galaktike

ilustracija
GALAKTIKE, NGC 5194 (M 51)
ilustracija1ilustracija2ilustracija3ilustracija4ilustracija5ilustracija6

galaktike (prema grč. galacticus < grč. γαλαϰτıϰός: mliječni), velike nakupine zvijezda, međuzvjezdanog materijala i tamne tvari koje na okupu održava gravitacijska sila. Drži se da se u središtima većine galaktika nalaze supermasivne crne rupe. Promjer je galaktika od 5000 do 500 000 svjetlosnih godina. Patuljaste sadrže nekoliko desetaka milijuna zvijezda, a divovske do 1014 zvijezda

Vrste galaktika

Prema obliku galaktike se dijele na eliptične (npr. Kemijska peć), spiralne (npr. Andromeda, Trokut i Vrtlog), lećaste i nepravilne (npr. Magellanovi oblaci). Prema snazi zračenja mogu se podijeliti na obične, patuljaste i aktivne galaktike. Od ukupnog broja otkrivenih galaktika više od 70% čine spiralne, oko 20% eliptične, a samo je 3% nepravilnih galaktika. Veliki broj otkrivenih spiralnih galaktika posljedica je činjenice da su spiralne galaktike najsjajnije. U prostoru svemira polumjera 10 Mpc približno je 34% spiralnih galaktika, 13% eliptičnih, dok je najviše (preko 50%) nepravilnih.

Razvoj galaktika

Galaktike su nastale čim se tvar nakon Velikoga praska dovoljno ohladila (→ svemir), a razlike u građi posljedica su razvojnoga puta. U eliptičnima sve su zvijezde nastale u prvim milijardama godina svemira, a u spiralnima zvijezde nastaju postupno tako da je i danas u njima velik broj mladih zvijezda.

Galaktike mijenjaju oblik i prilikom sudara (stapanja). Spiralna je struktura vrlo krhka, jer se zvijezdama koje su se prije sudara gibale u galaktičkoj ravnini diska poremete putanje i one se počnu gibati različitim brzinama u različitim ravninama. Većina je galaktika neposredno nakon sudara nepravilna oblika i bogata novonastalim zvijezdama (plavičasta), a nakon duljeg vremena, budući da se međuzvjezdani plin potroši tijekom sudara, siromašna mladim zvijezdama (crvenkasta) i eliptična.

Mjerenje udaljenosti galaktika

Za mjerenje udaljenosti bližih galaktika do 15 milijuna svjetlosnih godina (dok se vide pojedinačne zvijezde) rabe se metode tzv. standardnih svijeća. Najpouzdanije su standardne svijeće cefeide i RR-liride kojima je stalan odnos srednjega sjaja i perioda promjene sjaja. Njihova je prednost i što su mnogobrojne i lako prepoznatljive tako da se preko njih može dobiti udaljenost mnogih galaktika. Standardne svijeće mogu biti zvijezde glavnoga niza HR-dijagrama, najsjajnije planetarne maglice, nove u maksimumu sjaja i superdivovi. Što su galaktike udaljenije može se vidjeti sve manje standardnih svijeća. U daljim galaktikama uspoređuju se supernove vrste Ia, promjeri najvećih emisijskih maglica (HII područja) i sjaj kuglastih skupova. Za udaljenosti veće od 100 milijuna svjetlosnih godina koristi se Hubbleov zakon, kojega upotrebu na manjim udaljenostima ometa pekulijarno gibanje galaktika. Na najvećim udaljenostima koriste se ukupna svojstva galaktika, kao što je sjaj najsjajnije galaktike u skupu.

U najbližem dijelu svemira malo je aktivnih galaktika. Također, Seyfertove su galaktike u prosjeku bliže od kvazara, kojih ima najviše na udaljenosti od približno 7 milijardi svjetlosnih godina. Kako udaljenost odgovara vremenu u kojem se tijela opažaju, to ujedno znači da je kvazara bilo jako mnogo prije 7 milijardi godina, kao i to da su današnje galaktike njihovi ostatci.

Skupovi galaktika

Najmanji galaktički skup čini skupina od 10 do 50 članova, promjera 5 milijuna svjetlosnih godina. Takav je mjesni skup galaktika. Nepravilni galaktički skupovi sadrže pretežno eliptične i spiralne galaktike s 1000 članova na prostoru od 10 do 50 milijuna svjetlosnih godina. Sferni galaktički skupovi sadrže eliptične i lećaste galaktike. U njih se gustoća članstva povećava prema središtu, u kojem se obično nalaze divovske eliptične galaktike. Galaktički se skupovi udružuju u galaktičke superskupove koji grade veliku prostornu mrežu (→ filament).

galaktike. Hrvatska enciklopedija, mrežno izdanje. Leksikografski zavod Miroslav Krleža, 2018. Pristupljeno 14.12.2018. <http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=21031>.