Structura spiralata a Galaxiei

Bratele spirale sunt o particularitate caracteristica galaxiilor spiralate, din categoria carora face parte si Calea Lactee. Ele contin un numar relativ mic de stele din totalul de stele din galaxie, totusi sunt unul dintre cele mai observabile formatiuni galactice, deoarece in ele sunt concentrate aproape toate stelele fierbinti de luminozitate mare. Stelele de tipul acesta [...]

GC 1365Bratele spirale sunt o particularitate caracteristica galaxiilor spiralate, din categoria carora face parte si Calea Lactee. Ele contin un numar relativ mic de stele din totalul de stele din galaxie, totusi sunt unul dintre cele mai observabile formatiuni galactice, deoarece in ele sunt concentrate aproape toate stelele fierbinti de luminozitate mare. Stelele de tipul acesta se raporteaza la clasa stelelor tinere, de aceea bratele spiralei pot fi considerate – loc de formare a stelelor.

Pe langa stelele tinere, bratele spiralei contin si o cantitate mare de gaz interstelar din care (dupa conceptiile actuale) iau nastere stelele. Dupa caracterul bratelor spirale si dupa unele proprietati, galaxiile spiralate se impart pe clase.

In galaxiile de clasa Sa, bratele sunt relativ subtiri (200-300ps). Cele de clasa Sc le au mai difuze si mai indepartate de centru. Literele A, B, AB caracterizeaza familia din care face parte galaxia. SA inseamna o galaxie spiralata normala. SB- o spirala cu bar. SAB – forme de tranzitie. Pe langa acestea, se mai noteaza cu -r galaxia radiala, cu -s cea spiralata si -rs cea hibrida (dupa Vaucouleur).

Dar ce determina in principiu structura spiralata a Galaxiei? Anumite imprejurari ne face sa legam originea sa de aparitia anumitor perturbatii, care apar in discul galactic, dar si de evolutia gazului intestelar.

Gazul din bratele spiralei consta in mare parte din hidrogen. In general el este neionizat (hidrogen neutru HI), insa in jurul stelelor fierbinti hidrogenul este ionizat (zonele HII). Deseori gazul formeaza nebuloase dense si difuze, care joaca un rol important in procesul de determinare a tipului de brate ale spiralei.

O alta trasatura a spiralei este prezenta prafului interstelar, detectat prin absorbtie. Acesta se vede ca o dunga mica si intunecata la marginea bratelor. Pe langa acestea, in spirale se mai observa si dungi inguste, brate intersectate, entitati intunecate separate.
Densitatea stelelor ce alcatuiesc discul galactic este mai mare in brate. Mare este si densitatea gazului interstelar in raport cu alte zone.

Stelele, gazul si alte obiecte ale discului galactic se misca pe orbite apropiate de cele circulare. Experimental s-a determinat ca viteza unghiulara a acestei miscari (in functie de raza) este invers proportionala cu distanta pana la centrul galactic.
In urma acestei miscari, norii de gaz sau alte formatiuni masive se alungesc si formeaza ceva asemanator cu bratele spiralei. Insa bratele spiralei nu au putut sa apara in acest mod. Miscarea circulara diferentiala poate construi structuri asemanatoare in mai putin de 10^9 ani. In decursul catorva rotatii ale galaxiei (varsta careia depaseste 10^10 ani) aceste structuri ar fi trebuit sa dispara, repartitia spatiala a hidrogenului sa devina aleatorie – ceea ce in majoritatea cazurilor nu se observa.

B.Lindblad a fost primul care a propus ideea existentei unor valuri de densitate. In 1964, T.Lin si F.Shu (SUA) au aratat ca in galaxii intr-adevar pot exista unde de densitate care s-ar misca cu o viteza unghiulara constanta (forma frontului de unda nu ar fi aplicabila la miscarea circulara diferentiala a discului galatic) si care se raspandeste radial cu o anumita viteza de grup Vgr. Cum in galaxie gazul este relativ putin (2-5%), undele de densitate vor aparea si se vor deplasa prin intermediul aglomerarilor stelare.

Galaxiile sunt de fapt niste sisteme stelare fara ciocniri (timpul dintre doua apropieri succesive al unei stele cu o alta stea anume este de 3-4 ori mai mare decat varsta galaxiei). De aceea posibilitatea raspandirii undelor in aceste sisteme este destul de neordinara. Aici tensiunea necesara raspandirii valurilor de densitate este conditionata de fortele Coriolis care determina miscarea epiciclica a stelelor. Gustave de Coriolis -  matematician si fizician francez (21.05.1792 - 19.09.1843)

Excluzand regiunile dense din centru si roiurile sferice partea cea mai mare a stelelor nu se ciocnesc si se misca in campul gravific al galaxiei. Bratele spiralei sunt niste densitati in forma de spirala care se raspandesc prin intermediul materiei si isi pastreaza neschimbata forma. Exista mai multe teorii cu privire la sursa acestora. Un anumit punct de vedere considera ca existenta valurilor de densitate este legata de existenta in centrul galaxiei a unor formatiuni asimetrice-un bar care se roteste. Intr-adevar, in centrul multor galaxii se observa formatiuni rotitoare de la care se delimiteaza bratele spiralei. Insa in multe galaxii nu se observa bar, deaceea, conform altui punct de vedere cauza structurii spiralate pot fi considerate perturbatiile.

Intr-un sistem stelar este posibila aparitia si evolutia unei perturbatii gravitationale si cinetice. Sistemele care nu se rotesc – galaxiile eliptice, roiuri globulare, sunt stabile. Pe masura ce galaxia se roteste si capata o forma de disc, creste numarul tipurilor de perturbatii de oscilatie proprie. Cea mai principala – oscilatia discului subtire(Jins). Odata cu formarea unei densitati de materie, in discul subtire apar forte gravitationale care tind sa mareasca densitatea. Fortele centrifuge si presiunea tind sa o impiedice. Fortele centrifuge tind sa stabilizeze cele mai mari tulburari legate de condensarea discului. Presiunea izotropica stabilizeaza tulburarile mici cu lungimea de unda< grosimea discului. Calculele numerice ale evolutiei tulburarilor in discul subtire arata ca cel mai repede evolueaza spirala retrograda cu 2 brate.

Initial, tulburarile cinetice au fost studiate in plasma. Ele sunt conditionate de interactiunea undelor cu particulele. Tulburarile apar atunci cand particula comunica undei mai multa energie decat primeste de la aceasta. Forma axi-simetrica a unui corp gravitational devine instabila in cazul unei rotatii cu viteza mare. In rezultat se formeaza o figura tridimensionala – bar.
Deobicei se considera ca discurile galactice sunt circulare, deaceea pentru stabilitatea acestora este necesara existenta unei componente sferice masive cu masa mai mare decat masa substantei care emana lumina.

Analiza vitezei galaxiilor-sateliti pentru galaxia noastra arata ca aceasta masa poate fi repartizata in coroana galaxiei, iar masa coroanei ar putea fi mai mare decat masa galaxiei de cateva ori.

In unde densitatea stelelor se mareste nesemnificativ (Corespunzator variatiei potentialului gavitational de 10-20%). Gazul interstelar reactioneaza la oscilatiile potentialului gravitational. Iar reactiunea acestuia chiar si la aceasta schimbare nesemnificativa a potentialului galaxiei este destul de puternica. Accelerand in campul undei de densitate stelara, gazul atinge o viteza supersonica si se comprima de cateva ori. Acest lucru poate duce la aparitia unei unde de soc imensa in gazul interstelar.

Unul din efectele observabile ale franarii gazului in unda de soc (gazul ajunge prin miscarea sa galactica bratele iar apoi decelereaza) sunt dungile intunecate de gaz comprimat cu praf in partea interioara a bratelor spiralei. Comprimarea gazului poate avea rol de trigger in formarea stelelor. Intr-adevar, indicatori ai structurii spiralate a unei galaxii sunt de obicei stelele tinere (OB), zonele HII, ramasite ale supernovelor, nori moleculari intunecati, surse de radiatie gamma.
In timpul trecerii gazului interstelar prin bratele galaxiei, este posibil ca acesta sa treaca in alte stari termice formand structuri nebuloase. Acest lucru ar explica co-existenta mai multor stari termice ale gazului interstelar(rece, cald fierbinte). Galaxia spiralata NGC 1300

In cadrul acestei teorii exista un sir de probleme nerezolvate. Structura de spirala ordinara nu se observa in toate galaxiile: mai des vedem o structura destul de haotica, formata din multe formatiuni scurte care doar in ansamblu formeaza ceva ce se aseamana cu bratele spiralei.
Structura spiralei ordinare apare doar la galaxiile ce poseda bar si la cele cu sateliti. In aceste cazuri barul functioneaza ca un generator de unde de densitate. Galaxiile-sateliti deasemenea pot forma unde de densitate prin fortele mareice generate.

Geometria structurii galaxiei se explica mai bine prin existenta unui tip de unde de densitate cu Wp=24km/s*kps. Daca acest lucru este adevarat atunci => Soarele se afla intr-o situatie speciala care ar putea avea urmari importante pentru cosmogonia Sistemului Solar si aparitia vietii.
Deoarece discul galactic se roteste diferential iar bratele in ansamblu, rezulta ca in galaxie exista un mediu in care vitezele unghiulare ale discului si cele ale undelor de densitate sunt egale. Un astfel de mediu a fost numit corotational. Raza acestui mediu R=Rc se afla din conditia W(Rc) = Wp. Viteza unghiulara de rotatie pentru soare in Galaxie este aproximativ 25km/s kps. Distanta pana la centrul galactic R=10kps. Daca Wp = 24 km/s kps, atunci potrivit modelului Schmidt(1965) Rc=10,3 kps.
Aceasta inseamna ca orbita galactica a sistemului solar se apropie de mediul corotational si, deci, se afla intr-o situatie speciala.

Teoria undelor de densitate a rezolvat dificultatile principale in incercarea de a intelege natura structurii de spirala a galaxiei. In ansamblu insa problema structurii galactice este departe de a fi rezolvata. Nu sunt descoperite sursele de energie a undelor de densitate. Inca nu s-a explicat diversitatea mare de forme de spirala intalnite in Univers.

Referinte: Chandrasekhar “Principiile dinamicii stelare”.
Credit imagini galaxii: NASA, Hubble Heritage Team

Adauga comentariu

* Nume, Email si Comentariu sunt campuri obligatorii

Autentificare site

Album astrofoto

73P-Schwassmann-Wachmann.jpg

Discutii forum

Ce poti vedea cu un telescop astronomic ??? ( 27 Mar 2017 19:14 )
Navele spatiale ale viitorului si motoarele lor . ( 27 Mar 2017 17:15 )
Meteori vazuti cu cctv ( 27 Mar 2017 15:56 )
Reflector DANUBIA Japan 114/1000mm ( 27 Mar 2017 13:48 )
Ocular Baader 36mm Asferic ( 27 Mar 2017 11:41 )
Va salut cu respect.Luneta ztn3 20x50 ( 27 Mar 2017 08:48 )
PHD ver 2 ( 27 Mar 2017 08:33 )
DSO / Obiectele cerului profund ( 27 Mar 2017 08:14 )
Ce am vazut aseara! (Incepatori) ( 27 Mar 2017 06:59 )
Observatii cu lunete de 102 mm ( 27 Mar 2017 00:25 )
Scurta prezentare TS APO80F7 ( 26 Mar 2017 23:37 )
Dece? ( 26 Mar 2017 23:20 )
Ocular TeleVue Nagler 16mm T5 ( 26 Mar 2017 21:20 )
C/2015 V2 (Johnson) ( 26 Mar 2017 19:25 )
41P/Tuttle-Giacobini-Kresak ( 26 Mar 2017 19:21 )

Recomandari

Publicatii

STELE SI CONSTELATII, Marcel Jinca

Fazele Lunii


Luna Noua
Luna Noua

Vechime Luna: 29 zile

Distanta: 57 raze terestre
Latitudine ecliptica: -2°
Longitudine ecliptica: -1°

Arhiva