdolny rozróżnić mgławice eliptyczne od spiralnych. Aż do lat 20. XX wieku, do prac Edwina Hubble'a mgławice te nie były powszechnie akceptowane jako odległe galaktyki. Hubble zidentyfikował pojedyncze gwiazdy zmienne (cefeidy) co pozwoliło mu na pomiar odległości do najbliższych galaktyk. W roku 1936, Hubble zaproponował klasyfikację galaktyk używaną do tej pory.
Pierwszą próbę ocenienia kształtu Drogi Mlecznej i położenia Słońca w naszej Galaktyce dokonał William Herschel w roku 1785 poprzez dokładne zliczenie liczby gwiazd w różnych obszarach nieba. Używając ulepszonej metody Kapteyn w 1920 otrzymał obraz naszej Galaktyki jako małej elipsoidalnej galaktyki (średnicy ~15 kiloparseków) z Słońcem w centrum galaktyki. Inna metoda stosowana przez Shapleya doprowadziła do radykalnie innego obrazu: płaskiego dysku o średnicy ~70 kiloparseków ze Słońcem daleko od centrum. Obie analizy danych nie uwzględniały absorbcji światła przez pył międzygwiezdny. Obecny obraz naszej galaktyki ukształtował się w latach 30-tych XX wieku.
W roku 1944, van de Hulst przewidział istnienie promieniowania mikrofalowego o długości 21 cm pochodzącego od międzygwiezdnego gazu wodorowego. Promieniowanie to zaobserwowano w 1951 roku. To promieniowanie poprawiło obraz naszej Galaktyki ponieważ nie było absorbowane przez pył a obserwacja przesunięcia długości fali w oparciu o zjawisko Doppera pozwoliło ustalić prędkości gazu w Galaktyce. Te obserwacje sugerowały rotację w centrum naszej Galaktyki. Z chwilą udoskonalenia teleskopów radiowych, obserwacje gazu wodorowego mogły być dokonane równiez dla innych galaktyk. W latach 70-tych XX wieku zdano sobie sprawę, że całkowita widoczna masa nie zgadza się z danymi z rotacji galaktyk co doprowadziło do idei ciemnej materii.