Galaxie
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Une galaxie est un massif, gravitationnellement li??s syst??me constitu?? d' ??toiles , restes stellaires, et milieu interstellaire de gaz et la poussi??re, et, on suppose, une composante importante mais mal comprise appel??e la mati??re noire . Le mot galaxie est d??riv?? du grec galaxias (γαλαξίας), litt??ralement "laiteuse", une r??f??rence ?? la Voie Lact??e . Des exemples de galaxies vont de nains avec aussi peu que dix millions (10 sept) ??toiles ?? g??ants avec une centaine billions (10 14) ??toiles, chaque orbite propre de leur galaxie centre de masse .
Galaxies contiennent un nombre variable de syst??mes stellaires, clusters et types de ??toiles nuages interstellaires. Entre ces objets est un clairsem??e milieu interstellaire de gaz, de poussi??re et les rayons cosmiques. Les donn??es d'observation sugg??re que trous noirs supermassifs peuvent exister au centre d'un grand nombre, sinon la totalit??, des galaxies. Ils sont consid??r??s comme le principal moteur de noyaux galactiques actifs trouv??s au c??ur de certaines galaxies. La galaxie de la Voie lact??e semble abriter au moins un tel objet.
Galaxies ont ??t?? historiquement class??es en fonction de leur forme apparente; habituellement d??nomm??e leur morphologie visuelle. Une forme courante est le galaxie elliptique, qui a une ellipse en forme de profil lumi??re. Les galaxies spirales sont en forme de disque avec poussi??reuses, les bras courbes. Ceux qui ont des formes irr??guli??res ou inhabituelles sont connus comme galaxies irr??guli??res et proviennent g??n??ralement de la perturbation par l'attraction gravitationnelle des galaxies voisines. Ces interactions entre galaxies voisines, qui sont susceptibles d'aboutir ?? une fusion, parfois induire une augmentation significative des incidents la formation des ??toiles menant ?? galaxies crois??es. Galaxies plus petites qui ne ont pas une structure coh??rente sont appel??es galaxies irr??guli??res.
Il ya probablement plus de 170 milliards (1,7 ?? 10 11) de galaxies dans l' Univers observable . La plupart sont 1.000 ?? 100.000 parsecs de diam??tre et g??n??ralement s??par??s par des distances de l'ordre de millions de parsecs (ou m??gaparsecs). L'espace intergalactique (l'espace entre les galaxies) est rempli d'un gaz t??nu d'une densit?? moyenne moins d'un atome par m??tre cube. La majorit?? des galaxies sont organis??s en une hi??rarchie des associations connues sous le nom groupes et amas, qui, ?? leur tour forment g??n??ralement plus grande superamas. A la plus grande ??chelle , ces associations sont g??n??ralement dispos??es dans feuilles et filaments, qui sont entour??s par immense des vides.
Le 12 D??cembre 2012, les astronomes, travaillant avec le t??lescope spatial Hubble , ont indiqu?? que le plus galaxie connue lointain, UDFj-39546284, est maintenant estim??e ?? encore plus loin qu'on ne le croyait. La galaxie, qui est estim??e avoir form?? autour "380.000.000 ann??es" apr??s le Big Bang (il ya environ 13,77 milliards ann??es), et a az ( redshift ) de 11,9, est d'environ 13,37 milliards ann??es-lumi??re de la Terre.
??tymologie
Le mot galaxie vient du grec terme pour notre propre galaxie, galaxias (γαλαξίας, "laiteuse une??), ou kyklos Galaktikos (??cercle??) (??laiteux??) pour son apparence comme une bande de couleur plus claire dans le ciel. Dans la mythologie grecque , Zeus met son fils n?? d'une femme mortelle, le nourrisson H??racl??s , sur Le sein d'H??ra pendant qu'elle dort afin que le b??b?? va boire son lait divin et sera donc devenir immortel. Hera se r??veille pendant l'allaitement et r??alise alors qu'elle allaite un b??b?? inconnue: elle pousse le b??b?? et un jet de ses ??claboussures de lait du ciel nocturne, la production de la bande faible de lumi??re connu comme la Voie Lact??e.
Dans la litt??rature astronomique, le mot capitalis??s 'Galaxy' est utilis?? pour d??signer notre galaxie, la Voie Lact??e , ?? distinguer des milliards d'autres galaxies. Le terme anglais Voie Lact??e peut ??tre retrac??e ?? une histoire de Chaucer :
"Voir l??-bas, voici, le Galaxy??
Quels sont les hommes clepeth l'Wey Lact??e,
Pour hit est whyt. "-Geoffrey Chaucer. La Maison de la renomm??e, c. 1380.
Quand William Herschel a construit son catalogue des objets du ciel profond en 1786, il a utilis?? le nom n??buleuse spirale pour certains objets tels que M31 . Ceux-ci seraient ensuite ??tre reconnus comme des immenses agglom??rations d'??toiles, lorsque la vraie distance ?? ces objets a commenc?? ?? ??tre appr??ci??, et ils seraient appel??s univers-??les. Cependant, le mot Univers a ??t?? entend la totalit?? de l'existence, cette expression est tomb?? dans d??su??tude et les objets sont devenus connus comme la place galaxies.
Observation d'histoire
La prise de conscience que nous vivons dans une galaxie, et qu'il n'y avait, en fait, beaucoup d'autres galaxies, Parallels d??couvertes qui ont ??t?? faites ?? propos de la Voie Lact??e et d'autres n??buleuses dans le ciel nocturne.
Voie Lact??e
Le Philosophe grec D??mocrite (450-370 BC) a propos?? que la bande lumineuse sur le ciel nocturne connue comme la Voie Lact??e pourrait consister ??toiles lointaines. Aristote (384-322 avant JC), croit toutefois que la Voie Lact??e ?? ??tre caus??e par ??l'allumage de la expiration de feu de certaines ??toiles qui ??taient grandes, nombreuses et rapproch??es "et que le" contact a lieu dans la partie sup??rieure de la atmosph??re, dans la r??gion du monde qui est en continuit?? avec les mouvements c??lestes "Le. Philosophe n??oplatonicien Olympiodore le Jeune (c. 495-570 AD) ??tait scientifiquement critique de ce point de vue, soutenant que si la Voie Lact??e ??taient sublunaire (situ??e entre la Terre et la Lune), il devrait appara??tre ?? diff??rents moments et endroits sur la Terre, et que il doit avoir parallaxe, ce qui ne est pas. ?? son avis, la Voie lact??e ??tait c??leste. Cette id??e serait tard influent dans le Monde islamique.
Selon Mohani Mohamed, Astronome Arabian Alhazen (965-1037) a fait la premi??re tentative d'observation et de mesure la parallaxe de la Voie lact??e, et il donc ??d??termin?? que parce que la Voie Lact??e avait pas de parallaxe, ce ??tait tr??s ??loign??e de la Terre et ne pas appartenir ?? l'atmosph??re." Le Astronome persan Al-Biruni (973-1048) a propos?? la galaxie de la Voie Lact??e comme ??une collection d'innombrables fragments de la nature des ??toiles n??buleuses." Le Astronome andalou Ibn Bajjah ("Avempace", d. 1138) a propos?? que la Voie lact??e est constitu??e de nombreuses ??toiles qui touchent presque l'autre et semblent ??tre une image continue en raison de l'effet de r??fraction de la mati??re sublunaire, citant son observation de la conjonction de Jupiter et de Mars en tant que preuve de ce qui se produit lorsque deux objets se trouvent ?? proximit??. Au 14??me si??cle, la fronti??re syro-n?? Ibn Qayyim a propos?? la galaxie de la Voie Lact??e comme ??une myriade de minuscules ??toiles emball??s ensemble dans la sph??re des ??toiles fixes".
Preuve r??elle de la Voie lact??e compos??e de plusieurs ??toiles est venu en 1610 quand l'astronome italien Galileo Galilei a utilis?? un t??lescope pour ??tudier la Voie Lact??e et a d??couvert qu'il est compos?? d'un grand nombre d'??toiles faibles. En 1750, l'astronome anglais Thomas Wright, dans sa th??orie originale Un ou nouvelle hypoth??se de l'Univers, sp??cul?? (correctement) que la galaxie pourrait ??tre un corps en rotation d'un grand nombre d'??toiles maintenues ensemble par des forces gravitationnelles , qui se apparente au syst??me solaire, mais sur une ??chelle beaucoup plus grande . Le disque r??sultant des ??toiles peut ??tre consid??r?? comme une bande sur le ciel de notre point de vue ?? l'int??rieur du disque. Dans un trait?? en 1755, Emmanuel Kant a ??labor?? sur l'id??e de Wright sur la structure de la Voie Lact??e.
La premi??re tentative de d??crire la forme de la Voie Lact??e et la position de la Sun en elle a ??t?? r??alis??e par William Herschel en 1785 en comptant soigneusement le nombre d'??toiles dans les diff??rentes r??gions du ciel. Il a produit un diagramme de la forme de la galaxie avec le syst??me solaire ?? proximit?? du centre. En utilisant une approche raffin??e, Kapteyn en 1920 est arriv?? ?? l'image d'un petit (diam??tre environ 15 kiloparsecs) galaxie ellipso??de avec le Soleil ?? proximit?? du centre. Un proc??d?? diff??rent par Harlow Shapley bas?? sur le catalogage des amas globulaires conduit ?? une image radicalement diff??rente: un disque plat avec un diam??tre d'environ 70 kiloparsecs et le Soleil loin du centre. Analyse les deux omis de prendre en compte la absorption de la lumi??re par interstellaire de poussi??re pr??sente dans le galactique avion, mais apr??s Robert Jules Trumpler quantifier cet effet en 1930 en ??tudiant les amas ouverts , l'image actuelle de notre galaxie h??te, la Voie Lact??e, a ??merg??.
Distinction des autres n??buleuses
Au 10??me si??cle, l'astronome persan Al-Soufi a fait l'observation enregistr??e la plus t??t de la galaxie d'Androm??de , le d??crivant comme un "petit nuage". Al-Sufi, qui a publi?? ses conclusions dans son Livre des ??toiles fixes en 964, a ??galement identifi?? la Grand Nuage de Magellan, qui est visible ?? partir du Y??men , mais pas ?? partir Ispahan; il n'a pas ??t?? vu par les Europ??ens jusqu'?? Magellan voyage s 'dans le 16??me si??cle. La galaxie d'Androm??de a ??t?? red??couvert ind??pendamment par Simon Marius en 1612. Ce sont les seules galaxies en dehors de la Voie Lact??e qui sont facilement visibles ?? l'??il nu, ils ??taient les premi??res galaxies ?? observer depuis la Terre. En 1750, Thomas Wright, dans sa th??orie originale Un ou nouvelle hypoth??se de l'Univers, sp??cul?? (correctement) que la Voie lact??e ??tait un disque aplati d'??toiles, et que certains de la n??buleuses visibles dans le ciel de nuit pourrait ??tre Milky Ways distincts. En 1755, Emmanuel Kant a introduit le terme ????le Univers?? pour ces n??buleuses lointain.
Vers la fin du 18??me si??cle, Charles Messier a compil?? une catalogue contenant le 109 n??buleuses les plus lumineuses (objets c??lestes avec une apparence n??buleuse), suivi plus tard par un plus grand catalogue de 5000 n??buleuses assembl??s par William Herschel. En 1845, Lord Rosse a construit un nouveau t??lescope et a pu faire la distinction entre les n??buleuses spirales et elliptiques. Il a ??galement r??ussi ?? faire sortir sources ponctuelles individuelles dans certains de ces n??buleuses, accr??ditant conjecture ant??rieure de Kant.
En 1912, Vesto Slipher fait des ??tudes spectrographiques de la plus brillante n??buleuses spirales pour d??terminer se ils ont ??t?? fabriqu??s ?? partir de produits chimiques qui seraient attendus dans un syst??me plan??taire. Cependant, Slipher d??couvert que les n??buleuses en spirale avait d??calages vers le rouge ??lev??s, ce qui indique qu'ils se ??loignaient ?? un taux plus ??lev?? que la Voie Lact??e de ??chapper ?? la vitesse. Ainsi, ils ne ??taient pas gravitationnellement li?? ?? la Voie Lact??e, et avaient peu de chances de faire partie de la galaxie.
En 1917, Heber Curtis avait observ?? une nova S Andromedae dans le "Grand N??buleuse d'Androm??de "(comme la galaxie d'Androm??de, Messier objet M31 , ??tait connu). Recherche sur le dossier photographique, il a trouv?? 11 autres novae. Curtis a remarqu?? que ces novae ??taient, en moyenne, 10 magnitudes plus faibles que celles qui ont eu lieu au sein de notre galaxie. En cons??quence, il a ??t?? en mesure de venir avec une estimation de distance de 150,000 parsecs. Il est devenu un partisan de l'hypoth??se dite ??univers-??les", qui soutient que les n??buleuses spirales sont en fait des galaxies ind??pendants.
En 1920, la soi-disant Grand D??bat a eu lieu entre Harlow Shapley et Heber Curtis, concernant la nature de la Voie lact??e, les n??buleuses spirales, et les dimensions de l'Univers. Pour appuyer son affirmation selon laquelle la Grande N??buleuse d'Androm??de ??tait une galaxie externe, Curtis a not?? l'apparition de voies sombres ressemblant ?? des nuages de poussi??re de la Voie lact??e, ainsi que l'importante Doppler.
L'affaire a ??t?? r??gl??e de fa??on concluante au d??but des ann??es 1920. En 1922, l' Estonie astronome Ernst ??pik donn?? une d??termination de distance qui a soutenu la th??orie que la n??buleuse d'Androm??de est en effet un objet extra-galactique lointain. Gr??ce ?? la nouvelle 100 pouces Mt. Wilson t??lescope, Edwin Hubble a pu r??soudre les parties ext??rieures de certaines n??buleuses spirales comme des collections de particuliers et ??toiles a identifi?? certains C??ph??ides, lui permettant ainsi d'estimer la distance aux n??buleuses: ils ??taient trop loin pour faire partie de la Voie Lact??e. En 1936, Hubble a produit un syst??me de classification des galaxies qui est utilis?? ?? ce jour, le S??quence de Hubble.
La recherche moderne
En 1944, Hendrik van de Hulst pr??dit rayonnement micro-ondes ?? une longueur d'onde de 21 cm r??sultant de interstellaire atomique hydrog??ne gaz; ce rayonnement a ??t?? observ??e en 1951. Le rayonnement autoris?? pour beaucoup d'??tude am??lior??e de la Voie Lact??e, car il ne est pas affect??e par l'absorption de la poussi??re et de son d??calage Doppler peut ??tre utilis?? pour cartographier le mouvement du gaz dans la Galaxie. Ces observations ont conduit ?? la postulation d'une rotation structure de bar dans le centre de la galaxie. Avec l'am??lioration des radiot??lescopes , de l'hydrog??ne gazeux pourrait ??galement ??tre trac??e dans d'autres galaxies.
Dans les ann??es 1970, il a ??t?? d??couvert en L'??tude de Vera Rubin de la vitesse de rotation du gaz dans les galaxies que la masse totale visible (des ??toiles et de gaz) ne compte correctement de la vitesse du gaz en rotation. Ce probl??me de rotation des galaxies est pens?? pour ??tre expliqu?? par la pr??sence de grandes quantit??s de invisible mati??re noire .
Au d??but des ann??es 1990, le t??lescope spatial Hubble a donn?? observations am??lior??es. Entre autres choses, il a ??tabli que la mati??re noire manquante dans notre galaxie ne peut pas uniquement compos?? de faibles ??toiles intrins??quement et petits. Le champ profond de Hubble , une tr??s longue exposition d'une partie relativement vide du ciel, a fourni la preuve qu'il ya environ 125 000 000 000 (1,25 ?? 10 11) galaxies dans l'Univers. Am??lioration de la technologie de d??tection de la spectres invisibles pour les humains (radiot??lescopes, cam??ras infrarouges, et t??lescopes ?? rayons X) permettre la d??tection d'autres galaxies qui ne sont pas d??tect??s par Hubble. En particulier, des enqu??tes de galaxies dans le Zone d'??vitement (la r??gion du ciel bloqu?? par la Voie Lact??e) ont r??v??l?? un certain nombre de nouvelles galaxies.
Types et la morphologie
Galaxies sont de trois types principaux: elliptiques, spirales, et Irr??guliers. Une description un peu plus ??tendue de types de galaxies en fonction de leur apparence est donn??e par la S??quence de Hubble. Depuis la s??quence de Hubble est enti??rement bas?? sur le type morphologique visuelle, il peut manquer certaines caract??ristiques importantes des galaxies telles que taux d'??toiles de la formation (en galaxies crois??es) et de l'activit?? dans le noyau (en galaxies actives).
Elliptiques
Les taux de syst??me de classification de Hubble galaxies elliptiques sur la base de leur ellipticit??, allant de E0, ??tant ?? peu pr??s sph??rique, jusqu'?? E7, qui est fortement allong??e. Ces galaxies ont un profil ellipso??dal, en leur donnant un aspect elliptique ind??pendamment de l'angle de vision. Leur apparence montre peu de structure et ils ont g??n??ralement relativement peu la mati??re interstellaire. Par cons??quent, ces galaxies ont ??galement une partie basse amas ouverts et un taux r??duit de la formation de nouvelles ??toiles. Au contraire, ils sont domin??s par g??n??ralement plus ??g??s, plus ??volu?? ??toiles qui sont en orbite autour du centre de gravit?? commun dans des directions al??atoires. Les ??toiles contiennent de faibles abondances d'??l??ments lourds, car la formation des ??toiles cesse apr??s l'explosion initiale. En ce sens, ils ont une certaine ressemblance avec les plus petites amas globulaires .
Les plus grandes galaxies sont elliptiques g??antes. Beaucoup de galaxies elliptiques sont cens??s former en raison de la interaction des galaxies, r??sultant dans une collision et la fusion. Ils peuvent atteindre des tailles ??normes (par rapport aux galaxies spirales, par exemple), et des galaxies elliptiques g??antes sont souvent trouv?? pr??s du c??ur des grands amas de galaxies. Galaxies Starburst sont le r??sultat d'une telle collision galactique qui peut conduire ?? la formation d'une galaxie elliptique.
Spirales
Les galaxies spirales sont constitu??s d'un disque en rotation des ??toiles et milieu interstellaire, avec un bulbe central d'??toiles g??n??ralement plus ??g??s. Se ??tendant vers l'ext??rieur ?? partir de la renflement sont bras relativement lumineux. Dans le syst??me de classification de Hubble, les galaxies spirales sont r??pertori??s sous le type S, suivi d'une lettre (a, b, ou c) qui indique le degr?? d'??tanch??it?? des bras spiraux et de la taille du bulbe central. Une galaxie Sa a ??troitement enroul??, bras mal d??finies et poss??de une relativement grande r??gion de coeur. ?? l'autre extr??me, une galaxie Sc a ouverts, les bras bien d??finis et une petite r??gion du coeur. Une galaxie avec des armes mal d??finis est parfois consid??r?? comme un floculants galaxie spirale; contrairement ?? la grand dessein galaxie spirale qui a bras spiraux ??minents et bien d??finis.
Dans les galaxies spirales, les bras spiraux ne ont la forme d'approximative spirales logarithmiques, un mod??le qui peut ??tre montr?? th??oriquement r??sulter d'une perturbation dans une masse en rotation uniforme des ??toiles. Comme les ??toiles, les bras spiraux tournent autour du centre, mais ils le font avec une constante vitesse angulaire . Les bras spiraux sont consid??r??es comme des zones de la mati??re ?? haute densit??, ou " ondes de densit?? ". Comme les ??toiles se d??placent gr??ce ?? un bras, la vitesse spatiale de chaque syst??me stellaire est modifi?? par la force gravitationnelle de la densit?? plus ??lev??e. (Les rendements de vitesse ?? la normale apr??s les ??toiles partent de l'autre c??t?? du bras.) Cet effet se apparente ?? une ??vague?? des ralentissements se d??pla??ant le long d'une route pleine de voitures en mouvement. Les bras sont visibles parce que la haute densit?? facilite la formation des ??toiles, et donc ils abritent de nombreuses ??toiles brillantes et les jeunes.
La majorit?? des galaxies spirales ont une lin??aire, la bande en forme de barre d'??toiles qui se ??tend vers l'ext??rieur de part et d'autre du noyau, puis se fond dans la structure de bras de spirale. Dans le syst??me de classification de Hubble, ceux-ci sont d??sign??s par un SB, suivie d'une lettre minuscule (a, b ou c) qui indique la forme des bras spiraux (de la m??me mani??re que la cat??gorisation des galaxies spirales normales). Bars sont consid??r??s comme des structures temporaires qui peuvent survenir ?? la suite d'une onde de densit?? de rayonnement vers l'ext??rieur du noyau, ou bien en raison d'un l'interaction de mar??e avec une autre galaxie. Beaucoup de galaxies spirales barr??es sont actifs, probablement en raison des gaz ??tant canalis?? dans le noyau le long des bras.
Notre propre galaxie, la Voie Lact??e , est un grand-forme de disque galaxie spirale barr??e environ 30 kiloparsecs de diam??tre et d'une ??paisseur kiloparsec. Il contient environ 200 000 000 000 (2 ?? 10 11) ??toiles et a une masse totale d'environ 600 000 000 000 (6 ?? 10 11) fois la masse du Soleil
D'autres morphologies
Galaxies particuli??res sont des formations galactiques qui d??veloppent des propri??t??s inhabituelles dues ?? des interactions de mar??e avec d'autres galaxies. Un exemple de ceci est le anneau galaxie, qui poss??de une structure en forme d'anneau d'??toiles et milieu interstellaire entourant un noyau nu. Une galaxie annulaire est pens?? pour se produire lorsque une galaxie plus petite traverse le noyau d'une galaxie spirale. Un tel ??v??nement peut avoir influ?? sur la galaxie d'Androm??de , car il affiche une structure multi-anneau, vu dans rayonnement infrarouge.
Un galaxie lenticulaire est une forme interm??diaire qui a des propri??t??s de deux galaxies spirales et elliptiques. Elles sont class??es en tant que type Hubble S0, et ils poss??dent bras spiraux mal d??finis avec un halo elliptique d'??toiles. ( Galaxies lenticulaires ray??e re??oivent Hubble classement SB0.)
En plus des classifications ci-dessus mentionn??s, il existe un certain nombre de galaxies qui ne peuvent ??tre facilement class??s en une morphologie elliptique ou en spirale. Ceux-ci sont class??s comme les galaxies irr??guli??res. Une galaxie Irr-I a une certaine structure, mais ne se aligne pas proprement avec le syst??me de classification de Hubble. Galaxies irr-II ne poss??dent aucune structure qui ressemble ?? une classification de Hubble, et peuvent avoir ??t?? perturb??. Exemples de proximit?? (nains) galaxies irr??guli??res comprennent la Nuages de Magellan.
Nains
Malgr?? l'importance des grandes galaxies spirales et elliptiques, la plupart des galaxies dans l'Univers semblent ??tre galaxies naines. Ces galaxies sont relativement faibles par rapport aux autres formations galactiques, ??tant d'environ un centi??me de la taille de la Voie Lact??e, ne contenant que quelques milliards d'??toiles. Galaxies naines ultra-compactes ont ??t?? r??cemment d??couvert que seulement 100 parsecs travers.
Beaucoup de galaxies naines peuvent en orbite autour d'une seule galaxie plus grande; la Voie Lact??e a au moins une douzaine de ces satellites, avec environ 300-500 encore ?? d??couvrir. Galaxies naines peuvent ??galement ??tre class??s comme elliptique, spirale, ou irr??guli??re. Comme les petites galaxies elliptiques naines ne ressemblent gu??re aux grandes galaxies elliptiques, ils sont souvent appel??s galaxies naines place.
Une ??tude de 27 voisins de la Voie Lact??e a constat?? que dans tous les galaxies naines, la masse centrale est d'environ 10 millions de masses solaires, ind??pendamment du fait que la galaxie a des milliers ou des millions d'??toiles. Cela a conduit ?? la suggestion que les galaxies sont en grande partie form??s par la mati??re noire , et que la taille minimale peut indiquer une forme de sombre et chaud importe incapable de coalescence gravitationnelle sur une plus petite ??chelle.
Dynamique et activit??s inhabituelles
Interactif
La distance moyenne entre les galaxies dans un cluster est un peu plus d'une ordre de grandeur plus grande que leur diam??tre. D'o?? les interactions entre ces galaxies sont relativement fr??quentes, et jouent un r??le important dans leur l'??volution. ??vit??s de justesse entre les galaxies se traduisent par d??formation distorsions dues aux interactions de mar??e, et peuvent provoquer des ??changes de gaz et de poussi??re.
Collisions se produisent lorsque deux galaxies passer directement ?? travers l'autre et ont dynamique relative suffisante de ne pas fusionner. Les ??toiles dans ces galaxies en interaction seront g??n??ralement traverser directement sans entrer en collision. Cependant, le gaz et la poussi??re dans les deux formes vont interagir. Ceci peut d??clencher des flamb??es de formation d'??toiles que le milieu interstellaire est perturb?? et comprim??. Une collision peut gravement alt??rer la forme d'un ou de deux galaxies, formant des bars, des anneaux ou des structures en forme de queue.
A l'extr??me des interactions sont les fusions galactiques. Dans ce cas, la dynamique relative des deux galaxies est insuffisante pour permettre galaxies de passer ?? travers l'autre. Au lieu de cela, ils fusionnent progressivement pour former une seule, plus grande galaxie. Les fusions peuvent entra??ner des changements importants ?? la morphologie, par rapport aux galaxies d'origine. Dans le cas o?? l'un des galaxies est beaucoup plus massive, cependant, le r??sultat est connu comme cannibalisme. Dans ce cas, la plus grande galaxie restera relativement peu perturb?? par la fusion, tandis que la plus petite galaxie est d??chir??. La Voie Lact??e est actuellement en train de cannibaliser le Elliptique naine du Sagittaire et du Galaxy Canis Major galaxie naine.
Starburst
Les ??toiles sont cr????s au sein de galaxies ?? partir d'une r??serve de gaz froid qui se forme en g??ant nuages mol??culaires. Certaines galaxies ont ??t?? observ??s pour former des ??toiles ?? un rythme exceptionnel, connu comme un starburst. Doivent-ils continuer ?? le faire, cependant, ils consommeraient leur r??serve de gaz dans un laps de temps inf??rieur ?? la dur??e de vie de la galaxie. Ainsi l'activit?? Starburst dure habituellement seulement une dizaine de millions d'ann??es, une p??riode relativement br??ve dans l'histoire d'une galaxie. Starburst galaxies ??taient plus fr??quents au cours de l'histoire des d??buts de l'Univers, et, ?? l'heure actuelle, contribuent encore environ 15% du taux de production totale ??toiles.
Galaxies crois??es sont caract??ris??es par des concentrations de gaz poussi??reux et l'apparition d'??toiles nouvellement form??es, y compris les ??toiles massives qui ionisent les nuages environnants pour cr??er r??gions H II . Ces ??toiles massives produisent supernova explosions, r??sultant en expansion restes qui interagissent fortement avec le gaz environnant. Ces explosions d??clenchent une r??action en cha??ne de la construction ??toiles qui se propage dans la r??gion gazeux. Seulement lorsque le gaz disponible est presque consomm??e ou dispers??e fait l'activit?? de Starburst pris fin.
Starbursts sont souvent associ??s ?? la fusion ou de galaxies en interaction. L'exemple de prototype d'une telle interaction starburst filmog??ne est M82, qui a connu une rencontre rapproch??e avec la plus grande M81. Les galaxies irr??guli??res pr??sentent souvent des noeuds espac??s d'activit?? starburst.
Noyau actif
Une partie des galaxies que nous pouvons observer sont class??s comme actif. Autrement dit, une partie importante de la production totale d'??nergie de la galaxie est ??mis par une source autre que le ??toiles, la poussi??re et milieu interstellaire.
Le mod??le standard pour un noyau galactique actif est bas??e sur une disque d'accr??tion qui se forme autour d'un trou noir supermassif (de SMBH) dans la r??gion de base. Le rayonnement d'un noyau galactique actif r??sulte de la ??nergie gravitationnelle de la mati??re comme il tombe vers le trou noir du disque. Dans environ 10% de ces objets, une paire diam??tralement oppos??e de jets ??nergiques ??jecte des particules de noyau ?? des vitesses proches de la vitesse de la lumi??re . Le m??canisme de production de ces jets ne est pas encore bien comprise.
Galaxies actives qui ??mettent un rayonnement de haute ??nergie sous la forme de les rayons X sont class??s comme Galaxies de Seyfert ou quasars, en fonction de la luminosit??. Blazars sont soup??onn??s d'??tre une galaxie active avec un Jet qui est point?? dans la direction de la Terre. Un radio-galaxie ??met des fr??quences radio de jets relativistes. Un mod??le unifi?? de ces types de galaxies actives explique leurs diff??rences fond??es sur l'angle de vue de l'observateur.
Peut-??tre li?? ?? noyaux galactiques actifs (ainsi que r??gions en ??toile) sont nucl??aires r??gions ?? faible ionisation raies d'??mission (doublures). L'??mission des galaxies de type LINER est domin?? par faiblement ionis??s ??l??ments. Environ un tiers des galaxies proches sont class??s comme contenant des germes de doublure.
Formation et ??volution
L'??tude de la formation et de l'??volution galactique tente de r??pondre ?? des questions concernant la fa??on dont les galaxies forment et leur chemin d'??volution sur l'histoire de l'Univers. Certaines th??ories dans ce domaine sont d??sormais largement accept??s, mais il est encore une zone active de l'astrophysique .
Formation
Mod??les cosmologiques actuels du d??but de l'Univers sont bas??s sur le Big Bang th??orie. Environ 300.000 ans apr??s cet ??v??nement, des atomes d' hydrog??ne et d'h??lium ont commenc?? ?? se former, dans un ??v??nement appel?? recombinaison. Presque tout l'hydrog??ne ??tait neutre lumi??re (non ionis??) et facilement absorb??e, et aucun ne avait encore form?? ??toiles. En cons??quence, cette p??riode a ??t?? appel?? le " Dark Ages ". Ce est ?? partir des fluctuations de densit?? (ou irr??gularit??s anisotropes) dans cette mati??re primordiale que de plus grandes structures ont commenc?? ?? appara??tre. En cons??quence, les masses de mati??re baryonique commenc?? ?? se condenser dans les halos sombres froides de la mati??re. Ces structures primordiales finiraient par devenir les galaxies que nous voyons aujourd'hui.
La preuve de l'apparition pr??coce de galaxies a ??t?? trouv?? en 2006, quand il a ??t?? d??couvert que la galaxie IOK-1 a une exceptionnellement ??lev?? redshift de 6,96, correspondant ?? seulement 750 millions d'ann??es apr??s le Big Bang et qui en fait la galaxie la plus lointaine et primordial encore vu. Alors que certains scientifiques ont r??clam?? d'autres objets (tels que Abell 1835 IR1916) ont redshifts ??lev??s (et donc sont vus dans un stade plus pr??coce de l'??volution de l'Univers), de IOK-1 de l'??ge et la composition ont ??t?? ??tablis de fa??on plus fiable. L'existence d'un tel d??but protogalaxies sugg??re qu'ils doivent ??tre ??lev??s dans les soi-disant "Dark Ages". N??anmoins, en D??cembre 2012, les astronomes ont indiqu?? que le UDFj-39546284 galaxie est la galaxie la plus lointaine connue et a une valeur de d??calage vers le rouge de 11,9. La galaxie, estim?? ?? avoir exist?? autour de ??380.000.000 ann??es?? apr??s le Big Bang (il ya environ 13,77 milliards ann??es), est d'environ 13,37 milliards d'ann??es-lumi??re.
Le processus d??taill?? par lequel une telle formation de galaxie d??but se est produite est une question ouverte majeur dans l'astronomie. Les th??ories peuvent ??tre divis??s en deux cat??gories: les top-down et bottom-up. Dans les th??ories de haut en bas (comme le mod??le Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), protogalaxies forment dans un effondrement simultan?? ?? grande ??chelle durant environ 100.000.000 ann??es. Dans les th??ories de bas en haut (comme le mod??le Searle-Zinn [SZ]), les petites structures telles que les amas globulaires forment d'abord, puis un certain nombre de ces organismes accr??ter pour former une galaxie plus grande.
Une fois protogalaxies commenc?? ?? se former et de contrat, le premier ??toiles du halo (appel??s Population III ??toiles) est apparu en leur sein. Ils ont ??t?? presque enti??rement compos??es d'hydrog??ne et d'h??lium, et peuvent avoir ??t?? massive. Si oui, ces ??normes ??toiles auraient rapidement consomm?? leur approvisionnement en carburant et est devenu supernovae , lib??rant des ??l??ments lourds dans le milieu interstellaire. Cette premi??re g??n??ration d'??toiles re-ionis?? l'hydrog??ne neutre entoure, cr??ant des bulles en expansion de l'espace ?? travers lequel la lumi??re peut facilement voyager.
??volution
Dans un milliard d'ann??es de la formation d'une galaxie, structures cl??s commencent ?? appara??tre. Les amas globulaires , le trou noir supermassif central, et un bulbe galactique de pauvres en m??taux Population II ??toiles se forment. La cr??ation d'un trou noir supermassif semble jouer un r??le cl?? dans la r??gulation activement la croissance des galaxies en limitant la quantit?? totale de mati??re suppl??mentaire ajout??e. Pendant cette ??poque pr??coce, galaxies subissent une rafale majeur de la formation des ??toiles.
Pendant les 2000000000 ann??es suivantes, la mati??re accumul??e se installe dans un disque galactique. Une galaxie continuera ?? absorber le mat??riel de infalling ?? grande vitesse et de nuages galaxies naines long de sa vie. Cette question est principalement de l'hydrog??ne et de l'h??lium. Le cycle de la naissance et de la mort stellaire augmente lentement l'abondance d'??l??ments lourds, permettant ??ventuellement la formation de plan??tes .
Champ extr??mement profond de Hubble (XDF)
L'??volution des galaxies peut ??tre significativement affect??e par les interactions et les collisions. Les fusions de galaxies ??taient fr??quentes au d??but ??poque, et la majorit?? des galaxies ??taient particuli??res dans la morphologie. Compte tenu des distances entre les ??toiles, la grande majorit?? des syst??mes stellaires dans les galaxies en collision ne sera pas affect??. Cependant, d??capage gravitationnelle du gaz interstellaire et la poussi??re qui rend les bras spiraux produit un long train d'??toiles appel??es queues de mar??e. Des exemples de ces formations peuvent ??tre vus dans NGC 4676 ou Galaxies des Antennes.
A titre d'exemple d'une telle interaction, la Voie lact??e et la galaxie d'Androm??de ?? proximit?? se d??placent vers l'autre ?? environ 130 km / s et-selon les mouvements lat??raux-les deux peuvent en collision dans environ cinq ?? six milliards d'ann??es. Bien que la Voie Lact??e n'a jamais entr?? en collision avec une galaxie aussi grand que Androm??de avant, la preuve de collisions pass??es de la Voie Lact??e avec de plus petites galaxies naines est en augmentation.
Ces interactions ?? grande ??chelle sont rares. Comme le temps passe, les fusions de deux syst??mes de taille ??gale deviennent moins fr??quentes. Plus galaxies brillantes sont rest??es fondamentalement inchang??es depuis quelques milliards d'ann??es, et le taux net de la formation des ??toiles probablement aussi culmin?? il ya environ dix milliards d'ann??es.
Les tendances futures
?? l'heure actuelle, plus la formation des ??toiles se produit dans les plus petites galaxies o?? le gaz froid est pas ??puis??. Les galaxies spirales, comme la Voie Lact??e, ne produisent de nouvelles g??n??rations d'??toiles tant qu'ils ont dense nuages ??????moléculaires d'hydrogène interstellaire dans leurs bras spiraux. Les galaxies elliptiques sont déjà largement dépourvue de ce gaz, et ainsi de ne forment pas de nouvelles étoiles. La fourniture de matériel de formation d'étoiles est finie; une fois étoiles ont converti l'offre disponible de l'hydrogène en éléments plus lourds, la formation de nouvelles étoiles viendra à une fin.
L'ère actuelle de la formation des étoiles devrait se poursuivre jusqu'à une centaine de milliards d'années, et ensuite «l'âge stellaire" va se détendre après environ 10000000000000-100000000000000 ans (10 13 -10 14 ans), comme le plus petit, longest- étoiles vécu dans notre astrosphere, petites naines rouges , commencent à disparaître. À la fin de l'âge stellaire, galaxies seront composées d' objets compacts: les naines brunes, naines blanches qui sont Refroidissement ou froides (« nains noirs »), les étoiles à neutrons et les trous noirs . Finalement, à la suite de la détente gravitationnelle, toutes les étoiles seront soit tomber dans des trous noirs supermassifs centrales ou être jeté dans l'espace intergalactique à la suite de collisions.
Structures de plus grande envergure
Sondages du ciel profond montrent que les galaxies sont souvent trouvés en association relativement étroite avec d'autres galaxies. Galaxies solitaires qui ont interagi pas de manière significative avec une autre galaxie de masse comparable au cours des milliards d'années sont relativement rares. Seulement 5% des galaxies sondés ont été trouvés pour être vraiment isolé; cependant, ces formations isolées peuvent ont interagi et même fusionné avec d'autres galaxies dans le passé, et peuvent encore être mis en orbite par petites galaxies satellites. Galaxies isolées peuvent produire des étoiles à un taux plus élevé que la normale, que leur gaz ne soit pas dépouillé par d'autres galaxies proches.
Sur la plus grande échelle, l'Univers est en expansion constante, résultant en une augmentation moyenne de la séparation entre les galaxies individuelles (voir la loi de Hubble ). Les associations de galaxies peuvent surmonter cette expansion à l'échelle locale par leur attraction gravitationnelle mutuelle. Ces associations formées au début de l'Univers, comme des amas de matière sombre tiré leurs galaxies respectives ensemble. Groupes proximité fusionnés plus tard pour former des grappes de plus grande envergure. Ce processus en cours de fusion (ainsi que l'afflux de gaz infalling) chauffe le gaz intergalactique sein d'un cluster de températures très élevées, atteignant 30-100 megakelvins . A propos de 70-80% de la masse dans un cluster est dans la forme de la matière noire, avec 10-30% étant constitué de ce gaz chauffé et les quelques pour cent restants de la matière sous forme de galaxies.
La plupart des galaxies dans l'Univers sont gravitationnellement liés à un certain nombre d'autres galaxies. Ceux-ci forment une fractale hiérarchie -comme des structures en cluster, les plus petites telles associations étant des groupes appelés. Un groupe de galaxies est le type le plus commun des amas galactique, et ces formations contient la majorité des galaxies (ainsi que la plupart de la masse baryonique) dans l'Univers. Pour rester gravitationnellement lié à un tel groupe, chaque galaxie membre doit avoir une vitesse suffisamment faible pour l'empêcher de fuir (voir Théorème viriel). Si il n'y a pas suffisamment d'énergie cinétique , cependant, le groupe peut évoluer dans un plus petit nombre de galaxies par des fusions.
De plus grandes structures contenant plusieurs milliers de galaxies emballés dans une zone de quelques mégaparsecs travers sont appelés clusters. Les amas de galaxies sont souvent dominés par une seule galaxie elliptique géante, connu sous le nom brillante galaxie de cluster, qui, au fil du temps, les marées détruit ses galaxies satellites et ajoute leur masse à son propre.
Superamas contiennent des dizaines de milliers de galaxies, qui se trouvent dans les clusters, les groupes et parfois individuellement. À l' échelle de superamas , les galaxies sont disposés en feuilles et des filaments autour de vastes espaces vides vides. Au-dessus de cette échelle, l'Univers semble être et isotrope homog??ne.
La Voie lactée est un membre d'une association nommée Groupe local, un groupe relativement restreint de galaxies qui a un diamètre d'environ un mégaparsec. La Voie Lactée et la galaxie d'Andromède sont les deux galaxies les plus brillantes au sein du groupe; beaucoup d'autres galaxies membres sont compagnons nains de ces deux galaxies. Le Groupe local lui-même est une partie d'une structure semblable à un nuage dans le superamas de la Vierge, une grande structure, prolongée de groupes et amas de galaxies centrées sur l' amas de la Vierge.
Observation multi-longueur d'onde
Après les galaxies extérieures à la Voie Lactée ont été trouvés à exister, les premières observations ont été faites la plupart du temps en utilisant la lumière visible. Le pic rayonnement de la plupart des étoiles se trouve ici, donc l'observation des étoiles qui forment les galaxies a été un élément majeur de l'astronomie optique. Il est également une partie du spectre favorable pour observer ionisé régions H II , et pour examiner la distribution des armes poussiéreuses.
Le la poussière présente dans le milieu interstellaire est opaque à la lumière visible. Il est plus transparent pour l'infrarouge lointain, qui peut être utilisé pour observer les régions intérieures de nuages ??????moléculaires géants et des noyaux galactiques dans les moindres détails. Infrarouge est également utilisé pour observer, éloignés décalée vers le rouge des galaxies qui se sont formées bien plus tôt dans l'histoire de l'Univers. La vapeur d'eau et dioxyde de carbone absorbent un certain nombre de parties utiles du spectre infrarouge, de sorte à haute altitude ou télescopes spatiaux sont utilisés pour l'astronomie infrarouge.
La première étude non-visuelle de galaxies, galaxies actives en particulier, a été faite en utilisant les fréquences radio. L'atmosphère est presque transparent à la radio entre 5 MHz et 30 GHz. (La blocs ionosphère signaux dessous de cette gamme.) Les grandes radios interféromètres ont été utilisés pour cartographier les jets actifs émis par les noyaux actifs. télescopes radio peuvent également être utilisés pour observer l'hydrogène neutre ( via rayonnement à 21 cm), y compris, potentiellement, la matière non ionisé dans l'Univers qui se sont effondrés tard pour former les galaxies.
Ultraviolet et télescopes à rayons X peuvent observer des phénomènes galactiques hautement énergétiques. Une fusée ultraviolet a été observée quand une étoile dans une galaxie lointaine a été déchirée par les forces de marée d'un trou noir. La distribution de gaz chaud dans les amas galactiques peut être dressée par rayons X. L'existence de super-trous noirs massifs au niveau des noyaux de galaxies a été confirmée par l'astronomie X-ray.
