Galaksi pilin

Galaksi pilin membentuk kelas daripada galaksi asalnya digambarkan oleh Edwin Hubble dalam kerja 1936 beliau The Realm daripada Nebula^[1] dan, oleh itu, menjadi sebahagian daripada urutan Hubble. Kebanyakan galaksi lingkaran terdiri daripada cakera rata, berputar yang mengandungi bintang, gas dan habuk, dan kepekatan pusat yang dikenali sebagai bonjol. Ini sering dikelilingi oleh banyak halo bintang, kebanyakannya berada di dalam kelompok globul.

Galaksi pilin dinamakan sempena struktur lingkaran berpilin mereka yang memanjang dari pusat ke cakera galaksi. Lengan pilin adalah tapak pembentukan bintang yang sedang berlangsung dan lebih cerah daripada cakera di sekitarnya kerana bintang-bintang OB muda yang panas mendiami kawasan itu.

Kira-kira dua pertiga daripada semua pilin diperhatikan mempunyai komponen tambahan dalam bentuk struktur seperti palang,^[2] memanjangkan dari bonjol tengah, di hujung yang lengan spiral bermula. Perkadaran pilin berpalang berbanding dengan 'saudara' mereka yang tidak bertoleransi mungkin telah berubah sepanjang sejarah alam semesta, dengan hanya kira-kira 10% yang mengandungi palang kira-kira 8 bilion tahun yang lalu, kepada kira-kira suku pada 2.5 bilion tahun yang lalu, sehingga sekarang, di mana lebih dua pertiga daripada galaksi di alam semesta yang kelihatan (isi padu Hubble) mempunyai palang.^[3]

Bima Sakti kita sendiri adalah pilin berpalang, walaupun palang itu sendiri sukar untuk diperhatikan dari kedudukan semasa Bumi dalam cakera galaksi.^[4] Bukti yang paling meyakinkan bagi bintang-bintang yang membentuk sebuah palang di pusat galaksi berasal dari beberapa kajian baru-baru ini, termasuk Teleskop Angkasa Spitzer.^[5]

Bersama-sama dengan galaksi tak nalar, galaksi pilin membentuk kira-kira 60% galaksi di alam semesta hari ini.^[6] Mereka kebanyakannya ditemui di kawasan berkepadatan rendah dan jarang terdapat di pusat kelompok galaksi.^[7]

Bintang-bintang dalam spiral diedarkan dalam cakera cakera nipis dengan profil intensiti seperti^{[8] [9] [10]}

${\displaystyle I(R)=I_{0}e^{-R/h}}$

dengan <${\displaystyle h}$ menjadi skala panjang cakera; ${\displaystyle I_{0}}$ adalah nilai pusat; ia berguna untuk menentukan: ${\displaystyle R_{opt}=3.2h}$ sebagai saiz cakera bintang, yang kilauannya

${\displaystyle L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}}$.

Profil cahaya galaksi pilin, dari segi koordinat ${\displaystyle R/h}$, tidak bergantung kepada kekilauan galaksi.

Bima Sakti pernah dianggap sebagai galaksi pilin biasa. Ahli astronomi mula mengesyaki bahawa Bima Sakti adalah galaksi pilin berpalang pada tahun 1960-an.^[11][12] Cadangan mereka telah disahkan oleh pemerhatian Teleskop Spitzer Space pada tahun 2005,^[13] yang menunjukkan bahawa palang pusat Bima Sakti lebih besar daripada apa yang disyaki sebelumnya.

Pengelasan

Lain-lain

1. ^ Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman memorial lectures, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346. Diarkibkan daripada yang asal pada 2012-09-29.
2. ^ D. Mihalas (1968). Galactic Astronomy. W. H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0326-6.
3. ^ "Hubble and Galaxy Zoo Find Bars and Baby Galaxies Don't Mix". Science Daily. 16 January 2014.
4. ^ "Ripples in a Galactic Pond". Scientific American. October 2005. Diarkibkan daripada yang asal pada |archive-url= requires |archive-date= (bantuan). Unknown parameter |dead-url= ignored (bantuan)
5. ^ R. A. Benjamin; E. Churchwell; B. L. Babler; R. Indebetouw; M. R. Meade; B. A. Whitney; C. Watson; M. G. Wolfire; M. J. Wolff (September 2005). "First GLIMPSE Results on the Stellar Structure of the Galaxy". The Astrophysical Journal Letters. 630 (2): L149–L152. arXiv:astro-ph/0508325. Bibcode:2005ApJ...630L.149B. doi:10.1086/491785.
6. ^ Loveday, J. (February 1996). "The APM Bright Galaxy Catalogue". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 278 (4): 1025–1048. arXiv:astro-ph/9603040. Bibcode:1996MNRAS.278.1025L. doi:10.1093/mnras/278.4.1025.
7. ^ Dressler, A. (March 1980). "Galaxy morphology in rich clusters — Implications for the formation and evolution of galaxies". The Astrophysical Journal. 236: 351–365. Bibcode:1980ApJ...236..351D. doi:10.1086/157753.
8. ^ F. Shirley Patterson (1940), The Luminosity Gradient of Messier 33
9. ^ Gerard de Vaucouleurs (1957), Studies of the Magellanic Clouds. III. Surface brightness, colors and integrated magnitudes of the Clouds.
10. ^ Freeman, K. C. (1970). "On the Disks of Spiral and so Galaxies". Astrophysical Journal. 160: 811. Bibcode:1970ApJ...160..811F. doi:10.1086/150474.
11. ^ Gerard de Vaucouleurs (1964), Tafsiran pengedaran halaju di dalam kawasan Galaxy
12. ^ Chen, W.; Gehrels, N.; Diehl, R.; Hartmann, D. (1996). "On the spiral arm interpretation of COMPTEL ²⁶Al map features". Space Science Reviews. 120: 315–316. Bibcode:1996A&AS..120C.315C.
13. ^ McKee, Maggie (August 16, 2005). "Bar at Milky Way's heart revealed". New Scientist. Dicapai pada 17 June 2009.

• Giudice, G.F.; Mollerach, S.; Roulet, E. (1994). "Can EROS/MACHO be detecting the galactic spheroid instead of the galactic halo?". Physical Review D. 50 (4): 2406–2413. arXiv:astro-ph/9312047. Bibcode:1994PhRvD..50.2406G. doi:10.1103/PhysRevD.50.2406.
• Stephens, Tim (March 6, 2007). "AEGIS survey reveals new principle governing galaxy formation and evolution". UC Santa Cruz. Diarkibkan daripada yang asal pada 11 March 2007. Dicapai pada 24 May 2006. Unknown parameter |dead-url= ignored (bantuan)
• Spiral Galaxies @ SEDS Messier halaman
• SpiralZoom.com Diarkibkan 2019-03-06 di Wayback Machine [1] Diarkibkan 2019-03-06 di Wayback Machine, laman web pendidikan mengenai Spiral Galaxies dan formasi lingkaran lain yang terdapat dalam alam semula jadi. Untuk penuntut sekolah tinggi & umum.
• Struktur Spiral dijelaskan
• GLIMPSE: Galatic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire
• Merrifield, M. R. "Spiral Galaxies and Pattern Speed". Sixty Symbols. Brady Haran for the University of Nottingham.