Wyk. Agata Niezgoda Projekt współfinansowany przez Unię Europejską w ramach Europejskiego Funduszu Społecznego

Galaktyka jest to układ gwiazd i materii międzygwiazdowej. Jest największym związanym grawitacyjnie systemem gwiazd występującym we Wszechświecie. Na podstawie budowy wyróżnia się cztery zasadnicze typy galaktyk:  spiralne,  eliptyczne,  soczewkowate  nieregularne.

Galaktyki karłowate to galaktyki o bardzo małej jasności i małych rozmiarach liniowych niezależnie od ich budowy. Są to galaktyki mniejsze kilkadziesiąt razy od Naszej Galaktyki. Najsłabsze galaktyki można obserwować jedynie w niedużych odległościach, praktycznie tylko w Układzie Lokalnym. Właśnie takie galaktyki są najbliżej położone od Drogi Mlecznej. W 1994 roku odkryto najbliższą nam galaktykę karłowatą w Strzelcu, a w 2003 roku dużo bliższą galaktykę karłowatą w Wielkim Psie. Zawierają one jedynie około 100 milionów gwiazd i są słabo widoczne ponieważ są zasłonięte przez materię galaktyczną. Obie galaktyki karłowate w Wielkim Psie i Strzelcu są rozrywane przez znacznie bardziej masywną Drogę Mleczną, której grawitacja pływowo rozciągnęła je w długie pasma gwiazd.

Galaktyki spiralne to galaktyki które składają się z jądra i z ramion. Na ogół mamy do czynienia z dwoma ramionami, rzadziej z jednym czy z trzema. Wszystkie ramiona leżą w jednej płaszczyźnie, którą nazywamy dyskiem galaktycznym. Istnieją dwie rodziny galaktyk spiralnych: galaktyki spiralne zwykłe (oznaczenie S) i galaktyki spiralne z poprzeczką (oznaczenie Sb), w której występują ledwo widoczne jądro. Poprzeczka jest to swego rodzaju wydłużona struktura przechodząca przez jądro galaktyki i leżąca w tej samej płaszczyźnie co dysk galaktyczny. Wśród dużych galaktyk spiralnych liczebność zwykłych galaktyk jest kilkakrotnie większa niż z poprzeczką, natomiast wśród karłowatych galaktyki spiralne z poprzeczką stanowią około połowy całej ilości.

Galaktyka spiralna M 101, zwana galaktyką Wir Galaktyka spiralna z poprzeczką NGC1365

Galaktyki spiralne dzielimy ze względu na stosunek wielkości ramion do jądra. Gdy jądro jest wyraźnie dużo większe od ramion, to jest to galaktyka typu a. Jeżeli ramiona są trochę większe to jest to galaktyka typu b. Potem mamy typ c, aż wreszcie dochodzimy do ostatniego rodzaju: d. Galaktyki spiralne typu d to galaktyki, w których jądro jest stosunkowo bardzo małe w porównaniu z ramionami.

spiralnych (ponad 60%), pomijając galaktyki karłowate. Jądro galaktyk spiralnych zbudowane jest ze starych gwiazd, natomiast w ramionach dominują młode gwiazdy. W środku galaktyk bardzo często znajduje się masywna czarna dziura o masie milionów mas Słońca. Przypuszcza się, że galaktyki spiralne powstały z obłoków materii, które wypełniały bardzo młody Wszechświat. W środkach tych obłoków zaczęły tworzyć się gwiazdy, przez co znikał gaz z obłoku. Jednak na jego krańcach gwiazdy nie tworzyły się już tak dobrze, i gaz nie zniknął całkowicie. Stworzył on zalążek dysku galaktycznego, zaś gwiazdy w środku utworzyły jądro galaktyki.

 to Nasza Galaktyka  jest najprawdopodobniej galaktyką spiralną z poprzeczką typu Sb  zawiera ponad 100 mld gwiazd  jądro zawiera około 75% masy całej Galaktyki  w środku znajduje się najprawdopodobniej masywna czarna dziura  kształt i budowa znana jest gorzej niż sąsiednich galaktyk, ponieważ większość obiektów przesłania materia galaktyczna i nie możemy ich bezpośrednio zobaczyć  obserwacje radiowe obłoków wodoru neutralnego wykazują istnienie w Galaktyce ramion spiralnych, widać je również w zakresie optycznym, nie tworzą one ciągłych spiral, ale raczej porozrywane ich fragmenty  obserwujemy trzy podstawowe ramiona: ramię Strzelca (najbliżej centrum), Oriona i Perseusza, a także kilka mniejszych (ostatnio wykryto nowe ramię znajdujące się za ramionami Strzelca i Perseusza  Słońce znajduje się na skraju Galaktyki w ramieniu Oriona, obracając się względem centrum Galaktyki z prędkością około 220 km/s. Jeden pełen obieg wokół jądra trwa około 220 milionów lat.

są to galaktyki o symetrii kulistej lub elipsoidalnej (oznacza się je literą E i podając stopień spłaszczenia od 1 do 7) jasność powierzchniowa galaktyki eliptycznej jest największa w środku i zmniejsza się stopniowo na zewnątrz w galaktykach tych nie występuje w zauważalnych ilościach pył i gaz Olbrzymia galaktyka eliptyczna M 87 w Pannie

cała widoczna materia jest skupiona w starych gwiazdach. Powstały one zapewne w krótkim okresie w początkowych etapach formowania się galaktyki rozmiary i masy galaktyki mieszczą się w bardzo szerokich granicach: od 0,1 miliarda mas Słońca do miliardów mas Słońca największe to gigantyczne galaktyki cD o masie miliardów mas Słońca. Występują najczęściej w centralnych obszarach bogatych gromad galaktyk. Taka galaktyka znajduje się w centrum Gromady W warkoczu Bereniki i jest środkiem supergromady. Można je również spotkać w małych grupach galaktyk. Galaktyki cD są często silnymi źródłami promieniowania radiowego.

 jest to typ pośredni między eliptycznymi a spiralnymi (oznaczenie S0)  jądro jest podobne do silnie spłaszczonej galaktyki eliptycznej, natomiast wokół znajduje się dysk ale bez żadnych śladów struktury spiralnej  nie zawierają młodych gwiazd ani materii międzygwiezdnej co jest typowe dla galaktyk eliptycznych Galaktyka soczewkowa M 85 w Warkoczu Bereniki. Jest większa od Drogi Mlecznej.

 galaktyki o osobliwym wyglądzie, nie wykazujące symetrii charakterystycznych dla galaktyk eliptycznych i spiralnych  dzielimy je na dwa typy: Irr I oraz Irr II  galaktyki Irr I zaliczamy obecnie do skrajnych odmian galaktyk spiralnych, gdyż mają z nimi wiele cech wspólnych: wirują wokół własnych osi, wykazują silne spłaszczenie i ślady struktury spiralnej. Odróżnia je natomiast to, że nie ma w nich jądra i ramion.  galaktyki typu Irr II są zupełnie nieregularne. Charakteryzuje je bezkształtny wygląd, niewielkie rozmiary i spore jasności powierzchniowe. W galaktykach tego rodzaju znajduje się także dużo młodych gwiazd.

Galaktyki typu Irr I występują znacznie częściej niż te typu drugiego. Przykładem typu Irr I jest Wielki Obłok Magellana z gwiazdozbioru Złotej Ryby, jedna z najbliższych nam galaktyk, należąca do Układu Lokalnego. Również Mały Obłok Magellana z gwiazdozbioru Tukana zawierający około dwa miliardy gwiazd jest galaktyką nieregularną. Przypuszcza się że Wielki Obłok Magellana będący satelitą Naszej Galaktyki (podobnie jak Wielki Obłok Magellana) składa się z dwóch galaktyk położonych jedna za drugą. Wielki Obłok Magellana widziany przez teleskop Spitzera

 to dwie galaktyki które krążą wokół wspólnego środka masy  mogą znajdować się w większym skupisku, np. w grupie galaktyk, z tym że odległość pomiędzy tymi dwoma galaktykami musi być znacznie większa od ich odległości od innych galaktyk  obie galaktyki układu są zazwyczaj galaktykami tego samego typu, to znaczy albo obie są spiralne, albo obie są eliptyczne. Występuje też skłonność do zgodności podtypów, tzn. częściej występuje para galaktyk typu np. Sb-Sb niż typu Sa-Sb Układ dwóch spiralnych galaktyk NGC 2207 i NGC 2163

 to co najmniej trzy galaktyki, które działają na siebie grawitacyjnie przez okres co najmniej miliarda lat  są dosyć powszechnym zjawiskiem  Droga Mleczna należy do grupy galaktyk, która nazywa się Układem Lokalnym.

 największą galaktyką w Układzie Lokalnym jest galaktyka spiralna M31 (czyli Wielka Mgławica w Andromedzie) - zawiera 200 mld gwiazd. Drugą co do wielkości jest Droga Mleczna zawierająca 100 mld gwiazd, a trzecią M 33, galaktyka spiralna w Trójkącie zawierająca 50 miliardów gwiazd.  zawiera również kilka galaktyk średniej wielkości, a wśród nich Obłoki Magellana oraz kilkadziesiąt karłowatych.  Obecnie znamy ponad 45 galaktyk wchodzących w skład Układu Lokalnego. W pobliżu Układu Lokalnego znajduje się co najmniej kilkanaście innych grup galaktyk. W promieniu 10 Mpc odkryto ich 13, lecz może być ich o kilka więcej. Wielka Mgławica w Andromedzie (M31), spiralna typuSb. Towarzyszą jej dwie karłowate galaktyki eliptyczne: M32 (typ E2; u góry z lewej) i M110 (typ E5; u dołu z prawej).

 wyjątkowo liczna grupa galaktyk  może zawierać od kilkudziesięciu do wielu tysięcy galaktyk  można je podzielić na dwie klasy - gromady galaktyk regularne o skoncentrowanym rozkładzie galaktyk, bez struktury wewnętrznej (występują w nich tylko galaktyki eliptyczne i soczewkowate). Masy ich wynoszą około mas Słońca. - nieregularne, często bez wyraźnego środka lub z kilkoma lokalnymi zagęszczeniami (występują w nich również galaktyki spiralne). Masy są mniejsze niż w regularnych. Gromada galaktyk w Warkoczu Bereniki (Coma)

 inaczej supergalaktyki  są to struktury nieregularne, zazwyczaj wydłużone lub spłaszczone  składające się przeważnie z kilku lub kilkunastu dużych gromad galaktyk  nie stanowią one układów silnie związanych grawitacyjnie, jednakże obserwuje się wzajemne oddziaływanie sąsiednich galaktyk  dotychczas wyodrębniono kilkanaście supergromad galaktyk  Układ Lokalny galaktyk, w skład którego wchodzi Droga Mleczna jest częścią Supergromady Lokalnej. Centrum tej supergalaktyki znajduje się w Gromadzie Galaktyk w Pannie, gdzie znajduje się zagęszczenie gromad galaktyk. Lokalna Grupa Galaktyk znajduje się na peryferiach Supergalaktyki Lokalnej.

 P. Walczak, G. F. Wojewoda, Fizyka i astronomia, cz. 3, wyd. OPERON, Gdynia 2007  nomia%2Fm_astronomia.html&former_url=http%3A %2F%2Fwww.fizyka.net.pl%2Fastronomia%2Fastro nomia_oa9.html

DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ!!