Tekst źródłowy strony Galaktyka

{{Inne znaczenia| klasy [[ciało niebieskie|obiektów kosmicznych]]|Galaktyka, inna nazwa [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]]}}
[[Plik:Blackeyegalaxy.jpg|thumb|[[Galaktyka Czarne Oko]]]]
[[Plik:Hst-NGC4163.jpg|mały|Galaktyka karłowata [[NGC 4163]]]]

'''Galaktyka''' (z [[język grecki|gr.]] γάλα, ''gála'' – mleko) – duży, [[grawitacja|grawitacyjnie]] związany układ [[gwiazda|gwiazd]], [[Ośrodek międzygwiazdowy|pyłu]] i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej [[ciemna materia|ciemnej materii]]<ref>{{Encyklopedia PWN | tytuł = Galaktyka | id = 3903619 | data dostępu = 2021-07-30}}</ref>. Typowa galaktyka zawiera od 10<sup>7</sup> do 10<sup>12</sup> gwiazd orbitujących wokół [[środek masy|wspólnego środka masy]].

Oprócz pojedynczych gwiazd, galaktyki zawierają dużą liczbę układów gwiazd oraz różnego rodzaju [[mgławica|mgławice]]. Większość galaktyk ma rozmiary od kilku tysięcy do kilkuset tysięcy [[rok świetlny|lat świetlnych]]. Odległości między galaktykami sięgają milionów lat świetlnych. Szacuje się, że w widzialnym Wszechświecie istnieje 350 miliardów dużych galaktyk oraz 3,5 biliona [[galaktyka karłowata|galaktyk karłowatych]]. Wszystkie te galaktyki tworzą 25 miliardów [[grupa galaktyk|grup galaktyk]] zawartych w 10 milionach [[supergromada|supergromad galaktyk]].

Galaktyka, wewnątrz której znajduje się [[Układ Słoneczny]], to [[Droga Mleczna]]. Najdalsza znana obecnie galaktyka (o potwierdzonej odległości) to [[HD1]].

Największą znaną galaktyką jest [[IC 1101]].

Aby wytłumaczyć obserwowane efekty (np. grawitacyjną spójność rozległych galaktyk o małej widocznej masie), przypuszcza się, że zasadniczą część masy galaktyk stanowi hipotetyczna [[ciemna materia]], czyli cząstki lub obiekty emitujące zbyt mało promieniowania, by mogły być wykryte. Zgodnie z tym modelem, z obliczeń wynika, że ciemna materia stanowi ponad 90% masy galaktyk. Mimo to jej natura nie jest znana. Istnieją dowody na to, iż w centrum wielu lub nawet wszystkich galaktyk mogą istnieć [[supermasywna czarna dziura|supermasywne czarne dziury]].

== Masa i jasność galaktyki ==
Bezpośrednie wyznaczenie [[masa (fizyka)|masy]] galaktyki jest możliwe w układach podwójnych galaktyk oraz z obserwacji ruchu [[gwiazda|gwiazd]] lub [[gromada kulista|gromad kulistych]], obiegających w dużych odległościach centrum galaktyki, o ile znana jest odległość do niej. Uproszczona analiza polega na założeniu, że cała masa galaktyki skoncentrowana jest w jej centrum. Wtedy [[przyspieszenie grawitacyjne]] w punkcie odległym od niego o <math>R</math> wynosi <math>g=v^2/R=G\;M_\mathrm{gal}/R^2,</math> gdzie <math>v</math> jest prędkością, z jaką obiekty na odległości <math>R</math> obiegają środek galaktyki, a <math>G</math> jest newtonowską [[stała grawitacji|stałą grawitacji]]. Po przekształceniach otrzymujemy, iż masa galaktyki wynosi w przybliżeniu <math>M_\mathrm{gal}\simeq Rv^2/G.</math>

Masy największych galaktyk eliptycznych wynoszą około 10<sup>14</sup> [[masa Słońca|mas Słońca]]<ref name=science250_4980_539>{{cytuj pismo |autor = J.M. Uson |autor2 = S.P. Boughn |autor3 = J.R. Kuhn |tytuł=The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant |czasopismo=[[Science]] |data=1990 |wolumin=250 |wydanie=4980 |strony=539–540 |bibcode=1990Sci...250..539U |doi=10.1126/science.250.4980.539 |issn = 0036-8075 |język = en}}</ref>, najmniejszych natomiast nie przekraczają 10<sup>6</sup> <math>M_\odot.</math> Masy galaktyk spiralnych zawierają się w przedziale od 10<sup>8</sup> do 10<sup>12</sup> mas słonecznych. W przypadku galaktyk nieregularnych ich masy wynoszą od 10<sup>8</sup> do 10<sup>10</sup> <math>M_\odot.</math>

Inną ważną cechą galaktyk jest ich [[Wielkość gwiazdowa|jasność]]. Największe galaktyki eliptyczne świecą jak 10<sup>11</sup> Słońc, podczas gdy jasność galaktyk karłowatych wynosi około 10<sup>5</sup> <math>L_\odot.</math>

== Przestrzeń międzygalaktyczna ==
Przestrzeń międzygalaktyczna jest prawie absolutną [[próżnia|próżnią]] o [[gęstość|gęstości]] mniejszej niż jeden [[atom]] na metr sześcienny. Wypełnia ją [[ośrodek międzygalaktyczny]], a być może także [[ciemna materia]] i [[ciemna energia]].

== Typy galaktyk ==
{{Zobacz też|Klasyfikacja galaktyk Hubble’a}}
[[Plik:Hubble sequence.svg|thumb|400px|Klasyfikacja galaktyk według Hubble’a]]
Galaktyki można podzielić na cztery główne typy:
* [[galaktyka spiralna|spiralna]]
** [[galaktyka spiralna bez poprzeczki|bez poprzeczki]] – typ S (od: spiral)
** [[galaktyka spiralna z poprzeczką|z poprzeczką]] – typ SB (od spiral barred)
* [[galaktyka soczewkowata|soczewkowata]] – typ S0
* [[galaktyka eliptyczna|eliptyczna]] – typ E (od: elliptical)
* galaktyki wrzecionowate (istniały we wczesnym stadium ewolucji wszechświata)<ref>Tsatsi, Athanasia, et al. „CALIFA reveals prolate rotation in massive early-type galaxies: A polar galaxy merger origin?”.</ref>
* [[galaktyka nieregularna|nieregularna]] – typ Irr (od: Irregular)

Słowo „Galaktyka” – czyli pisane jako nazwa własna przez wielkie „G” – oznacza naszą galaktykę, czyli [[Droga Mleczna|Drogę Mleczną]]. Nasza galaktyka jest dużą [[galaktyka spiralna|spiralną galaktyką]] o średnicy około 30 [[parsek|kpc]] (~100 000 lat świetlnych) i grubości 3000 lat świetlnych; z poprzeczką o średnicy około 29 000 lat świetlnych. Zawiera od 200 miliardów (2×10<sup>11</sup>) do 300 miliardów (3×10<sup>11</sup>) gwiazd, a jej [[masa (fizyka)|masa]] jest rzędu 6×10<sup>11</sup> [[masa Słońca|mas Słońca]].
[[Plik:Spiral galaxy arms diagram.svg|thumb|Powstawanie spiral galaktyk]]

W galaktykach spiralnych jej ramiona mają kształt [[spirala logarytmiczna|spirali logarytmicznej]], kształt ten wynika z zaburzenia jednorodnie rotującej masy gwiazd. Podobnie jak gwiazdy, ramiona spiralne również rotują, ale obracają się ze stałą [[prędkość kątowa|prędkością kątową]]. Oznacza to, że gwiazdy wchodzą i wychodzą z ramion spiralnych. Ramiona spiralne można rozumieć jako obszary o zwiększonej gęstości – fale gęstości. Gwiazdy wchodząc w ramiona spiralne zwalniają, tworząc obszar o zwiększonej gęstości. Jest to podobne do „fali” zwalniających samochodów wzdłuż autostrady. Ramiona są widoczne, ponieważ większa gęstość ułatwia [[Przemiana fizyczna|proces]] formowania się gwiazd i powstawania młodych jasnych gwiazd.

== Większe struktury galaktyk ==
Tylko niewielki procent galaktyk istnieje jako obiekty niezwiązane, nazywane są one „galaktykami pola”. W większości galaktyki są związane grawitacyjnie z innymi galaktykami. Wokół dużych galaktyk często orbitują mniejsze [[Galaktyka satelitarna|galaktyki satelitarne]]. Struktury zawierające do 50 galaktyk nazywa się [[gromada galaktyk|grupami galaktyk]], a większe struktury zawierające wiele tysięcy galaktyk wewnątrz rozmiarów kilku megaparseków (10<sup>6</sup> [[Parsek|pc]]) są nazywane [[gromada galaktyk|gromadami galaktyk]]. [[Supergromada|Supergromady galaktyk]] są ogromnymi zbiorowiskami galaktyk zawierającymi dziesiątki tysięcy galaktyk. Powyżej tej skali odległości uważa się, że Wszechświat jest jednorodny.

Nasza galaktyka jest członkiem [[Grupa Lokalna Galaktyk|Grupy Lokalnej]], w której dominuje razem z [[Galaktyka Andromedy|Galaktyką Andromedy]]. Grupa Lokalna zawiera ponad 50 galaktyk na obszarze około jednego megaparseka (10<sup>6</sup> [[Parsek|pc]]). Grupa Lokalna jest jedynie niewielką częścią [[Supergromada Lokalna|Supergromady Lokalnej]] znanej też jako Supergromada w Pannie. W centrum tej Supergromady znajduje się galaktyka [[Galaktyka Panna A|M87]].

== Zderzenie się galaktyk ==
[[Plik:Interacting Galaxies 3.png|thumb|200px|Symulacja komputerowa zderzeń galaktyk]]
{{Osobny artykuł|Zderzenie galaktyk}}
Zderzenie galaktyk to zjawisko astronomiczne, które zachodzi, gdy dwie lub więcej galaktyk nachodzi na siebie, zaburzając nawzajem swoje pola grawitacyjne. Proces taki trwa zwykle setki milionów lat i często prowadzi do połączenia się galaktyk w jedną. Zderzenie takie nie stanowi jednak totalnej katastrofy. Podczas kolizji galaktyk rzadko dochodzi do zderzeń gwiazd, ze względu na ogromne odległości, które je dzielą. Ponadto gdy galaktyki zachodzą na siebie, w wyniku łączenia się zawartych w nich obłoków gazu i pyłu powstają nowe gwiazdy.

Prawdopodobnie duże galaktyki eliptyczne znajdujące się w centrach niektórych gromad powstały na skutek zderzeń kilku mniejszych galaktyk, zwykle spiralnych.

Przykładem zderzenia galaktyk jest para galaktyk odkryta w 1785 roku przez [[William Herschel|Williama Herschela]]. Są to [[NGC 4038]] i [[NGC 4039]] w [[gwiazdozbiór Kruka|gwiazdozbiorze Kruka]], tak zwane „Czułki” (ang. Antennae). Nazwa pochodzi od charakterystycznego kształtu tej pary galaktyk: ich [[jądro galaktyki|jądra]] znajdują się bardzo blisko, a zdeformowane ramiona spiralne tworzą długie, zakrzywione pasma gwiazd odchodzące od nich w dwie strony, przypominające czułki owada. Podobną spektakularną parą zderzających się galaktyk są tzw. „Myszy” ([[NGC 4676]]).

== Historia badań ==
{|align=right
|[[Plik:M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg|thumb|[[Galaktyka Sombrero]] M104, NGC 4594]]
|-
|[[Plik:NGC 4414 (NASA-med).jpg|thumb|Galaktyka [[NGC 4414]]]]
|-
|[[Plik:M63 3.6 8.0 24 microns spitzer.png|thumb|Galaktyka [[Galaktyka Słonecznik|M63]]]]
|}

W 1610 [[Galileusz]] użył [[teleskop]]u do obserwacji Drogi Mlecznej i odkrył, że składa się ona z ogromnej liczby słabych gwiazd. [[Immanuel Kant]] w traktacie z 1755 roku, opierając się na wcześniejszej pracy [[astronom]]a [[Thomas Wright (astronom)|Thomasa Wrighta]], właściwie przypuszczał, że galaktyka może być obracającym się [[ciało (fizyka)|ciałem]] zbudowanym z ogromnej ilości gwiazd związanych grawitacyjnie. Powstały dysk gwiazd mógłby być widoczny na niebie jako pasmo gwiazd. Kant przypuszczał również, że obserwowalne [[mgławica|mgławice]] mogą być oddzielnymi galaktykami.

Pod koniec XVIII wieku [[Charles Messier]] zgromadził katalog zawierający 109 najjaśniejszych mgławic, później [[William Herschel]] wydał katalog gromadzący 5000 mgławic. W roku 1845 William Parsons dzięki konstrukcji nowego teleskopu był zdolny rozróżnić mgławice eliptyczne od spiralnych.
Aż do lat 20. XX wieku, do prac [[Edwin Hubble|Edwina Hubble’a]], mgławice te nie były powszechnie uważane za odległe galaktyki. Hubble zidentyfikował pojedyncze gwiazdy zmienne ([[cefeida|cefeidy]]), co pozwoliło mu na pomiar odległości do najbliższych galaktyk. W roku 1926 Hubble zaproponował [[Klasyfikacja galaktyk Hubble’a|klasyfikację galaktyk]] używaną do tej pory.

Pierwszej próby oceny kształtu Drogi Mlecznej i położenia [[Słońce|Słońca]] w naszej galaktyce dokonał [[William Herschel]] w roku 1785 poprzez dokładne zliczenie liczby gwiazd w różnych obszarach nieba.

Używając ulepszonej metody [[Jacobus Kapteyn|Kapteyn]] w 1920 otrzymał obraz naszej galaktyki jako małej elipsoidalnej galaktyki (średnicy ~15 kiloparseków) ze Słońcem w centrum galaktyki.

Inna metoda stosowana przez [[Harlow Shapley|Shapleya]] doprowadziła do radykalnie innego obrazu: płaskiego dysku o średnicy ~70 kiloparseków ze Słońcem daleko od centrum. Obie analizy danych nie uwzględniały absorpcji światła przez pył międzygwiezdny. Obecny obraz naszej galaktyki ukształtował się w latach 30. XX wieku.

W roku 1944 [[Hendrik Christoffel van de Hulst|van de Hulst]] przewidział istnienie [[mikrofale|promieniowania mikrofalowego]] o [[długość fali|długości]] 21 cm pochodzącego od międzygwiezdnego gazu [[wodór|wodorowego]]. Promieniowanie to zaobserwowano w 1951 roku.
To promieniowanie poprawiło obraz naszej galaktyki, ponieważ nie było absorbowane przez pył, a obserwacja przesunięcia długości fali w oparciu o [[efekt Dopplera|zjawisko Dopplera]] pozwoliła ustalić prędkości gazu w Galaktyce. Te obserwacje potwierdziły rotację naszej galaktyki wokół jej centrum. Z chwilą udoskonalenia teleskopów radiowych obserwacje gazu wodorowego mogły być dokonane również dla innych galaktyk. W latach 70. XX wieku zdano sobie sprawę, że całkowita widoczna masa nie zgadza się z danymi z rotacji galaktyk, co doprowadziło do powstania idei [[ciemna materia|ciemnej materii]].

== Zobacz też ==
* [[gromada galaktyk|gromady galaktyk]]
* [[grupa galaktyk|grupy galaktyk]]
* [[halo galaktyczne]]
* [[lista najbardziej odległych galaktyk]]
* [[supergromada|supergromady galaktyk]]

== Przypisy ==
{{Przypisy}}

== Linki zewnętrzne ==
{{commonscat|Galaxies}}
{{wikisłownik|galaktyka}}

* [http://www.wiw.pl/astronomia/1001-galaktyki.asp Artykuł prof. Sołtana o galaktykach na „Wirtualnym Wszechświecie”]
* {{Cytuj stronę | url = http://wszechswiat.astrowww.pl/ | tytuł = Atlas Wszechświata | opublikowany = wszechswiat.astrowww.pl | archiwum = https://web.archive.org/web/20140223161758/http://wszechswiat.astrowww.pl/ | zarchiwizowano = 2014-02-23}}
* {{Cytuj stronę | url = http://gallery.astronet.pl/index.cgi?111 | tytuł = Astronet.pl – Zdjęcia obiektów pozagalaktycznych | opublikowany = gallery.astronet.pl | archiwum = https://web.archive.org/web/20130728075136/http://gallery.astronet.pl/index.cgi?111 | zarchiwizowano = 2013-07-28}}
* {{Cytuj stronę | url = http://messier.seds.org/galaxy.html | tytuł = Galaxies, SEDS Messier | opublikowany = messier.seds.org | archiwum = https://web.archive.org/web/20130330232202/http://messier.seds.org/galaxy.html | zarchiwizowano = 2013-03-30 | język = en}}
* [http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/ Galaxies and the Universe] {{lang|en}}
* [https://www.zooniverse.org/projects/zookeeper/galaxy-zoo/ Projekt Galaxy Zoo] {{lang|en}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Galaktyki| ]]