Spirala vs eliptične galaksije
Galaksije so ogromne zbirke zvezd. Vsebujejo tudi velike medzvezdne plinske oblake, znane kot meglice. Te velike nadgradnje zvezd niso bile identificirane in proučene pravilno do konca 18. in 19. stoletja. Že takrat so te veljale za meglice. Te zbirke zvezd ležijo izven bližine Mlečne ceste, ki je naša zbirka zvezd. Večina predmetov na nočnem nebu pripada tej galaksiji, a če natančno opazujete, lahko prepoznate dvojno galaksijo Rimske ceste; Galaksija Andromeda. Vendar pa je omejena moč teleskopov omogočala le malo prodiranja v globlje nebo; zato je bilo razumevanje teh oddaljenih astronomskih predmetov nejasno. Prava razlaga o strukturi teh veličastnih astronomskih teles je prišla veliko kasneje.
V začetku 20. stoletja je Edwin Hubble naredil obsežno študijo galaksij in jih razvrstil glede na njihovo obliko in zgradbo. Dve glavni kategoriji galaksij sta bili spiralni in eliptični galaksiji. Glede na obliko spiralnih krakov so bile spiralne galaksije nadalje razvrščene v dve podkategoriji kot spiralne galaksije (S) in prečne spiralne galaksije (SB). (Glejte naslednjo sliko)
Spiralne galaksije
Spiralne galaksije so poimenovane na tak način zaradi vijugastih spiralnih krakov, ki so jasno vidni v tej vrsti galaksij. Te galaksije so v obliki ploščatega diska s približno krožnim obodom in izbočenim središčem. Spiralne galaksije so najpogostejši tip galaksij, ki jih lahko opazimo v vesolju (približno 75%), naša galaksija, Mlečna cesta, pa je tudi spiralna galaksija. Spiralne galaksije so bile prva vrsta galaksij, ki jih je opazil človek, in to je bila naša sosednja galaksija Andromeda.
Na splošno spiralne galaksije vsebujejo približno 10 9 do 10 11 sončnih mas in imajo svetilnost med 10 8 in 2 × 10 10 sončne svetilnosti. Premer spiralnih galaksij se lahko giblje od 5 kilogramov do 250 kilogramov. Disk spiralnih galaksij vsebuje mlajše zvezde Populacije I, medtem ko centralna izboklina in halo vsebujeta zvezde Populacije I in Populacije II.
Teoretično spiralne krake ustvarjajo valovi gostote, ki se širijo skozi disk galaksije. Ti valovi gostote ustvarjajo območja zvezdnih formacij in svetlejše mlajše zvezde z visoko gostoto na teh območjih povzročajo večjo svetilnost tega območja.
Dve podkategoriji spiralnih galaksij, Spiralne galaksije in Prerezane spiralne galaksije, so nadalje razdeljene v tri podrazrede, ki temeljijo na obliki in strukturi spiralnih krakov. Sa, Sb in Sc so podrazredi spiralnih galaksij, SBa, SBb in SBc pa pregrajeni spiralni podrazredi.
Eliptične galaksije
Eliptične galaksije imajo značilno ovalno obliko v zunanjem obodu in kakršne koli tvorbe, kot so spiralni kraki, niso vidne. Čeprav eliptične galaksije nimajo notranje strukture, imajo tudi gostejše jedro. Približno 20% galaksij v vesolju je eliptičnih galaksij.
Eliptična galaksija lahko vsebuje 10 5 do 10 13 sončnih mas in lahko ustvarja svetilnost med 3 × 10 5 do 10 11 sončnih svetilnosti. Premer je lahko od 1 kilograma do 200 kilogramov. Eliptična galaksija vsebuje mešanico zvezd populacije I in populacije II v telesu.
Eliptične galaksije imajo osem podrazredov E0-E7, kjer se ekscentričnost poveča v smeri E0 do E7, E0 pa je približno sferične oblike.
Kakšna je razlika med spiralnimi in eliptičnimi galaksijami?
• Spiralne galaksije imajo ravno obliko diska in izbočeno središče s spiralnimi kraki, ki sestavljajo disk. Eliptične galaksije so elipsoidi brez jasno vidne notranje strukture.
• Spiralne galaksije imajo zelo gosto jedro in območje zvezd, ki štrlijo ven iz diskov in se zato imenujejo osrednja izboklina. Tudi eliptične galaksije imajo gosto središče, vendar ne štrlijo iz telesa galaksije.
• Spiralne galaksije so najpogostejši tip galaksij in vsebujejo tri četrtine celotne populacije galaksij. Eliptične galaksije so razmeroma redke in vsebujejo le petino populacije galaksij.
• Spiralne galaksije imajo v spiralnih krakih območja, ki tvorijo zvezde; zato imajo večino zvezde prebivalstva I. V halo in osrednji izboklini sta zvezdi populacije I in II. Eliptične galaksije brez strukture imajo mešanico zvezd populacije I in II.
