Galaxia espiral

M81 edo Boderen Galaxiaren irudia, non izarrarteko hautsa ikus daitekeen.

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

• Momentu angeluar guztizko handia du.
• Erdialdeko izar metatze batekin osatua dago (erraboila), diska baten bidez inguratua
• Diska, laua da (kopadura aukerekin), eta izarrarteko materiaz eratua dago (gasa eta hautsez eta I Biztanleriako izar gaztez (metaltasun handia) eta kumulu irekiz.
• Erraboila, galaxia eliptiko baten antzerakoa da, oso antzinako izarrak dituelarik, II Biztanleriakoak deituak eta metaltasun txikikoak, eta, ohi, zulo beltz supermasibo bat izaten du erdian.

Galaxia espiralek, 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, diska egitura bat dutenak, baina beso espiralik gabeak.

Galaxia espiralen diska, 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, espirala da, Hubblen sekuentzian Sbc bezala sailkatua dagoelarik (beharbada SBbc, galaxia espiral barratua baldin bada).

Egitura espiralaren jatorria

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

Galaxia espiralen besoen azalpena

Lehen teoria onargarria, C. C. Linek eta Frank Shuk eman zuten 1964an. Beso espiralak, dentsitate uhin espiralen 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 dizdiratsuak, berehala hiltzen dira, uhinaren atzean lurralde ilunagoak utziz, eta, beraz, hau ikusgarri utziz.

Errotazio kurba eta materia iluna

Artikulu nagusiak: Tully-Fischer erlazioa eta Materia iluna

Ohiko galaxia espiral 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 espiralek, kurba teorikoekiko (Diska-haloa konpirazioa 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 espiralek, masa askoz handiagoa beharko lukete. Gaur egun, masa "ikustezin" horren ebidentzia ikusgarririk ez dagoenez, materia iluna deitua izan zen. Materia ikustezin mota hau, galaxiaren masa osoaren %50eti %90 arte izango litzateke.

Errotazio kurben ezaugarri orokorrak, honakoak dira:

• EKren pikoa, 150 eta 300 kilometro segundu artean aldatzen da
• Galaxia handiagoek, azkarrago errotatzen dute
• EK askoz azkarrago igotzen da Sa eta Sb motako galaxientzat, Sd eta Sm motakoentzat baino
• Azaleko dizdira 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 bait dezakete.

Sailkapenak

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