גלקסיה

מתוך Astropedia

קפיצה אל: ניווט, חיפוש
הגלקסיה M51. גלקסיה ספירלית במבט על ובת הלוויה שלה. צילום: טלסקופ החלל ע"ש האבל.
הגלקסיה M51. גלקסיה ספירלית במבט על ובת הלוויה שלה. צילום: טלסקופ החלל ע"ש האבל.
גלקסית הסומבררו, M104, כפי שצולמה ע"י טלסקופ החלל ע"ש האבל.
גלקסית הסומבררו, M104, כפי שצולמה ע"י טלסקופ החלל ע"ש האבל.

גלקסיה (באנגלית: Galaxy) הינה אוסף של כוכבים, גז, אבק וחומר אפל. בגלקסיה טיפוסית כמו גלקסית שביל החלב חיים כמה מאות מיליארדי כוכבים (שמשות), שמסביב לחלקם יכולים להיות כוכבי לכת. גודל אופייני של גלקסיה כגון שביל החלב הינו כ-100,000 שנות אור מקצה לקצה. בסוגים מסוימים של גלקסיות (ראו להלן) יש גם גז ואבק. חלק מהגז והאבק מתרכזים בערפיליות שבהן נוצרים כוכבים חדשים כל העת. קצב יצירת הכוכבים בגלקסיות מסוימות יכול להגיע למאות כוכבים חדשים בשנה. בגלקסית שביל החלב נוצר בממוצע כוכב אחד חדש בשנה.

ככל הנראה במרכזיהן של רוב הגלקסיות יש חור שחור מאסיבי עם מסה אופיינית של בין כ-10,000 לכמיליארד מסות שמש. לחור השחור המאסיבי קשר הדוק להיווצרותה של הגלקסיה, למסתה ולתנועתם של הכוכבים באזור מרכז הגלקסיה.

לפי המודל ההירארכי גלקסיות נוצרו וממשיכות להיבנות ע"י מיזוגים של גלקסיות קטנות יותר. לדוגמא בגלקסית שביל החלב בה נמצאת השמש קיימות עדויות לכך שמיזוגים כאלו מתרחשים כל העת, והגלקסיה שלנו ממשיכה לספוח גלקסיות קטנות יותר (ראו: יצירת המבנה הגדול ביקום).

תוכן עניינים

היסטוריה

עד שנות ה-20 של המאה ה-20 טבען של הגלקסיות, או כפי שנקראו אז: ערפיליות ספירליות, לא היה ברור. שתי האפשרויות שעמדו על הפרק היו כי הערפיליות הספירליות הן עצמים בגלקסיה שלנו או כי המדובר במעין "איים ביקום" - עצמים מחוץ לגלקסיה שלנו הנמצאים במרחקים אדירים.

שתי האסכולות הגיעו לכדי התנגשות בעדויות התצפיתיות שנאספו באותה התקופה. ב-26 באפריל 1920 התקיים כנס בו הציגו האסטרונומים הבר קורטיס (Heber Curtis) והרלו שייפלי (Harlow Shapley) את תצפיותיהם.

שייפלי עשה שימוש בהתפלגות המרחבית של הצבירים הכדוריים בגלקסיה על מנת לאמוד את גודלה. על סמך מדידות אלו העריך שייפלי כי השמש נמצאת במרחק של כ-15 עד 20 קילו-פרסק ממרכז שביל החלב. על סמך כך הוא טען כי הערפילית הספירלית באנדרומדה (גלקסיית אנדרומדה) היא למעשה חלק מהגלקסיה שלנו שמהווה למעשה את היקום הנראה.

קורטיס לעומתו, על סמך ניתוח של ספירת כוכבים בכיוונים מסוימים בשמיים, הגיע למסקנה כי השמש קרובה למרכז גלקסיית שביל החלב והגלקסיה קטנה משמעותית מהגודל שהעורך ע"י שייפלי. על כן, קורטיס טען כי גלקסיית אנדרומדה נמצאת מחוץ לגלקסיית שביל החלב.

הויכוח הנ"ל הידוע בשם "הויכוח הגדול" או "הויכוח של קורטיס ושייפלי" (באנגלית: The great Debate) הוכרע רק כעשור מאוחר יותר כאשר אדווין האבל זיהה כוכבים בודדים בגלקסיות קרובות והראה כי המרחקים אליהם גדולים בהרבה מגודלה של הגלקסיה שלנו. בדיעבד אנו יודעים כי הן שייפלי והן קורטיס טעו בהערכותיהם לגבי גודל גלקסיית שביל החלב. מעניין לציין כי הטעות של שניהם נבעה מאותה הסיבה: אי-התחשבות בהכחדת אור ע"י אבק בין כוכבי. הכחדת אור הכוכבים ע"י אבק גרמה לקורטיס להעריך שכוכבים בעלי בהירות נמוכה אינם שכיחים. לעומת זאת, שייפלי, שעשה שימוש בכוכבים משתנים פועמים על מנת להעריך את המרחק לצבירים כדוריים, העריך כי הצבירים רחוקים יותר מאשר מרחקם האמיתי מכיוון שהכחדת אבק גרמה לכוכבים להראות חלשים יותר.

סיווג גלקסיות

"מזלג" סיווג הגלקסיות של האבל. התמונות צולמו ע"י טלסקופ החלל ע"ש ספיצר. צילום מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב.
"מזלג" סיווג הגלקסיות של האבל. התמונות צולמו ע"י טלסקופ החלל ע"ש ספיצר. צילום מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב.

גלקסיות מסווגות על פי צורתן. שיטת הסיווג הנפוצה ביותר הוצעה ע"י האסטרונום אדווין האבל. בשיטה זו גלקסיות מסווגות לשלוש קבוצות עיקריות: גלקסיות אליפטיות, גלקסיות ספירליות וגלקסיות לא סדירות. ניתן לסווג גלקסיות גם ע"פ תכונות נוספות כגון גודל וקצב יצירת הכוכבים.

גלקסיה אליפטית

גלקסיות אליפטיות (באנגלית: Elliptical Galaxies) - מסומנות באות E ונקראות גם גלקסיות מסוג מוקדם (באנגלית: Early Type Galaxies), הינן בעלות צורה של אליפסואיד ויכולות להיות בעלות דרגת פחיסות שונה. בגלקסיות אלו יש מעט גז ואבק וקצב יצירת הכוכבים החדשים בהן נמוך מאד (בד"כ פחות מעשירית מסת שמש בשנה) ביחס לסוגים אחרים. אוכלוסית הכוכבים בגלקסיות אלו זקנה יחסית ומכאן צבען הצהבהב. סה"כ כ-30% מכל הגלקסיות הינן גלקסיות אליפטיות. בצבירי גלקסיות, שכיחותן של הגלקסיות האליפטיות גבוהה יותר מיתר סוגי הגלקסיות.

גלקסיות אליפטיות מקבלות סיווג מספרי ע"פ פחיסותן הנראית. אם נסמן ב a וב b את חצי הציר הארוך והקצר, בהתאמה, של האליפסה המגדירה את הגלקסיה, אזי הסיווג המספרי מוגדר ע"י:

10(1-\frac{b}{a})

ע"פ סיווג זה הטלה של גלקסיה אליפטית מסוג E0 על פני כיפת השמיים הינה עיגול, וככל שהמספר עולה, כך צורתה של הגלקסיה פחוסה יותר (E1,E2,...).


גלקסיות אליפטיות מאסיביות

במרכזיהן של צבירי גלקסיות עשירים ניתן למצוא לפעמים גלקסיות אליפטיות גדולות במיוחד הקרויות גלקסיות מסוג סי-די (באנגלית: cD Galaxy) לגלקסיות אלו מאפינים מעט שונים מאלו של גלקסיות אליפטיות והן מאסיביות יותר. אחת התואוריות היא כי גלקסיות אלו נוצרו ע"י "קניבליזם" של גלקסיות ע"י הגלקסיה הדומיננטית במרכז הצביר.

גלקסיה ספירלית

גלקסיות ספירליות (באנגלית: Spiral ׂGalaxy) מסומנות באות S, ונקראות גם גלקסיות מסוג מאוחר (באנגלית: Late Type Galaxies) או גלקסיות דיסקה (באנגלית: Disk Galaxies). לגלקסיות אלו מבנה דיסקתי (שטוח) שלעיתים מורכב משני חלקים. החלק המרכזי קרוי תפיחה מרכזית (באנגלית: Bulge) שמזכירה בצורתה ובמאפייניה את הגלקסיות האליפטיות. מסביב לתפיחה המרכזית נמצאת דיסקת הגלקסיה. לעיתים יש בה מבנה עם זרועות ספירליות. הזרועות הספירליות הן אזורים שבהם צפיפות הגז והאבק גבוהה יותר, ובהם נוצרים כוכבים חדשים. חלק ניכר מהאור באזורים אלו נפלט מכוכבים צעירים מסיביים. צבעם הכחול של כוכבים אלו הוא המקנה לזרועות הספירליות את צבען. לעיתים המבנה הספירלי מקושר לבר - מעין מוט צפוף במרכז.


גודל התפיחה המרכזית ביחס לגודל הגלקסיה איננו קבוע. ככל שהתפיחה המרכזית בגלקסיה הספירלית קטנה יותר ביחס לסה"כ הגלקסיה אזי נאמר כי הגלקסיה היא מסוג מאוחר יותר. גלקסיות ספירליות מסווגות ע"פ היחס בגודל של התפיחה המרכזית שלהן ליתר הגלקסיה. גלקסיות ספירליות עם תפיחה מרכזית דומיננטיות מסווגות כסוג Sa, גלקסיות עם תפיחה מרכזית קטנה יותר מסומנות ב Sb, ולבסוף כאלו עם תפיחה מרכזית קטנה מאד מסומנות ב Sc.

בד"כ ככל שהתפיחה המרכזית בגלקסיות קטנה יותר כך קצב יצירת הכוכבים בגלקסיה גבוה יותר. בנוסף קיים קשר אמפירי בין מסתו של החור השחור המסיבי השוכן במרכזי גלקסיות (ראו גם: החור השחור במרכז גלקסית שביל החלב) לבין בהירותה של התפיחה המרכזית וכן התפלגות המהירויות בתפיחה המרכזית.

כישור

לעיתים בחלק הפנימי של הגלקסיה הזרועות הספירליות מתחילות עם מעין מוט - גלקסיות כאלו נקראות גלקסיות מוט, או גלקסיות כישור או גלקסיות בר (באנגלית: Bar Galaxies). גלקסיות כאלו מסומנות ב: SBa, SBb ו SBc. כאשר האותיות a,b,c מיצגות את גודל התפיחה המרכזית בדומה לגלקסיות ספירליות רגילות.

גלקסיה לא סדירה

גלקסיה לא סדירה (באנגלית: Irregular Galaxy) מסומנות באותיות Irr, ונקראות גם גלקסיות מסוג מאוחר. גלקסיות אלו הינן בעלות מבנה לא סדיר ובד"כ, מכילות כמויות גדולות (יחסית לגלקסיות אליפטיות) של גז, אבק וכוכבים צעירים.

גלקסיה ננסית

גלקסיות ננסיות (באנגלית: Dwarf Galaxies) הינן גלקסיות קטנות המכילות לעיתים רק כמה מילארדי או עשרות מיליארדי כוכבים. מספר הגלקסיות הננסיות ביקום הוא עצום ולדוגמא לגלקסית שביל החלב כמה עשרות גלקסיות ננסיות המלוות אותה. המפורסמות והגדולות שבהן הן הענן המגלני הגדול והענן המגלני הקטן.

נהוג לחלק גלקסיות ננסיות למספר סוגים:

  • גלקסיה ננסית אליפטית (באנגלית: Dwarf Elliptical Galaxy או dE) - בד"כ בעלות בהירות מוחלטת קטנה מ -18 ופרופיל אור מסוג סרסיק בעל אינדקס קטן מ 4.
  • גלקסיה ננסית כדורית (באנגלית: Dwarf Spheroidal Galaxy או dSph) - כמו אחיותיהן האליפטיות אך בד"כ חלשות יותר ובעלות צורה כדורית.
  • גלקסיה ננסית לא סדירה (באנגלית: Dwarf Irregular Galaxy או dI)
  • גלקסיה ננסית ספירלית (באנגלית: Dwarf Spiral Galaxy)

גלקסית טבעת

האוביקט של הוג - גלקסיה טבעתית. התמונה צולמה ע"י טלסקופ החלל ע"ש האבל. צילום מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב.
האוביקט של הוג - גלקסיה טבעתית. התמונה צולמה ע"י טלסקופ החלל ע"ש האבל. צילום מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב.

גלקסית טבעת (באנגלית: Ring Galaxy) הינה גלקסיה בצורת טבעת. ככל הנראה גלקסיות אלו נוצרו כתוצאה ממיזוג או התנגשות בין גלקסיות בזוויות מסוימות שיצרו את הסידור המיוחד. בד"כ הטבעות הנ"ל מכילות כוכבים צעירים.

בתמונה משמאל האוביקט של הוג (Hoag) - גלקסיה טבעתית.

גלקסית יצירת כוכבים

גלקסית יצירת כוכבים (באנגלית: Starburst Galaxy) הינה גלקסיה שבה קצב יצירת הכוכבים גבוה במיוחד. בד"כ בגלקסיות כאלו נוצרים כוכבים בקצב של כמה עשרות או יותר מסות שמש בשנה. גלקסיות כאלו לעיתים מראות פליטה חזקה בתחום הרדיו או וקרינת איקס. מקור קרינה זו הינו בערפיליות שאריות סופרנובה שמפיקות אנרגיה מהמרת האנרגיה הקינטית של פיצוץ הסופרנובה ע"י אינטראקציה עם התווך הבין כוכבי.

מסה

המרכיב העיקרי במסתן של גלקסיות הינה המסה האפלה. המסה האפלה הינו מרכיב שטיבו עדין איננו ידוע. על קיומה של המסה האפלה בגלקסיות אנו יודעים ממגוון תופעות. לדוגמא, באמצעות עידוש כבידתי ניתן ל"שקול" את מסתן של גלקסיות. שיטה אחרת הינה מדידת מהירות הכוכבים והגז בגלקסיה כתלות במרחקן ממרכז הגלקסיה, קרי עקומת סיבוב של גלקסיה, ושימוש בחוקי ניוטון לחישוב מסת הגלקסיה. מהשוואת המסה המדודה למסה הנראית, קרי סה"כ הכוכבים והגז בגלקסיה אנו יכולים ללמוד על קיומה של מסה נוספת היא המסה האפלה. גלקסיות יכולות להופיע במגוון גדלים ומסות – מסתן של הגלקסיות הקטנות ביותר, שהן גם השכיחות ביותר, הינה כ 108 מסות שמש. לעומתן הגלקסיות הגדולות ביותר, מסתן כ 1013 מסות שמש. הגלקסיות המסיביות ביותר הן גם הנדירות ביותר והן מצויות בד"כ במרכזים של צבירי גלקסיות עשירים.

פרופיל האור של גלקסיות

פרופיל האור של גלקסיות (באנגלית: Galaxies Light Profile) היא התפלגות האור הנצפית של גלקסיה כתלות במרחק הזוויתי ממרכז הגלקסיה. בד"כ עוצמת האור כתלות במרחק הזוויתי ממרכז הגלקסיה, של גלקסיות הסדירות (אליפטיות וספירליות) ניתן לתיאור ע"י פונקציות פשוטות יחסית ובנוסף לגלקסיות מסוג מסוים יש פרופילי אור דומים.

פרופיל האור של גלקסיות אליפטיות

פרופיל האור של גלקסיות אליפטיות (במערכת קורדינאטות אליפטית) מתואר בקרוב טוב ע"י פרופיל סרסיק (Sersic profile). בפרופיל זה עוצמת האור ליחידת שטח זוויתי Σ כתלות במרחק הזוויתי ממרכז הגלקסיה r ניתנת ע"י:

\Sigma = \Sigma_{e} e^{-k [(r/r_{e})^{1/n}-1]}

כאשר re נקרא הרדיוס האפקטיבי (Effective radius) או רדיוס חצי האור (Half-light radius) - סה"כ האור בתוך רדיוס זה שווה לחצי מסה"כ האור של הגלקסיה. בנוסף k הינו קבוע נירמול, n1 נקרא האינדקס של סרסיק (באנגלית: Sersic index). יש לציין כי על מנת שהרדיוס האפקטיבי יכיל את חצי כמות האור של הגלקסיה k ו n צריכים להיות קשורים בינהם. הקשר בין עוצמת האור הכללית Ftot, אינדקס סרסיק n ו k ניתן ע"י:

F_{tot}=2\pi r_{e}^{2}\Sigma_{e} e^{k} n k^{-2n} \Gamma(2n) q

כאשר Γ הינה פונקציית גאמא ו q הינו היחס בין הציר הקצר לציר הארוך של האליפסה המתארת את פרופיל האור של הגלקסיה.

המקרה הפרטי של n=4 ו k=7.67 קרוי פרופיל דה-ווקולאר (de Vaucouleurs profile) ולמעשה חלק נכבד מהגלקסיות האליפטיות מתוארות בקרוב ע"י מקרה פרטי זה. בד"כ גלקסיות מאסיביות יותר וגלקסיות במרכזי צבירי גלקסיות (cD galaxies) הן בעלות n>4.

חלק מהגלקסיות האליפטיות מראות סטיה קלה מצורה אליפטית והן בעלות צורה של קופסא (box).

פרופיל האור של גלקסיות ספירליות

פרופיל האור של גלקסיות ספירליות מורכב בד"כ משני חלקים עיקריים. התפלגות האור בתפיחה המרכזית עוקבת בד"כ אחר פרופיל דה-ווקולאר. לעומת זאת הדיסקה של גלקסיה ספירלית כפי שנראית ממבט על ניתנת לתיאור טוב (לאחר שממצעים על התת-מבנה בגלקסיה, כגון זרועות ספירליות) ע"י פרופיל אור אקספוננציאלי (באנגלית: Exponential Light Profile). פרופיל זה ניתן ע"י פרופיל סרסיק עם אינדקס n = 1.

לעיתים על מנת לתאר בצורה טובה יותר את פרופיל האור של גלקסיות יש להוסיף רכיבים נוספים, מורכבים מעט יותר.

ספקטרום של גלקסיות

ספקטרום (עוצמת האור כתלות באורך הגל) אופייני של גלקסיה אליפטית.
ספקטרום (עוצמת האור כתלות באורך הגל) אופייני של גלקסיה אליפטית.
ספקטרום (עוצמת האור כתלות באורך הגל) אופייני של גלקסיה ספירלית מסוג מאוחר (Sc).
ספקטרום (עוצמת האור כתלות באורך הגל) אופייני של גלקסיה ספירלית מסוג מאוחר (Sc).

ספקטרום של גלקסיות בתחום האור הנראה מורכב מאור הכוכבים, הגז והאבק המאכלסים את הגלקסיה. הספקטרום של גלקסיות מטיפוס מאוחר נשלט ע"י הספקטרום של ענקים מטיפוס ספקטרלי K. ככל שהגלקסיה הינה מטיפוס מוקדם יותר כך הספקטרום שלה כחול יותר ומכיל קווי פליטה כתוצאה מערפיליות שבהן נוצרים כוכבים.

קווי הפליטה האופיינים בספקטרום של גלקסיות מטיפוס מוקדם הם קווי סדרת באלמר של מימן וקווים של חמצן מיונן פעם ופעמיים.

משמאל מוצג ספקטרום אופייני של גלקסיה אליפטית (למעלה) וספקטרום אופייני של גלקסיה ספירלית מסוג Sc (למטה). הספקטרום של גלקסיה אליפטית מאופיין ע"י קווי בליעה וספקטרום האופייני לכוכבים מטיפוס ספקטרלי K. לעומת זאת הספקטרום של הגלקסיה הספירלית מאופיין ע"י קווי פליטה חזקים המעידים על גז המיונן ע"י כוכבים בהירים וצעירים ואזורי יצירת כוכבים.

קשרי גודל בגלקסיות

קשרי גודל (באנגלית: Scaling Laws) הם קשרים אמפירים (בד"כ) המתארים מתאם (קורלציה) בין גדלים נצפים או גדלים פיזיקליים של גלקסיות.

חוק פי'בר-ג'קסון

חוק פייבר-ג'קסון (באנגלית: Faber-Jackson Law) הינו מתאם בין פיזור המהירויות לבין הבהירות המוחלטת של גלקסיות אליפטיות.

בפיזור מהירויות הכוונה למהירות האופיינית של מהירויות הכוכבים בגלקסיה כפי שנמדדה בכיוון הרדיאלי ע"י ספקטרוסקופיה. בפועל, כאשר אנו צופים על גלקסיה רחוקה אנו לא מפרידים בד"כ בין האור של הכוכבים הרבים והשונים בגלקסיה. על כן מהירותם הרדיאלית השונה של הכוכבים בגלקסיה גורמים להרחבת הקוים הספקטרלים. הרחבה זו מאפשרת לנו למדוד את פיזור המהירויות במימד אחד (הכיוון הרדיאלי).

את בהירותה המוחלטת של הגלקסיה נהוג למדוד בתוך הרדיוס שמכיל 50% מסה"כ אור הגלקסיה.

חוק פיבר-ג'קסון ניתן לתיאור ע"י הקשר הבא:

L\propto\sigma_{v}^{\gamma}

כאשר γ תלוי בפילטר שבו נעשות התצפיות וניתן עבור פילטרים שונים בטבלה הבאה (מתוך Bernardi et al. 2003):


פרמטרים עבור חוק פייבר-ג'קסון
פילטר γ
g 4.00
r 3.91
i 3.95
z 3.92

פיזור מהירויות וגודל הגלקסיה

בגלקסיות אליפטיות קיים מתאם בין פיזור המהירויות של הגלקסיה כפי שנמדד בכיוון הרדיאלי לבין גודלה הפיזי של הגלקסיה. קשר זה ידוע בשם "Dn-σ relation". את הגודל בד"כ מודדים כרדיוס הגלקסיה בנקודה בה בהירות השטח של הגלקסיה יורדת מתחת לסף מסוים.

חוק טאלי-פישר

חוק טאלי-פישר (באנגלית: Tully-Fisher Relation) הוא חוק אמפירי המתקיים בגלקסיות ספירליות וגלקסיות עדשה (S0) הקובע כי יש מתאם בין עוצמת הארה של הגלקסיה לבין המשרעת של מהירות הסיבוב המירבית של הכוכבים בדיסקת הגלקסיה הספירלית, כפי שנמדדת מספקטרוסקופיה ע"י אפקט דופלר (ראו גם: עקומת סיבוב של גלקסיה). חוק זה דומה במהותו לחוק פיבר-ג'קסון עבור גלקסיות אליפטיות.

הקשר בין שני הגדלים הללו התגלה בשנת 1977 ע"י ברנט טאלי (Brent Tully) וריצ'ארד פישר (Richard Fisher) והוא מאפשר להעריך מרחק לגלקסיות שאת מהירות הסיבוב שלהן ובהירותן אנו מודדים.

חוק טאלי פישר הינו חוק חזקה מהטיפוס:

L=A\, V^{\alpha}

כאשר L היא הבהירות הנראית בפילטר מסוים, V מהירות הסיבוב המירבית של הגלקסיה, A נירמול ו α השיפוע של חוק החזקה של טאלי פישר. עבור תצפיות בפילטר B מוצאים כי \alpha=3.40\pm0.09 עם פיזור של כ 0.40 דרגות בהירות. לעומת זאת עבור פילטר K מקבלים \alpha=3.75\pm0.08 עם פיזור של כ 0.33 דרגות בהירות (Meyer et al. 2008).

המישור היסודי

המישור היסודי (באנגלית: The Fundamental Plane) הינו מתאם הנצפה בגלקסיות אליפטיות בין הרדיוס של הגלקסיה, בהירותה המשטחית ופיזור המהירות של הכוכבים בגלקסיה. המתאם הנ"ל התגלה ע"י ג'ורגובסקי ודייויס (Djorgovski & Davis 1987) והוא ניתן לתיאור ע"י:

R_{e}\propto \sigma^{1.49\pm0.05}I_{e}^{-0.75\pm0.01}

כאשר Re הוא הרדיוס האפקטיבי של הגלקסיה (ראו פרופיל סרסיק בפרקים הקודמים), Ie היא בהירות ליחידת שטח הממוצעת של הגלקסיה בתוך הרדיוס האפקטיבי ו σ הינו כאמור פיזור המהירויות.

ניתן לרשום את הקשר הנ"ל בצורה הבאה:

\log_{10}{R_{e}}=\,a\log_{10}{\sigma}+b\log_{10}{I_{e}}+c

כאשר המהירויות נמדדות בק"מ לשנייה, הבהירות המשטחית נמדדת במגניטודה (AB) לשניית קשת רבועה והרדיוס בשניות קשת. על סמך תצפיות מסקר השמיים SDSS (Bernardi et al. 2003) עולה כי הפרמטרים הטובים ביותר המתארים את המישור היסודי ביקום המקומי הם:

פרמטרים עבור המישור הפנדמנטלי של גלקסיות אליפטיות
פילטר הפרמטר a הפרמטר b הפרמטר c

פילטר g

1.45\pm0.06

-0.74\pm0.01

-8.799\pm0.029

פילטר r

1.49\pm0.05

-0.75\pm0.01

-8.778\pm0.020

פילטר i

1.52\pm0.05

-0.78\pm0.01

-8.895\pm0.021

פילטר z

1.51\pm0.05

-0.77\pm0.01

-8.707\pm0.023


מתאם בין הגדלים הללו צפוי ברמה מסוימת, אם לגלקסיות בעלות תכונות דומות היחס בין סה"כ המסה לאור של גלקסיות הינו גודל קבוע המשתנה ברציפות עם תכונות הגלקסיה. ניתן לקבל זאת ישירות מהמשפט הויריאלי:

\sigma_{vir}^{2}\propto \frac{GM_{vir}}{2R_{vir}}\propto \frac{M_{vir}}{L} R_{vir} \frac{L/2}{R_{vir}^{2}}

חוק שמידט

גלקסיית אנדרומדה, M31 כפי שצולמה בתחום העל-סגול ע"י טלסקופ החלל GALEX. האזורים הכחולים הינם אור מכוכבים צעירים ומאסיביים הנוצרים באזורי יצירת כוכבים. צילום מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב.
גלקסיית אנדרומדה, M31 כפי שצולמה בתחום העל-סגול ע"י טלסקופ החלל GALEX. האזורים הכחולים הינם אור מכוכבים צעירים ומאסיביים הנוצרים באזורי יצירת כוכבים. צילום מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב.

חוק שמידט (באנגלית: Schmidt Law) הינו חוק המתאר מתאם בין כמות הגז בגלקסיות לבין קצב יצירת הכוכבים. חוק שמידט מתאר את העובדה כי אבני הבניין שמהם נוצרים כוכבים הם גז (קר יחסית) ואבק. כמות הגז בגלקסיות בד"כ תלויה בהיסטוריה האבולוציונית של הגלקסיה ובמסתה. לדוגמא, גלקסיות שעברו מיזוגים עם גלקסיות מסיביות נוספות בד"כ מסיימים את התהליך בתור גלקסיה אליפטית נטולת גז. הגז נפלט מהגלקסיה בתהליך מיזוג הגלקסיות והדבר משוחזר כיום בסימולציות מחשב.

ניתן לרשום את חוק שמידט באופן הבא:

\Sigma_{{\rm SFR}}=\,A\Sigma_{{\rm gas}}^{N}

כאשר ΣSFR הינו הצפיפות המשטחית של קצב יצירת הכוכבים, Σgas הינו הצפיפות המשטחית של הגז בגלקסיה, ו A ו N הינם קבועים. מתצפיות עולה כי הפרמאר N שווה ל:

N=1.40\pm0.15

קצב יצירת כוכבים

קצב יצירת הכוכבים (באנגלית: Star Formation Rate או בקיצור SFR) הינו סה"כ כמות המסה בכוכבים הנוצרים כל שנה.

ניתן לאמוד את קצב יצירת הכוכבים, SFR, בגלקסיות באמצעות מספר גדלים נצפים (Kennicutt 1998), כגון בהירות הגלקסיה בקו הפליטה של מימן ניטרלי ב אורך גל של 21 ס"מ, הפליטה בתחום האינפרא-אדום, קרינת האולטרא-סגול, וקווי פליטה של סדרת באלמר של מימן. הקשרים הללו מובאים להלן:

{\rm SFR}(M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1})\approx\frac{L(H_{\alpha})}{1.26\times10^{41}\,{\rm erg\,s}^{-1}}

כאשר L הינה סה"כ הארה הנפלטת בקו Hα של מימן באורך גל של 6564 אנגסטרם ומתוקן להכחדת אור. ניתן לבצע תיקון להכחדת אור על ידי השוואה של קווי ה Hα ו Hβ של מימן ובהנחת case-B כי יחס עוצמות הקוים אמור להיות 2.8 (היחס המדויק תלוי בטמפרטורה של הגז).


{\rm SFR}(M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1})\approx\frac{L_{FIR}}{2.2\times10^{43}\,{\rm erg\,s}^{-1}}=\frac{L_{FIR}}{5.8\times10^{9}\,{\rm L}_{\odot}}

כאשר LFIR הינו הארה של הגלקסיה בתחום האינפרא אדום בין 10 ל 20 מיקרון.

הפיזור במתאמים הללו הינו בין 30% ל 50%.

מתכתיות-מסה

בממוצע גלקסיות מאסיביות יותר, עשירות יותר במתכות. בנוסף בגלקסיות בודדות עולה שכיחות המתכות ככל שמתקרבים למרכז הגלקסיה. דבר המלמד על קצב יצירת כוכבים גבוה יותר במרכז הגלקסיה מאשר בשוליה.

מסת החור השחור

מסת החור השחור במרכז גלקסיות נמצאת במתאם הן להארה הכללית של הגלקסיה והן לפיזור המהירויות בתפיחה המרכזית של הגלקסיה. כלומר, גלקסיות עם פיזור מהירויות גבוה יותר (ועל כן הארה גבוהה יותר) מאכלסות חורים שחורים מאסיביים יותר.

התפלגות עוצמת האור של גלקסיות

התפלגות עוצמת האור של גלקסיות נקראת חוק שכטר (באנגלית: Schechter's law) או פונקצית ההארה של גלקסיות (באנגלית: Galaxy Luminosity Function). זהו חוק אמפירי המתאר את צפיפות הגלקסיות ליחידת נפח כתלות בסה"כ הארה של הגלקסיה (Schechter 1976).

הפונקציה הנ"ל מתארת את הסיכוי שגלקסיה אקראית תיהיה בעלת הארה מסויימת. להתפלגות הארה חשיבות במודלים המסבירים היווצרות והתפתחות גלקסיות. פונקציית ההארה נמדדה ע"י מספר סקרי שמיים גדולים, בינהם סקר ה-2dF שהתבצע באמצעות הטלסקופ האוסטרלי הדרומי (Madgwick et al. 2002 ו Croton et al. 2005) וכן ע"י סקר השמיים של סלואן (Montero-Dorta & Prada 2008.

פונקציית ההארה ניתנת לביטוי ע"י:

n(L)=n_{*}\Big(\frac{L}{L_{*}}\Big)^{\alpha}\exp{\Big(-\frac{L}{L_{*}}\Big)}\frac{dL}{L_{*}}

כאשר L היא הארת הגלקסיה.

התפלגות הגלקסיות על פני כיפת השמיים

ראו מאמר מורחב בנושא: פונקצית המתאם של גלקסיות.

כאשר מנתחים את מיקום הגלקסיות על פני כיפת השמיים מוצאים כי התפלגותן איננה אחידה. למעשה קיים מתאם במיקום הזוויתי והמרחבי של גלקסיות ביקום. ניתן לבטא את המתאם הנ"ל כהסתברות למצוא גלקסיה (ליחידת נפח) במרחק r מגלקסיה אחרת. כאמור ההסתברות הנ"ל איננה פונקציה שטוחה כי אם פונקציה יורדת. הסיבה לפונקצית המתאם הנ"ל נעוצה באופן שבו נוצרו מבנים ביקום ולכח הכבידה הגורם לגלקסיות להמצא בסמיכות זו לזו.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק

כלים אישיים