אסטרונומיה – סיכום ההבדלים בין גלקסיה אליפטית לגלקסיה ספירלית

אסטרונומיה – סיכום ההבדלים בין גלקסיה אליפטית לגלקסיה ספירלית

 

תכונה גלקסיה אליפטית גלקסיה ספירלית
גודל ב-KPC 1-100     – הקוטר האופייני הוא KPC100
ומייצג את הגלקסיות המסיביות והגדולות ביותר מבין כל סוגי הגלקסיות.
5-50. הקוטר האופייני הוא  KPC10-30 .
מסה 106-1013 MO בין 109 ל- 1012*5 MO
בהירות בין 105 ל- 1013*5 LO בין 108 ל- 1010*2 LO
צבע אדמדם (צהבהב-כתום) אדמדם במרכז. צהוב-כחול בזרועות.
מספר כוכבים עד 1013 109-1012
אוכלוסיית כוכבים כוכבי אוכלוסיה 2. כוכבים זקנים ובעיקר
קרירים ואדומים. יש מעט אבק וגז.גלקסיות אליפטיות מורכבות רובן ככולן מכוכבי אוכלוסיה 2. רב הכוכבים הם כוכבי סדרה ראשית וענקים בעלי טמפרטורה הדומה לזו של השמש.
כוכבי אוכלוסיה 1 (כחולים, צעירים וחמים יותר)בזרועות.
כוכבי אוכלוסיה 2 במרכז ובהילה הכדורית שמסביב.
כוכבי הדיסקה והזרועות החלזוניות משתייכים על פי רב לאוכלוסיה 1, ואילו כוכבי העיבוי וההילה הכדורית משתייכים לאוכלוסיה 2 הזקנה יותר (צבירים כדוריים זקנים ואדומים).
מבנה מנופחת יחסית לגלקסיה הספירלית ואינה דמויית דיסקה. עובי הדיסקה קטן מאד, בערך קטן פי 15 מקוטרה.
המרכז הוא גוף כדורי ואליפטי שגודלו נע בין KPC1 לכמה  KPC
בודדים.
יחס פנימי היחס בין גלקסיות אליפטיות ננסיות (שכיחות יותר) לבין גלקסיות אליפטיות ענקיות הוא גדול יותר בהשוואה לאותה חלוקה בגלקסיות הספירליות. ראו הערה בצד ימין.
תנועת הכוכבים בגלקסיה הכוכבים נעים בתנועה אקראית בתוך גוף הגלקסיה בכיוונים רבים ושונים זה מזה.
אין כלל, או כמעט שאין תנועה סיבובית.
תצפיות ספקטרוסקופיות מראות כי החומר סובב סביב
מרכז הגלקסיה במהירות ההולכת וגדלה כתלות במרחק.
קצב יצירת הכוכבים כתוצאה מחוסר התנועה הסיבובית, קצב יצירת הכוכבים הרבה יותר גדול מאשר בגלקסיה הספירלית. כיום כמעט אין יצירת כוכבים. הכוכבים בדיסקה נעים ברובם במסלולים כמעט מעגליים מסביב למרכז. זמן הסיבוב של הגלקסיה הוא 108 שנים.
אוכלוסיית מרכז הגלקסיה אין הבדלים רבים מבחינת אוכלוסיית הכוכבים בין מרכז הגלקסיה לבין החלקים הרחוקים מן המרכז. ישנם הבדלים באוכלוסיות הכוכבים בין מרכז הגלקסיה לבין החלקים הרחוקים מן המרכז.
הרכב כימי אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה האליפטית זקנה הרבה יותר מאשר אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה הספירלית.
בגלקסיה האליפטית אין גז ואבק בינכוכביים
בכמויות משמעותיות ולכן לא יכולים להיווצר
כוכבים חדשים ומכאן שאין בגלקסיה האליפטית כוכבים כחולים וצעירים.
הגלקסיות הספירליות עשירות בענני גז ואבק שמתוכם נולדים כוכבים חדשים. אחד הגורמים החשובים להיווצרות כוכבים הוא מעברם של גלי צפיפות בדיסקה שבאיזור ההלם שלהם, דבר אשר גורם לפרץ של היווצרות כוכבים. הגלקסיות הספירליות מכילות כוכבים חמים רבים (אוכלוסיה 1) וכן חומר בינכוכבי רב.
פליטת אנרגיה פי 10 מכמות האנרגיה הנפלטת מגלקסיה ספירלית. בממוצע 1037 ואט.
בהירות הגלקסיות האליפסיות הננסיות חוורות אלפי מונים מהגלקסיות האליפסיות הענקיות. הגלקסיות הספירליות הננסיות חוורות פי 100 לערך מן הבהירות ביותר.
מדידת מסה קשה למדוד מסה כי אין כמעט תנע זוויתי, מה שמביא למצב בו כמעט בלתי אפשרי למדוד להן עקום סיבוב. לפיכך משתמשים בשיטה המגלה את היחס בין המהירות הממוצעת של תנועת הכוכבים לבין מסת הגלקסיה. המסה נעה בין מליון מסות שמש ל- 1012 מסות שמש. מתבצעת ע"י מדידת עקום הסיבוב באמצעות ספקטרוסקופיה של אזורים שונים בגלקסיה ושימוש בנוסחת אפקט דופלר למציאת מהירותם. אופן הסיבוב של גלקסיות ספירליות על צירן מלמד שכולן אפופות בהילות הרבה יותר מסיביות של חומר אפל.
התפלגות במרחב בצבירים עשירים, 35% מהגלקסיות הן אליפטיות.
בצבירים קטנים, 15% מהגלקסיות הן אליפטיות.
בגלקסיות שדה, 10% מהגלקסיות הן אליפטיות.
60% מכלל הגלקסיות הן גלקסיות אליפטיות.
בצבירים עשירים, 20% מהגלקסיות הן ספירליות.
בצבירים קטנים, 40% מהגלקסיות הן ספירליות.
בגלקסיות שדה, 65% מהגלקסיות הן ספירליות.
30% מכלל הגלקסיות הן גלקסיות דיסקתיות (רב הגלקסיות הדיסקתיות הן גלקסיות ספירליות, אם כי בהחלט לא כולן).
מיקום בצבירים עשירים במרכזי צבירים עשירים יש (כמעט) אך ורק גלקסיות אליפטיות, הבולעות כל גלקסיה אחרת (ובפרט ספירליות) הנקלעת לקרבתן. בקצוות הצבירים העשירים נמצאות גם גלקסיות ספירליות.
קרינת רדיו מקורות הרדיו החזקים ביותר הן בדר"כ גלקסיות אליפטיות ענקיות הנקראות גלקסיות רדיו, ולכן יש מקום לסברה כי חוקים שחורים מקננים במרכזיהן. הגלקסיות הספירליות הן מקורות רדיו חלשים מאד.
תצפית הגלקסיות האליפטיות קלות לתצפית כיוון שבהירותן אחידה כמעט עם התבהרות מה לכיוון המרכז. גם גודלן הזוויתי קטן מאד יחסית לגלקסיות הספירליות ולפיכך בהירות
השטח שלהן קטנה.
לא קלות לתצפית במידה הזומה לזו של גלקסיות אליפטיות, משום שגודלן הזוויתי גדול יחסית לגלקסיות האליפטיות.

 

 

המשך- סיכום ההבדלים בין גלקסיה אליפטית לבין גלקסיה ספירלית:

בהירותן של גלקסיות ספירליות היא כלי עזר חשוב למדידת מרחק ההתפשטות של גלקסיות,
כחלק מן האמצעים לקביעת ערכו המדוייק של קבוע האבל. יש לציין כי רב הגלקסיות הספירליות
הולכות ומתרחקות מאיתנו, כלומר הן בעלות הסחה לאדום.

לגלקסיות האליפטיות הענקיות מסוג CD שבצבירים יש מידת בהירות רבה ונמצא כי אין כל
שינוי בעוצמת קרינתן מצביר לצביר, בתנאי שמדובר במרחקים קטנים יחסית.
מסיבות אלו, הגלקסיות האליפטיות הללו יכולות להוות נר תקני טוב ולמדוד את הקשר בין
בהירותן הנראית של הגלקסיות לבין ההסחה שלהן לאדום. כך נוכל לבדוק בהמשך
האם "חוק האבל" חל על כל הגלקסיות הנראות ובכל המרחקים.

להשלמת סיכום ההבדלים והמבנה החיצוני נשתמש בהגדרות הפורמליות לגבי סוגי הגלקסיות:

גלקסיה אליפטית

גלקסיה בעלת צורה סימטרית עם חתך (קוני) אליפטי. אין לה זרועות והיא מזכירה בצורתה צביר כדורי.
הגלקסיה האליפטית מסומנת באות Eובנוסף במספר בין 0 ל-7 המבטא את מידת  האליפטיות שלה.
ישנן גלקסיות אליפטיות שהן כה קומפקטיות וננסיות שגודלן האמיתי אינו עולה בהרבה על זה
של צביר כדורי גדול. לעומתן, ישנן גלקסיות אליפטיות ענקיות המצויות במרכזי צבירי גלקסיות
ואלו גלקסיות "קניבליות" הזוללות כל גלקסיה מסוג אליפטי או סוג אחר החולפות לידן.

גלקסיה ספירלית
גלקסיה בעלת גרעין מרכזי שממנו יוצאות זרועות לוליניות/חלזוניות.
במבט על, צורתן עגולה, ואילו מהצד הן נראות מוארכות עם גרעין מרכזי בולט (התפיחה המרכזית).
מסביבן מצויה הילה המאכלסת כוכבים זקנים וצבירים כדוריים. ההילה קלושה מאד ועוטפת את
הגלקסיה בצורה של כדור, אך עקב דלילות הכוכבים בהילה, ניתן להבחין בה רק בצילום.
החלק המרכזי בגלקסיה הספירלית הוא הגרעין, המכיל חלק ניכר ממסתה ומאוכלס בעיקר
בכוכבים זקנים. מסביב מצויות הזרועות המורכבות מענני גז ואבק, מהם נוצרים כוכבים
צעירים וצבירי כוכבים. מבין שלושת חלקי הגלקסיה, הבולט ביותר הוא הגרעין המרוכז
באיזור קטן מאד. הגלקסיות הספירליות מסומנות באות Sוסיווגן נקבע על פי מבנה
זרועותיהן וגודל הגרעין שלהן. סיווג נוסף נקבע בהתאם לבהירותן ובהירות זרועותיהן.

 

 

970x90
hmkjkjhlkjh.n