גלקסיה: מאפיינים, רכיבים, סוגים, היווצרות - ארטה - 2025

גלקסיה היא אוסף של עצמים אסטרונומיים וחומר, כגון ענני גז ואבק, מיליארדים של כוכבים, ערפיליות, כוכבי לכת, אסטרואידים, שביטים, חורים שחורים, ואפילו הרבה חומר אפל, הכל הודות המובנה לכוח כובד.

מערכת השמש שלנו היא חלק מגלקסיה גדולה של ספירלה הנקראת שביל החלב. ניתן לתרגם שם זה שמקורו ביוונית כ"נתיב חלב ", בשל דמיונו ללהקה מוארת באפלולית החוצה את כדור השמיים.

איור 1. גלקסיית העדשים היפה הידועה בשם גלקסיית סומבררו M104 בכוכב בתולה, 29.35 מיליון שנות אור משם, נראית באמצעות הטלסקופ האבל. מקור: Wikimedia Commons.

בלילות קיץ צלולים ניתן להבחין היטב בין קבוצות הכוכבים של מזל עקרב למזל קשת, מכיוון שכיוון זה הוא הגרעין ושם צפיפות הכוכבים גבוהה בהרבה.

היסטוריה של גילוי הגלקסיות

ההוגה הגדול והמתמטיקאי היווני הדמוקריטוס מאבדרה (460-370 לפני הספירה) היה הראשון שהציע - בימיו לא היו טלסקופים - כי שביל החלב מורכב למעשה מאלפי כוכבים כל כך רחוקים זה מזה שלא ניתן היה להבחין ביניהם. אַחֵר.

זה לקח זמן עד שגלילאו (1564-1642) הסכים אתו, כאשר באמצעות כיוון הטלסקופ שלו גילה שיש יותר כוכבים בשמיים מכפי שיכול היה לספור.

גלילאו גליליי - מקור: דומניקו טינטורטו

זה היה הפילוסוף הגרמני עמנואל קאנט (1724-1804) שהעריך כי שביל החלב מורכב מכמה אלפי מערכות סולריות וכי לכלל יש צורה אליפטית וסיבוב קצב סביב מרכז.

יתר על כן, הוא גם הציע לקבוצת כוכבים וכוכבי לכת אחרים כמו שביל החלב וקרא להם יקומי איים. יקומי האי הללו יהיו גלויים מכדור הארץ ככתמי אור קטנטנים וקלושים.

20 שנה מאוחר יותר, בשנת 1774, הופיע קטלוג המסייר, אוסף של 103 חפצים בחלל העמוק שנראו עד כה ועשויים על ידי האסטרונום הצרפתי צ'ארלס מסייר (1730-1817).

בין אלה היו כמה מועמדים ליקום איים, שהיו ידועים פשוט כערפיליות. ערפילית M31 הייתה אחת מהן, והייתה ידועה כיום כגלקסיה הסמוכה של אנדרומדה.

ויליאם הרשל (1738-1822) היה מרחיב את רשימת חפצי החלל העמוק ל -2,500 ותיאר לראשונה את צורת שביל החלב. עם זאת, מדענים טרם הבינו כי ערפיליות מסוימות כמו M31 הם בעצמם קונגלומרטים ענקיים של כוכבים הדומים לשביל החלב.

היה צורך בטלסקופ בעל רזולוציה מספקת, וניתן היה לרכוש אותו בשנת 1904 כאשר הטלסקופ הענק במצפה הר ווילסון בקליפורניה נבנה במראה בקוטר 100 אינץ '. רק אז התברר גודל היקום, מכיוון שביל החלב העצום שכבר הוא רק גלקסיה אחת, מבין אינספור קונגלומרטים מהם.

בשנת 1924 הצליח אדווין האבל (1889-1953) למדוד את המרחק לאחת מערפיליות הספירלה הללו, תוך התבוננות בכוכבים דמויי קפיד בעצם M31, הערפילית המדהימה ביותר בצורת ספירלה הנקראת אנדרומדה.

Cepheids הם כוכבים שמשנים מדי פעם את בהירותם וזה פרופורציונאלי לתקופה. לבהירים יותר יש תקופות ארוכות יותר.

באותה עת העריך הרולד שפלי (1885-1972) את גודל שביל החלב, אך הוא היה כה גדול עד שהוא היה משוכנע כי ערפילית אנדרומדה נמצאת בפנים שביל החלב.

עם זאת, האבל קבע שהמרחק לספיידים אנדרומדה היה גדול בהרבה מגודל שביל החלב ולכן לא ניתן היה למצוא בתוכו. אנדרומדה, כמו שביל החלב, הייתה גלקסיה בפני עצמה, אם כי במשך זמן רב היא נותרה מכונה "ערפילית אקסטרגלאקטית".

מאפיינים כלליים

לגלקסיות יש צורה וכפי שנראה בהמשך, ניתן לסווג אותן לפי קריטריון זה. הם מכילים גם מסה והם כלל לא ישויות סטטיות, מכיוון שיש להם תנועה.

ישנן גלקסיות ענקיות ומוארות מאוד, כמו שביל החלב ואנדרומדה, וגם גלקסיות המכונות "גמדים", עד פי אלף פחות בהירים. כדי להכיר את הגדלים, כדאי לדעת כמה יחידות מדידה המשמשות באסטרונומיה. ראשית יש לנו את שנת האור.

שנת האור היא יחידת מרחק השווה למרחק שהאור עובר בשנה אחת. מכיוון שמהירות האור היא 300,000 קמ"ש, כפול מספר השניות ב 365 יום, התוצאה היא כ- 9 וחצי מיליארד ק"מ.

לשם השוואה, המרחק מהשמש לכדור הארץ הוא 8.5 דקות אור, כ -150 מיליון ק"מ, שזה בערך שווה ערך ליחידת AU או אסטרונומית אחת, שימושי למדידות בתוך מערכת השמש. הכוכב הקרוב ביותר לשמש הוא פרוקסימה קנטאורי בגובה 4.2 שנות אור.

ה- AU מוליד יחידה נוספת שנמצאת בשימוש נרחב: הפרסק או הפראלקס של קשת שנייה. שנקודה נמצאת במרחק של נקב, פירושו שהפרלקס שלה שווה לקשת שנייה בין כדור הארץ לשמש. הדמות הבאה מבהירה את זה:

איור 2. תרשים להגדרת הפרסק. מקור: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

גודל, תנועה והרכב כימי

גדלי הגלקסיות מגוונים ביותר, החל מקטן כל כך עד שבקושי יש להם אלף כוכבים, ועד הגלקסיות האליפטיות הענקיות עליהן נדבר בפירוט בהמשך.

לפיכך, יש לנו את שביל החלב שלנו בקוטר 100,000 שנות אור, בהיותנו גלקסיה גדולה, אך לא הגדולה ביותר. NGC 6872 רוחב 520,000 שנות אור, בערך פי 5 מקוטר שביל החלב, והיא הגלקסיה הספירלית הגדולה ביותר הידועה עד כה.

הגלקסיות אינן סטטיות. באופן כללי, לכוכבים וענני גז ואבק תנועות סיבוביות סביב המרכז, אך לא כל חלקי הגלקסיה מסתובבים במהירות שווה. הכוכבים במרכז מסתובבים מהר יותר מהכוכבים החיצוניים, במה שמכונה סיבוב דיפרנציאלי.

לגבי ההרכב הכימי, היסודות הנפוצים ביקום הם מימן והליום. בתוך הכוכבים, כמו כור היתוך גרעיני, היסודות הכבדים ביותר שאנחנו מכירים נוצרים דרך הטבלה המחזורית.

צבעם של גלקסיות וזוהרם משתנים עם הזמן. הגלקסיות הצעירות יותר כחולות ובהירות יותר מהגדולות יותר.

גלקסיות בצורת אליפסה נוטות לכיוון אדום, עם מספר רב של כוכבים ישנים, ואילו אלה לא סדירים הם הכחולים ביותר. בגלקסיות בצורת ספירלה, הכחול מרוכז לכיוון המרכז ואדום לכיוון הפאתי.

מרכיבי הגלקסיות

כשמתבוננים בגלקסיה ניתן לזהות מבנים כמו הבאים שנמצאים בנתיב החלב, שנלקחה כמודל מכיוון שהיא הנלמדת ביותר:

דיסקו והילה

שני המבנים הבסיסיים של הגלקסיה שלנו הם הדיסק וההילה. הדיסק נמצא במישור האמצעי שהוגדר על ידי הגלקסיה והוא מכיל כמות גדולה של גז בין-כוכבי שמוליד כוכבים חדשים. הוא מכיל גם כוכבים ישנים ואשכולות פתוחים - קיבוץ כוכבים מובנה בצורה לא טובה.

יש לציין כי לא לכל הגלקסיות יש אותו שיעור היווצרות כוכבים. על פי ההערכה, גלקסיות אליפטיות הן בעלות שיעור נמוך בהרבה, בניגוד לספירלות.

השמש ממוקמת בדיסק הגלקטי של שביל החלב, על מישור הסימטריה וכמו כל הכוכבים בדיסק, הוא מקיף את הגלקסיה בעקבות נתיב מעגלי ובאונך לציר הסיבוב הגלקטי. כדי להשלים מסלול אחד לוקח בערך 250 מיליון שנים.

ההילה מכסה את הגלקסיה בנפח ספירואידי פחות צפוף, מכיוון שהיא אזור עם הרבה פחות אבק וגז. הוא מכיל אשכולות כדוריים, כוכבים המקובצים על ידי פעולת הכובד וישנים בהרבה מהדיסק, כוכבים בודדים וגם מה שמכונה החומר האפל.

חומר אפל הוא סוג של חומר שטבעו אינו ידוע. היא חייבת את שמה לעובדה שהיא אינה פולטת קרינה אלקטרומגנטית וקיומה הוצע להסביר את העובדה שכוכבים בחוץ נעים מהר מהצפוי.

המהירות בה נע כוכב ביחס למרכז הגלקסיה תלויה באופן התפוצה של החומר, מכיוון שמדובר במשיכת הכבידה הנגרמת לו כי כוכב נשאר במסלול. מהירות מהירה יותר פירושה שיש יותר חומר שלא ניתן לראות: חומר אפל.

הנורה, הגרעין הגלקטי והסרגל

מלבד הדיסק וההילה, בגלקסיה יש את הבליטה, הבליטה המרכזית או הגרעין הגלקטי, שם יש צפיפות גדולה יותר של כוכבים, ולכן הם זוהרים מאוד.

צורתו כדורית בערך - אם כי זו של שביל החלב דומה יותר לבוטנים - ובמרכזה הגרעין, המורכב מחור שחור, עובדה שנראית שכיחה בגלקסיות רבות, במיוחד ב אלה הספירליות.

עצמים שנמצאים בסביבת הגרעין מסתובבים, כאמור, הרבה יותר מהר מאלה שנמצאים רחוק יותר. שם המהירות פרופורציונלית למרחק למרכז.

לכמה גלקסיות ספירליות כמו שלנו יש מוט, מבנה שעובר במרכזו וממנו יוצאים זרועות ספירלה. יש יותר גלקסיות ספיראליות חסומות.

ההערכה היא כי המוטות מאפשרים הובלת חומר מקצותיו אל הנורה, ועיבוים על ידי קידום היווצרות כוכבים בגרעין.

איור 3. מרכיבי שביל החלב. השמש נמצאת באחת מהזרועות ובעלת תנועה סיבובית במרכז הגלקסיה, כמו גם תנועה אנכית. מקור: Wikimedia Commons.

סוגי גלקסיות

הדבר הראשון שמעריכים כשמתבוננים בגלקסיות דרך הטלסקופ הוא צורתם. גלקסיית אנדרומדה הגדולה, למשל, מעוצבת בצורה ספירלית, ואילו בן לווייתה NGC 147 הוא אליפטי.

מערכת הסיווג של הגלקסיה מבוססת על הצורה שיש להן והשימוש ביותר בהן כיום הוא מזלג הכוונון או הרצף של האבל, שנוצר בסביבות שנת 1926 על ידי אדווין האבל, ושונה אחר כך על ידי עצמו ושל אסטרונומים אחרים, ככל שהופיע מידע חדש.

האבל עיצב את התוכנית מתוך אמונה שהיא מייצגת סוג של התפתחות גלקסית, אך כיום ידוע שזה לא המקרה. אותיות משמשות ברצף לייעוד הגלקסיות: E לגלקסיות אליפטיות, S לגלקסיות ספיראליות, ו- Irr לציפיות לא סדירות.

איור 4. מזלג כוונון האבל. מקור: Wikimedia Commons.

גלקסיות אליפטיות

משמאל, על צוואר מזלג הכוונון, נמצאות הגלקסיות האליפטיות המיוצגות על ידי האות E. הכוכבים המרכיבים אותם מופצים בצורה פחות או יותר אחידה.

המספר שמלווה את המכתב מציין עד כמה הגלקסיה אליפטית היא -ליפטיות, החל מ- E0, שהיא הכדורית ביותר, ועד E7 שהיא הכי שטוחה. לא נצפו גלקסיות עם אליפטיות הגבוהה מ 7. מציין פרמטר זה כ- є:

Є = 1 - (β / ɑ)

כאשר α ו- β הם הצירים החציוניים העיקריים והקטנים לכאורה בהתאמה של האליפסה. עם זאת, מידע זה הוא יחסי, מכיוון שיש לנו רק את הנוף מכדור הארץ. לדוגמה, לא ניתן לדעת אם גלקסיה המוצגת בקצה היא אליפטית, עדשתית או ספירלית.

גלקסיות אליפטיות ענקיות הן בין העצמים הגדולים ביקום. הם הקלים ביותר לצפייה, אם כי גרסאות קטנות בהרבה, המכונות גלקסיות אליפטיות ננסיות, יש הרבה יותר בשפע.

איור 5. גלקסיה אליפטית NGC 1316, בקבוצת הכוכבים פורנקס, המתמזגת עם גלקסיה אחרת קטנה יותר. מקור: אשראי תמונה: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

גלקסיות עדשות וספירליות

גלקסיות עדשות הן בצורת דיסק, ללא זרועות ספירליות, אך ניתן לחסום אותן. המינוח שלהם הוא S0 או SB0 והם נמצאים ממש במזלג הדמות. תלוי בכמות האבק (אזורי ספיגה גבוהה) בדיסק שלך, הם מחולקים ל S01, SB01 עד S03 ו- SB03.

גלקסיות ה- S הן גלקסיות הספירלה הנכונות, ואילו ה- SB הן גלקסיות הספירלה המסורגות, מכיוון שנראה שהספירלות מתגלגלות ממוט דרך הבליטה המרכזית. לרוב המכריע של הגלקסיות יש צורה זו.

שתי שכבות הגלקסיות נבדלות בתורן על ידי מידת הקלות של הזרועות הספירליות ומסומנות באותיות קטנות. אלה נקבעים על ידי השוואה בין גודל הבליטה הגדולה ביותר לאורכה של הדיסק: L bulge / L דיסק.

איור 6. גלקסיית הספירלה היפה של אנדרומדה שבקבוצת הכוכבים קסיופאה. מקור: Wikimedia Commons תמונה של נאס"א).

לדוגמה, אם כמות זו היא ≈ 0.3, הגלקסיות נקבעות כ- Sa אם היא ספירלה פשוטה, או SBa אם היא חסומה. אצל אלה נראה הספירלות מהודקות יותר וריכוז הכוכבים בזרועות הוא קלוש יותר.

כאשר הרצף ממשיך ימינה, הספירלות נראות יותר רופפות. יחס הבליטה / דיסק לגלקסיות אלה הוא: L Bulge / L disk ≈ 0.05.

אם לגלקסיה מאפייני ביניים, ניתן להוסיף עד שני אותיות קטנות. לדוגמא, שביל החלב מסווג על ידי חלקם SBbc.

גלקסיות לא סדירות

אלה גלקסיות שצורתן אינה תואמת אף אחת מהתבניות שתוארו לעיל.

האבל עצמו חילק אותם לשתי קבוצות: Irr I ו- Irr II, שם הראשונים רק מעט יותר מאורגנים מהאחרונים, מכיוון שיש להם משהו שמזכיר את צורת הזרועות הספירליות.

גלקסיות Irr II הן, אפשר לומר, אמורפיות וללא מבנה פנימי מזוהה. הן Irr I והן Irr II הן בדרך כלל קטנות יותר מגלקסיות אליפטיות או גלקסיות ספירליות מלכותיות. ישנם מחברים שמעדיפים להתייחס אליהם כאל גלקסיות ננסיות. בין הגלקסיות הלא-סדירות הידועות ביותר הם ענני המגלן השכנים, המסווגים כ- Irr I.

איור 7. גלקסיה לא סדירה NGC 5408, שהתגלתה בקבוצת הכוכבים קנטאורוס על ידי ג'ון הרשל בשנת 1834. בתחילה האמינו שהיא ערפילית פלנטרית. מקור: Wikimedia Commons.

לאחר פרסום רצף האבל, הציע האסטרונום הצרפתי ג'רארד דה ווקולורס (1918-1995) להסיר את המינוח Irr I ו- Irr II ולקרוא ל- Irr I, שיש להם כמה זרועות ספירליות, כגלקסיות Sd-SBd, Sm - SBm או Im ("m" מיועד לגלקסיה מגלנית).

לבסוף, הגלקסיות שצורתן לא סדירה וללא שמץ של ספירלות נקראות בפשטות גו. עם זאת, הסיווג המודרני נותר כך:

כיצד נוצרות גלקסיות?

היווצרות הגלקסיה היא נושא לדיון פעיל בימינו. קוסמולוגים מאמינים שהיקום המוקדם היה חשוך למדי, מלא בענני גז וחומר אפל. זה נובע מהתיאוריה כי הכוכבים הראשונים נוצרו תוך כמה מאות מיליוני שנים לאחר המפץ הגדול.

ברגע שמנגנון הייצור הכוכב מותקן, מסתבר שיש בו עליות וירידות בקצב. ומכיוון שכוכבים הם המרכיבים גלקסיות, ישנם מנגנונים שונים המובילים ליצירת גלקסיות.

משיכה כבידתית היא הכוח הקדמוני שמפעיל תנועה של עצמים קוסמיים. הצטברות קטנה של חומר בשלב מסוים מושכת יותר חומר והיא מתחילה להצטבר.

דרך החלב אמורה להיות כזו: הצטברות קטנות של חומר שהולידו בסופו של דבר את אשכולות הכדור של ההילה, ביניהן הכוכבים העתיקים ביותר בגלקסיה.

הסיבוב טבוע בהצטברות המסה שלאחר התקופה הראשונית של היווצרות הכוכבים. ועם הסיבוב נוצר המומנטום הזוויתי, ששמירתו הניבה את התמוטטות המסה הכדורית והופכת אותו לדיסק שטוח.

גלקסיות יכולות לגדול בגודל על ידי מיזוג עם גלקסיות קטנות אחרות. זה האמין שזה המקרה כיום עם שביל החלב ושכנותיו הקטנות יותר, העננים המגלניים.

מיזוג נוסף שצפוי בעתיד הרחוק מאוד הוא ההתנגשות עם אנדרומדה שבניגוד לרוב הגלקסיות סוגרת עלינו. אנדרומדה נמצאת כיום במרחק של 2.2 מיליון שנות אור.

כמה גלקסיות יש ביקום?

למרות שרוב החלל ריק, ישנם מיליוני גלקסיות, אולי 100 טריליון מהן, לפי הערכות מסוימות. אחרים מעריכים 2 טריליון גלקסיות. מרבית היקום נותר ללא בדיקה ואין תשובה מדויקת לשאלה זו.

בתוך 12 יום בלבד מצא טלסקופ החלל האבל 10,000 גלקסיות מהצורות המגוונות ביותר. המספר הכולל של הגלקסיות ביקום אינו ידוע. כשמתבוננים באמצעות טלסקופ יש להדגיש שאתה הולך רחוק לא רק במרחק, אלא גם בזמן.

אור השמש שאנחנו רואים לקח לנו 8.5 דקות להגיע אלינו. השקפתו של אנדרומדה שאנו מתבוננים במשקפת היא זו של לפני 2.2 מיליון שנה. זו הסיבה שמה שאנחנו רואים מכדור הארץ נמצא בטווח היקום הנצפה. לעת עתה אין דרך לראות מה מעבר לכך.

אחת הדרכים להעריך כמה גלקסיות יש ביקום הניתן לצפייה היא על ידי צילומי שדה עמוקים במיוחד מהאבל או מ- XDF, המייצגים שטח קטן בספירה השמימית.

בצילום אחד כזה נמצאו 5500 גלקסיות במרחק 13.2 מיליארד שנות אור. על ידי הכפלת ערך זה בכמות ה- XDF לכל התחום השמימי, הם העריכו את 100,000 מיליון הגלקסיות שהוזכרו.

הכל מצביע על כך שבתקופות קדומות יותר היו גלקסיות מכפי שיש כיום, אך קטנות יותר, כחולות וצורות לא סדירות יותר מאשר הגלקסיות הספירליות האלגנטיות שאנו רואים כיום.

דוגמאות לגלקסיות

למרות גודלם העצום, הגלקסיות אינן בודדות, אלא מקובצות למבנים היררכיים.

שביל החלב שייך לקבוצה המקומית Local, בה כל החברים - בערך 54 - נמצאים במרחק לא גדול מ- 1 מגה-פרסק. ואז צפיפות הגלקסיות פוחתת עד להופעת אשכול אחר הדומה לקבוצה המקומית.

בין מגוון הגלקסיות העצום שנמצא, כדאי להדגיש כמה דוגמאות מפתיעות לגבי ייחודיותן:

גלקסיות אליפטיות ענקיות

הגלקסיות הגדולות ביותר שנמצאו עד כה נמצאות במרכז אשכולות הגלקסיה. אלה גלקסיות אליפטיות ענקיות שכוח המשיכה שלהן מושך גלקסיות אחרות ומעטפות אותן. בגלקסיות אלה קצב היווצרות הכוכבים הוא נמוך מאוד, ולכן כדי להמשיך לגדול הם מלכדים אחרים.

גלקסיות פעילות

בניגוד לגלקסיות הפעילות, בניגוד לאלו הרגילות והשקטות יותר כמו שביל החלב, הם פולטים תדרים של אנרגיה גבוהה מאוד, הרבה יותר גבוהים מאלה שנפלטים על ידי גרעיני הכוכבים, הנפוצים בכל גלקסיה.

תדרים אנרגיים גבוהים אלה שכוחם שווה ערך למיליארדי שמש יוצא מגרעין האובייקטים כמו קוואזרים, שהתגלה בשנת 1963. באופן מפתיע, קוואזר, אחד האובייקטים המבריקים ביקום, מסוגל לשמור על קצב זה במשך מיליוני שנים.

גלקסיות סייפרט הן דוגמא נוספת לגלקסיות פעילות. עד כה התגלו כמה מאות מהם. הליבה שלו פולטת קרינה מאוד מיוננת, משתנה בזמן.

איור 8. גלקסיית Seyfert M 106. מקור: Wikimedia Commons. צילום רנטגן: NASA / CXC / Univ. של מרילנד / א.ש. וילסון ואח '; אופטי: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

ההערכה היא כי בסביבת המרכז, כמות עצומה של חומר גזי ממהרת לעבר החור השחור המרכזי. אובדן המסה משחרר אנרגיה קורנת בספקטרום הרנטגן.

גלקסיות רדיו הן גלקסיות אליפטיות הפולטות כמויות גדולות של תדרי רדיו, פי עשרת אלפים יותר מאשר גלקסיות רגילות. בגלקסיות אלה ישנם מקורות - אונות רדיו - המקושרות על ידי חוטי חומר לגרעין הגלקטי, הפולטים אלקטרונים בנוכחות שדה מגנטי אינטנסיבי.

הפניות

1. קרול, ב. מבוא לאסטרופיזיקה מודרנית. 2. מַהֲדוּרָה. פירסון. 874-1037.
2. גָלַקסִיָה. התאושש מ: es.wikipedia.org
3. איך זה עובד. 2016. ספר החלל. 8. הוצאת אדמיין לדמיין בע"מ 134-150.
4. הגלקסיות. התאושש מ: astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. אוסטר, ל. 1984. אסטרונומיה מודרנית. הערכה Reverté. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. כוכבים וכוכבי לכת. מדריכי שדה של פיטרסון. 148-154.
7. קווורה. כמה גלקסיות יש? התאושש מ: es.quora.com.
8. סרגל למדידת היקום. התאושש מ: henrietta.iaa.es
9. מהי גלקסיה? נלקח מ: spaceplace.nasa.gov.