Galaxia kiribil

Wikipedia(e)tik
Hona jo: nabigazioa, Bilatu
M81 edo Boderen Galaxiaren irudia, non izarrarteko hautsa ikus daitekeen.

Galaxia kiribil bat, honako ezaugarri fisiko hauek dituen Hubblen sekuentziako galaxia mota bat da:

Galaxia kiribilek, euren izena, gutxi gora-behera logaritmikoki, erdiko nukleotik luzatzen diren izar eraketa duten beso argitsuei zor die. Batzuetan, nabaritzeko zailak diren arren, beso hauek, galaxia lentikularretatik bereizten dituzte, disko egitura bat dutenak, baina beso kiribilik gabeak.

Galaxia kiribilen diskoa, II Biztanleriako izar aureola esferoide handiz inguratua egoten ohi da, horietako asko, galaxiaren erdigunearen inguruan orbitatzen duten. Aureola hau, galaxia haloa bezala ezagutzen da.

Gu gauden galaxia, Esne Bidea, kiribila da, Hubblen sekuentzian Sbc bezala sailkatua dagoelarik (beharbada SBbc, galaxia kiribil barratua baldin bada).

Egitura kiribilaren jatorria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Beso kiribilen eraketari buruzko lehen azterketak, Bertil Lindbladenak dira. Izarrak, modu iraunkorrean kiribil forman antolatuak ezin daitezkeela egon ohartu zen. Galaxiaren diskoaren errotazio abiadura, galaxiaren erdialderaino dagoen distantziarekin aldatu egiten denez, beso erradial bat, kurbatua ikusiko litzateke galaxiak errotatzean. Besoak, errotazio gutxi batzuen ondoren, kurbatura gehituko luke, galaxian geroz eta gehiago bilduz. Hau ez da ikusten dena.

Galaxia kiribilen besoen azalpena

Lehen teoria onargarria, C. C. Linek eta Frank Shuk eman zuten 1964an. Beso kiribilak, dentsitate uhin kiribilen manifestazioak zirela iradoki zuten. Izarrak, arinki eliptikoak ziren orbitetan mugitzen zirela eta euren orbiten orientazioa elkarlotua zegoela suposatu zuten, hau da, orbita eliptikoek, euren orientazioa aldatzen dute, batzuk besteekiko, arinki, galaxiaren erdialderako distantziaren arabera, diagraman ikus daitekeen bezala. Orbita hauek, guneren batzuetan hurbilago daude, beso itxura hartzen dutelarik. Izarrak, ez dira, beti, ikusten ditugun posizioan mantentzen, baizik eta besoetatik igarotzen direla euren orbitetan mugitzean.

Hipotesi alternatiboak proposatu dira, non galaxian mugitzen ari diren izar eraketa uhinak suposatzen diren; izar eraketan sortutako izar distiratsuak, berehala hiltzen dira, uhinaren atzean lurralde ilunagoak utziz, eta, beraz, hau ikusgarri utziz.

Errotazio kurba eta materia iluna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusiak: Tully-Fischer erlazioa eta Materia iluna

Ohiko galaxia kiribil baten errotazio kurba. A lerroak, kurba teorikoa irudikatzen du, eta, B lerroak, kurba esperimentala. Kurben arteko desadostasuna, materia iluna bezala deitua izan denaren ondorio da.

Galaxia kiribilek, kurba teorikoekiko (Disko-haloa konspirazioa deitutako fenomenoa) ezberdina den den errotazio kurba (aurrerantzean EK) esperimental bat dute. Ekuazio teorikoak (EK keplertarrak, planetena Eguzkiaren inguruan bezala), ikusitako datuekin bat etor daitezen, galaxia kiribilek, masa askoz handiagoa beharko lukete. Gaur egun, masa "ikusezin" horren ebidentzia ikusgarririk ez dagoenez, materia iluna deitua izan zen. Materia ikusezin mota hau, galaxiaren masa osoaren %50eti %90 arte izango litzateke.

Errotazio kurben ezaugarri orokorrak, honakoak dira:

  • EKren pikoa, 150 eta 300 kilometro segundo artean aldatzen da
  • Galaxia handiagoek, azkarrago errotatzen dute
  • EK askoz azkarrago igotzen da Sa eta Sb motako galaxientzat, Sd eta Sm motakoentzat baino
  • Azaleko distira baxua duten galaxia gehienek, errotazio motela dute
  • Materia ilunaren proportzioa: %50 Sa eta Sb motakoentzat eta %90a Sd eta Sm motakoentzat. Soilik beheko muga bat.

Errotazio kurba hauen azterketa, oso garrantzitsua da, erlazio esperimentalen bidez, (Tully-Fischer erlazioa kasu), galaxia hauek aurkitzen diren distantzia ezagutzeko balio baitezakete.

Sailkapenak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hubblen sekuentziaz gain, galaxia kiribilak, euren besoen itxuraren arabera ere sailka daitezke. Debra Meloy Elmegreen eta Bruce G. Elmegreen astronomoek, hamabi mota dituen galaxia kiribilen sailkapen bat garatu dute, 1. motatik, non egitura kaotikodun eta ordenarik gabeko galaxia kiribilak dauden, 12. motaraino doana, non ondo garatutako bi beso dituzten galaxiak dauden, irudi ikusgarria domeinatzen dutenak, M81 eta M51 kasu, "diseinu handiko kiribilak" bezala ere ezagutuak, NGC 2841 bezalako galaxietatik igaroz ("galaxia flokulento" bezala ezagutzen direnak), non ondo definitutako egitura kiribilik ez dagoen, baizik eta beso kiribilen zati ugari.

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Galaxia kiribil Aldatu lotura Wikidatan