Epäsäännöllisten galaksien muodostuminen ja tyypit

Sana "galaksi" tuo mieleen kuvat Linnunrata tai ehkä Andromedan galaksi, spiraalivarrensa ja keskeisten pullistumiensa kanssa. Nämä spiraal galaksit ovat mitä ihmiset yleensä kuvittelevat kaikkien galaksien näyttävän. Silti universumissa on monentyyppisiä galakseja, ja ne eivät ole kaikki spiraaleja. Varmasti elämme spiraaligalaksissa, mutta siellä on myös elliptisiä (pyöreät ilman spiraalivarret) ja lenkkulakkeja (eräänlainen sikarin muotoinen). On olemassa toinen joukko galakseja, jotka ovat melko muodottomia, joilla ei välttämättä ole spiraalivarret, mutta niillä on paljon sivustoja, joissa tähdet muodostuvat. Näitä parittomia, röyhkeitä kutsutaan "epäsäännöllisiksi" galakseiksi. Joskus ne takertuvat ns. Ominaisiin galakseihin epätavallisten muotojensa tai muiden ominaisuuksiensa vuoksi.

Jopa neljännes tunnetuista galakseista on epäsäännöllisiä. Ilman spiraalivarret tai keskellä pullistuma, ne eivät näytä jakavan visuaalisesti paljon yhteistä joko spiraalin tai

Joten miten epäsäännöllisyydet muodostuvat? Näyttää siltä, ​​että ne muodostuvat tyypillisesti gravitaation kautta tapahtuvien vuorovaikutusten ja muiden galaksien fuusioiden kautta. Suurin osa, ellei kaikki heistä, aloitti elämän toisena galaksityyppinä. Sitten vuorovaikutuksessa toistensa kanssa, ne vääristyivät ja menettivät osan, elleivät kaikki muodonsa ja piirteensä.

Jotkut ovat luoneet yksinkertaisesti kulkemalla lähellä toista galaksia. Toisen galaksin painovoima vetää sitä ja vääntää sen muotoa. Näin tapahtuu etenkin, jos ne kulkevat lähellä suurempia galakseja. Näin todennäköisesti tapahtui Magellanic Pilvet, Linnunradan pienempiä seuralaisia. Näyttää siltä, ​​että ne olivat aikoinaan pieniä estettyjä spiraaleja. Koska he ovat lähellä galaksiamme, gravitatiivinen vuorovaikutus vääristi heitä nykyisiksi epätavallisiksi muodoiksi.

Muut epäsäännölliset galaksit näyttävät syntyneen galaksien sulautumisen kautta. Muutaman miljardin vuoden sisällä Linnunrata tulee sulautua Andromedan galaksin kanssa. Törmäyksen alkuaikana vastikään muodostunut galaksi (josta käytetään lempinimeä "Milkdromeda") voi näyttää epäsäännölliseltä, koska kunkin galaksin painovoima vetää toisiaan ja venyttää niitä kuten toffee. Sitten, miljardien vuosien jälkeen, ne voivat lopulta muodostaa elliptisen galaksin.

Jotkut tutkijat epäilevät, että suuret epäsäännölliset galaksit ovat välivaihe samankaltaisten spiraal galaksioiden sulautumisen ja niiden mahdollisten lopullisten muotojen välillä elliptisinä galakseina. Todennäköisin skenaario on, että kaksi spiraalia joko sekoittuvat toisiinsa tai kulkevat yksinkertaisesti hyvin lähellä toisiaan, mikä johtaa muutoksiin molemmille "galaktisen tanssin" kumppaneille.

On myös pieni populaatio sääntöjenvastaisuuksia, jotka eivät sovi muihin luokkiin. Näitä kutsutaan kääpiön epäsäännöllisiksi galakseiksi. Ne näyttävät myös paljon kuin jotkut galaksit, koska ne olivat olemassa jo maailmankaikkeuden historiassa, ilman selkeää muotoa ja näyttävät enemmän galaksin "silppulta". Tarkoittaako tämä, että tänään havaitut epäsäännölliset ovat enemmän kuin varhaiset galaksit? Vai onko olemassa jotain muuta evoluutiopolkua, jonka he kulkevat? Tuomaristo on edelleen poissa näistä kysymyksistä, koska tähtitieteilijät jatkavat niiden tutkimista ja vertaavat nuorempia niihin, joita he näkevät monta miljardia vuotta sitten.

Epäsäännöllisiä galakseja on kaikenlaisia ​​muotoja ja kokoisia. Tämä ei ole yllättävää ottaen huomioon, että ne ovat saattaneet alkaa joko spiraali- tai elliptisinä galakseina ja yksinkertaisesti vääristynyt kahden tai useamman galaksin sulautumisen kautta tai kenties läheisyydessä olevan gravitaation vääristymisen kautta toisesta galaksi.

Epäsäännölliset galaksit voivat kuitenkin edelleen kuulua lukuisiin alatyyppeihin. Erot liittyvät yleensä niiden muotoon ja ominaisuuksiin tai niiden puuttumiseen ja koosta.

Epäsäännöllisiä galakseja, etenkin kääpiöitä, ei vieläkään tunneta hyvin. Kuten olemme jo keskustelleet, niiden muodostuminen on ongelman ytimessä, etenkin kun verrataan vanhoja (kaukaisia) epäsäännöllisiä galakseja uudempiin (lähempänä oleviin) galakseihin.

Epäsäännölliset I-galaksit (Irr I): Epäsäännöllisten galaksien ensimmäinen alatyyppi tunnetaan nimellä Irr-I-galaksit (lyhyt Irr I) ja niille on ominaista jollakin rakenteella, mutta ei tarpeeksi luokittelemaan sitä spiraali- tai elliptisiksi galakseiksi (tai mille tahansa muulle tyypille). Jotkut luettelot erittelevät tämän alatyypin vielä enemmän sellaisiksi, joissa on joko spiraalipiirteitä (Sm) - tai estetty kierre piirteet (SBm) - ja sellaiset, joilla on rakenne, mutta ei rakenne, joka liittyy spiraaligalakseihin, kuten keskinen pullistuma tai käsivarsi ominaisuudet. Siksi nämä tunnistetaan epäsäännöllisiksi galakseiksi.

Epäsäännölliset II-galaksit (Irr II): Toisella tyypillisellä epäsäännöllisellä galaksilla ei ole mitään ominaisuutta mitä niin koskaan. Kun ne muodostuivat painovoimaisen vuorovaikutuksen kautta, vuoroveden voimat olivat riittävän vahvoja eliminoimaan kaikki tunnistetut rakenteet siitä, minkä galaksityypin se voi olla aikaisemmin.

Kääpiö epäsäännölliset galaksit: Viimeinen epäsäännöllisen galaksin tyyppi on edellä mainittu kääpiö-epäsäännöllinen galaksi. Kuten nimestä voi päätellä, nämä galaksit ovat pienempiä versioita kahdesta yllä luetellusta alatyypistä. Jotkut niistä sisältävät rakenteen (dIrrs I), kun taas toisilla ei ole jälkeä sellaisista piirteistä (drrs II). Määrällisesti "viralliselle" epäsäännölliselle galaksille ja kääpiölle ei ole virallista rajaa. Kuitenkin kääpiögalaksit yleensä alhainen metallisuus (se tarkoittaa, että ne ovat enimmäkseen vetyä, joissa on vähän määriä raskaampia alkuaineita). Ne voivat myös muodostaa eri tavalla kuin normaalikokoiset epäsäännölliset galaksit. Jotkut tällä hetkellä kääpiöregulareiksi luokiteltavat galaksit ovat kuitenkin yksinkertaisesti pieniä spiraaligalakseja, joita paljon suurempi lähellä oleva galaksi on vääristänyt.

Toimittanut ja päivittänyt Carolyn Collins Petersen.