Galaxia

Aldatu loturak
Artikulu hau Wikipedia guztiek izan beharreko artikuluen zerrendaren parte da
Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea

NGC 1300 Galaxia Hubble teleskopio bereziaz behatua
Andromeda Galaxia.

Galaxia (grezierazko galakt- errotik, "esne", Esne Bidea dela-eta) izarrez, gasez, hautsezko lainoz eta materia ilunez osaturiko grabitate-multzoa da[1][2]. Galaxia hitza antzinako grezieratik dator, galaxias hitzetik, literalki esnetsua, gure galaxia den Esne Bideari erreferentzia eginda. Izarren kopurua 108 eta 1014 bitartean da[3]. Hainbat galaxia motatan osagai garrantzitsuena materia iluna da, zuzenki aztertua izan ez den materia, bai ordea bere efektu grabitatorioak. Galaxia baten barruan aurki daitezkeen azpi-egiturak honako hauek dira: nebulosak, izar kumuluak eta izar sistemak.

Galaxiak euren itxurazko morfologiaren arabera sailkatzen dira, galaxia kiribil, galaxia eliptiko eta galaxia irregularren artean[4][5]. Galaxia askoren zentroan zulo beltz supermasiboak daudela uste da. Esne Bidearen erdiko zulo beltzak, Sagittarius A* bezala ezaguna denak, Eguzkiak baino lau milioi aldiz masa gehiago du[6]. 2016ko martxoan GN-z11 galaxia aurkitu zen, inoiz aurkitutako galaxiarik urrun eta zaharrena, gugandik 32.000 milioi argi-urtera, Big Banga baino 400 milioi beranduago sortua[7].

Galaxien sorrera eta bilakaeraren teoriaren arabera, materia iluna da aurrenik pilatzen dena, materia normala erakarriz, izarrak sortuz eta hala galaxiak ikusgai bihurtuz.

Galaxiak urrundu egiten dira elkarrengandik, eta hedapen abiadura haien arteko distantziarekiko proportzionala da. Gertaera honek Hubbleren legearen izena hartzen du, Edwin Hubble izan baitzen gertaera honetaz konturatu zena. Unibertsoan galaxiak milioika daudelako froga besterik ez da.

Galaxien tartean, hutsune ikaragarriak daude, eta gaur egungo teleskopioak 10 mila milioi argi urtera dauden galaxiak bereizteko gai dira.

Etimologia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia hitza Esne Biderako Erdi Aroko latineko hitzaren bidez maileguan hartu zen, γαλαξίας (κύκλος) «esne zirkulu» greziar esamoldetik, zeruan argi-banda esnetsu gisa duen itxuragatik. Greziar mitologian, Zeusek emakume hilkor batengandik jaiotako bere semea, Herakles, Heraren bularrean jartzen du, Herak lo egiten duen bitartean, haurtxoak bere esne jainkotiarra edan dezan eta horrela hilezkor bihur dadin. Hera bularra ematen duen bitartean esnatzen da, eta orduan konturatzen da haur ezezagun bati bularra ematen ari zaiola: bularra ematen dio haurrari, esnearen zati bat isuri egiten da eta Esne Bidea izeneko argi-banda sortzen du[8].

Literatura astronomikoan, letra larriz idatzitako "Galaxia" hitza sarritan erabiltzen da gure Esne Bidea galaxia izendatzeko, gure unibertsoko gainerako galaxietatik bereizteko.

Galaxiak teleskopioarekin aurkitu ziren hasieran, eta nebulosa kiribil gisa ezagutu ziren. XVIII. eta XIX. mendeetako astronomo gehienek argitu gabeko izar-kumulutzat edo nebulosatzat hartzen zituzten, eta Esne Bidearen zatitzat baino ez zituzten hartzen, baina haien benetako osaera eta izaera misterioa ziren oraindik. Andromeda Galaxia bezalako gertuko galaxia distiratsuetako teleskopio handienekin egindako behaketak izar konglomeratu erraldoi gisa ebazten hasi ziren, baina itxurazko ahulezian eta izar kopuru handian oinarrituta, objektu horien benetako distantziek Esne Bidea baino askoz haratago jartzen zituzten. Horregatik, jendeak uharte unibertsalak deitu zien, baina termino hori berehala desagertu zen, unibertso hitzak existentzia osoa zekarrelako. Horren ordez, galaxia gisa ezagutzen hasi ziren[9].

Nomenklatura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Milaka galaxia katalogatu dira, baina gutxi batzuek baino ez dituzte ongi ezarritako izenak, hala nola Andromeda galaxia, Magallaesen Hodeiak, Zirimolaren galaxia eta Sombrero galaxia. Astronomoek katalogo jakin batzuen zenbakiekin lan egiten dute, hala nola Messier, NGC (Katalogo Orokor Berria), IC (Indizeen Katalogoa), CGCG (Galaxien eta Galaxien Kumuluen Katalogoa), MCG (Galaxien Katalogo Morfologikoa), UGC (Uppsalaren Galaxien Katalogo Orokorra) eta EDCG (Galaxien Katalogo Nagusia). Ezagutzen diren galaxia guztiak katalogo horietako batean edo batzuetan agertzen dira, baina aldi bakoitzean zenbaki desberdin batekin. Adibidez, Messier 109 (edo "M109") galaxia kiribil bat da, Messierren katalogoan 109 zenbakia duena. KBN 3992, KBN 6937, GKN 269-023, GKM +09-20-044 eta KBP 37617 (edo LEDA 37617) izenak ere baditu. Milioika galaxia ahulago ezagutzen dira Sloan Digital Sky Survey bezalako zeru-azterketetan identifikatzaileengatik, non M109 SDSS J115735.97+532228.9 bezala katalogatuta dagoen.

Behaketaren historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Esne Bidea beste galaxia askoren arteko bat baino ez dela ikustea unibertsoari buruzko aurkikuntza garrantzitsuenetako bat izan da, XX. mendean garatutako pentsamendua.

Esne Bidea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Esne Bidea»

Demokrito filosofo greziarrak (K.a. 450–370) proposatu zuen Esne Bidea deritzon gaueko zeruko banda distiratsua urrutiko izarrak izan zitezkeela. Aristotelesek (K.a. 384–322), ordea, uste zuen Esne Bidea "handiak, ugariak eta hurbilekoak ziren izar batzuen kanporatze sutsuak" eragiten zuela, eta "ignizioa atmosferaren goiko aldean gertatzen dela, Munduko eskualdean, zeruko mugimenduekin jarraitzen baitu". Olinpiodoro Gaztea (495–570) filosofo neoplatonistak iritzi hori kritikatu zuen, eta argudiatu zuen ezen, Esne Bidea sublunarioa bazen (Lurraren eta Ilargiaren artean), desberdin agertu beharko lukeela Lurreko une eta leku desberdinetan, eta paralajea izan beharko lukeela, baina ez zuen halakorik egin. Haren iritziz, Esne Bidea zerutiarra zen.[10]

Mohani Mohamed-en arabera, Alhazen astronomo arabiarrak (965–1037) Esne Bidearen paralajea behatu eta neurtzeko lehen saiakera egin zuen, eta, hala, "Esne Bideak paralajerik ez zuenez, Lurretik urrun egon behar duela erabaki zuen, ez atmosferakoa"[11]. Persiar al-Bīrūnī-ren astronomoak (973–1048) Esne Bidea galaxia zela proposatu zuen, "izar nebulosen moduko zati kontaezinen bilduma". Ibn Bâjah ("Avempace", 1138. or.) astronomo andaluziarrak proposatu zuen izar askoz osatua zegoela, ia elkar ukitzen zutenak, eta irudi jarraitua zirudien, material sublunarioaren errefrakzioaren eraginez. Jupiterren eta Marteren konjuntzioa aipatu zuen, bi objektu hurbil zeudenean gertatzen den seinale gisa.[12][10] XIV. mendean, Ibn Qayyim siriarrak Esne Bidea galaxia "izar finkoen esferan elkarrekin paketatutako izar txikien multzo handia" zela proposatu zuen[13].

Esne Bidearen forma, William Herschelek 1785ean egindako izarren zenbaketatik kalkulatua; Eguzki Sistema zentrotik hurbil zegoela uste zen.

Galileo Galilei astronomo italiarrak teleskopio bat erabili zuenean iritsi zen 1610ean izar askok osatutako Esne Bidearen proba erreala[14]. 1750ean, Thomas Wright astronomo ingelesak An Original Theory or New Hypothesis of the Universe lanean ondo espekulatu zuen ezen grabitazio-indarrek elkartutako izar-kopuru handi baten gorputz birakaria izan zitekeela, Eguzki Sistemaren antzekoak baina askoz eskala handiagoan, eta izarren ondoriozko diskoa zeruko banda gisa ikus zitekeela haren barruan, gure ikuspegitik[15]. 1755ean idatzitako tratatuan, Immanuel Kantek sakondu zuen Esne Bidearen inguruan Wrightek zuen ideian[16].

Esne Bidearen forma eta Eguzkiaren kokapena deskribatzeko lehen proiektua William Herschelek egin zuen 1785ean, zeruko hainbat eskualdetako izar-kopurua kontatuz. Galaxiaren formaren diagrama bat egin zuen, Eguzki Sistema kokatuz galaxiaren erdigunetik gertu.[17][18] Ikuspegi fina erabiliz, Kapteyn 1920an galaxia elipsoide txiki baten irudira iritsi zen (15 kiloparsecs inguruko diametroa), Eguzkia erdigunetik gertu zuela. Harlow Shapley-ren beste metodo bat, kluster globularren katalogazioan oinarritua, irudi guztiz desberdina ekarri zuen: 70 kiloparsec inguruko diametroa duen disko laua eta Eguzkia erdigunetik urrun[19]. Bi analisiek ez zuten kontuan hartu plano galaktikoan dagoen izarren arteko hautsak argia xurgatzen zuela; baina Robert Julius Throplerrek efektu hori 1930ean kluster irekien bidez kuantifikatu ondoren, gure galaxia anfitrioiaren egungo irudia sortu zen[20].

Nebulak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxiak nebulosa arrunt gisa katalogatu ziren XIX. mendera arte, Huggingsek M31ren espektro ikusgaia eskuratu zuen arte, hain zuzen ere. Galaxia batean bizi garela, eta beste galaxia batzuk daudela ikustea XX. mendearen zientzia garapenetako bat izan zen.

Isaac Robertsen "Andromedako Nebulosa Handiaren" argazkia, 1899, geroago Andromeda Galaxia bezala identifikatua.

Beste hainbeste nebulosaren espektroek ez bezala, horrenak ez zuen inolako igorpen-lerrorik erakusten: espektroak laua zirudien, eta, horrenbestez, nebulosa zuri izendatu zuten. 1885an, William Parsonek jakinarazi zuen nebulosa berezi horietako batzuek egitura kiribilak zituztela. Bere teleskopioarekin, beste batzuen artean, M33, M51 eta M101 nebulosak aztertu zituen, eta aintzat hartu zuen horien barneko iturri batzuek izar-itxura zutela. Aurkikuntza horrek baieztatu egin zuen Immanuel Kanten XVIII. mendeko susmoa, nebulosak izarrez osatutako sistema independenteak diren susmoa. XIX. mendearen bukaeran, egitura horiek guztiak askoz argiago agertzea ekarri zuen argazkigintzaren asmakuntzak[21].

1912an, Vesto Slipherrek nebulosa espiral distiratsuenen azterketa espektrografikoak egin zituen haien konposizioa zehazteko. Slipherrek aurkitu zuen nebulosa kiribilek Doppler desplazamendu altuak dituztela, eta horrek adierazten du neurtutako izarren abiadura baino azkarrago mugitzen direla. Ohartu zen nebulosa horietako gehienak gugandik urruntzen direla[22][23].

1917an, Heber Curtis ohartu zen artxiboko M31ren plaka fotografikoetan ikusitako noba izarrak Esne Bidekoak baino 10 aldiz ahulagoak zirela. Hortik ondorioztatu zuen noba horien argitasun intrintsekoa berdina bazen sistema guztietan, 150.000 parseceko distantziara zegoela M31[24] —gaur egun, jotzen da 778 ± 17 mila parsecera dagoela M31 (Andromeda galaxia)—. 1

1920an Harlow Shapley eta Heber Curtisen arteko eztabaida izan zen (Eztabaida Handia), Esne Bidearen izaerari, nebulosa kiribilei eta unibertsoaren dimentsioei buruz. Andromeda Nebulosa Handia kanpoko galaxia bat dela baieztatzeko, Curtisek Esne Bideko hauts-hodeien antza duten errei ilunak agertu zirela ikusi zuen, baita Doppler desplazamendu esanguratsua ere[25].

1922an, Ernst Öpik astronomo estoniarrak Andromedaren nebulosa benetan objektu extragalaktikoa dela dioen teoriaren oinarri zen distantzia zehaztu zuen[26]. Edwin Hubblek distantziak neurtzeko askoz erabilgarriagoak diren Zefeida izar aldakorrak ikusi zituen M31, M33 eta IC1613 galaxietan, Wilson mendian zegoen teknologia berriko 100 hazbeteko teleskopioa erabiliz. Ateratako distantziak horren handiak zirenez, ondorioztatu zuen —ondo ondorioztatu ere— nebulosa horiek ez zeudela Esne Bidearen barnean, eta hala adierazi zuen 1925 eta 1929 bitartean argitaratutako artikulu-sortan[21][27][28].

Gaur egungo ikerketa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zientzialariek galaxia ikusgarriak erabili zituzten GOODS zundaketan galaxia kopuru osoa birkalkulatzeko[29].

1944an, Hendrik van de Hulstek iragarri zuen 21 cm-ko uhin-luzera duen mikrouhin-erradiazioa izarrarteko hidrogeno atomikoaren gasetik detekta zitekeela[30]; eta 1951n ikusi zen. Hautsa xurgatzeak ez dio eragiten erradiazio horri, eta, beraz, gure galaxiako gasaren mugimendua kartografiatzeko erabil daiteke Doppler desplazamendua. Behaketa horiek gure galaxiaren erdian barra birakariko egitura baten hipotesia ekarri zuten[31]. Irrati-teleskopioen hobekuntzari esker, hidrogeno-gasa beste galaxia batzuetan ere arakatu ahal izan zen. 1970eko hamarkadan, Vera Rubinek desadostasun bat aurkitu zuen behatutako errotazio galaktikoaren abiaduraren eta izar eta gasaren masa ikusgaiak aurrez ikusitakoaren artean. Gaur egun, uste da ikusten ez den materia ilunaren kantitate handiak azaltzen duela galaxien errotazioaren arazoa[32][33].

1990eko hamarkadatik aurrera, Hubble teleskopio espazialak behaketak hobetzea ahalbidetu zuen. Besteak beste, haren datuek lagundu zuten esaten gure galaxian falta zen materia iluna ezin zela izan izar berez ahul eta txikietan bakarrik. Hubbleren Eremu Sakonak, zeruaren zati huts samar baten esposizio izugarri luzeak, unibertso behagarrian 125.000 milioi (1,25 × 1011) galaxia daudela erakusten duten frogak eman zituen[34]. Gizakiarentzat ikusezinak diren espektroak (irrati-teleskopioak, infragorri-kamerak eta X izpien teleskopioak) hautemateko teknologia hobetzeak Hubblek detektatu ez dituen beste galaxia batzuk detektatzea ahalbidetzen du. Bereziki, Ebasio Eremuko behaketek (Esne Bidetik ikus daitekeen argi-uhinaren luzeretan blokeatutako zeruaren eskualdea) galaxia berri batzuk erakutsi dituzte[35].

2016ko The Astrophysical Journal aldizkarian argitaratutako ikerketa batek, Nottinghameko Unibertsitateko Christopher Conselicek zuzendua, Hubbleren 20 urteko irudiak erabili zituen unibertso behagarriak galaxien gutxienez bi bilioi (2 × 1012) zituela balioesteko[36][37]. Hala ere, New Horizons zunda espazialarekin zodiakoko argitik kanpo egindako behaketek 200.000 milioira murriztu zuten zifra hori (2 × 1011)[38][39].

Sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia motak Hubble sailkapenaren arabera:
E - eliptikoa
S - kiribila

Galaxia bat gas, hauts eta izar multzo nahasia da, 100.000 argi urteko diametrokoa batez beste, ehun mila milioi inguru izar dituena, eta gas kontzentrazioak masa guztiaren % 0-tik 30-era hartzen duena. Behaketa optikoz eta irrati-astronomikoz analizatu ahal izan da galaxien edukia: kolore desberdineko izarrak, nebulosa distiratsuak edo izar beroenetatik hurbil dauden ioi-hidrogenozko eskualdeak, izar bero haietatik urrun dauden gas hotzeko eskualdeak eta argi ikusgaia xurgatzen duen hauts askoko alde ilunak. Osagai horien kopurua ez da berdina galaxia guztietan, galaxien tankeraren araberakoa izaten da: morfologikoki eliptikoak, espiralak ala irregularrak baitira galaxiak.

Estatu Batuetako Wilson Mendiko teleskopio ahaltsuen bidez egindako ikerketetan oinarriturik, sailkapen bat proposatu zuen Hubblek 1928an, gaur ere onartzen dena eta galaxiak hiru multzo handitan banatzen dituena: eliptikoak, kiribila (lentikularra barne) eta irregularra).

Eliptikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Galaxia eliptiko»
ESO 325-G004 galaxia eliptiko erraldoia.

Hubbleren sailkapen-sistemak bere eliptikotasunaren arabera sailkatzen ditu galaxia eliptikoak. Eliptikotasun hori ia esferikoa den E0tik E7ra doa, oso luzea dena. Galaxia horiek profil elipsoidala dute, eta horrek itxura eliptikoa ematen die, ikusangelua edozein dela ere. Bere itxurak egitura txikia du eta izarrarteko materia gutxi izaten dute. Ondorioz, galaxia hauek ere kumulu irekien zati txikia eta izar berrien eraketa-tasa txikia dute. Aldiz, oro har zaharragoak eta eboluzionatuagoak diren izarrak nagusi dira, grabitate-zentro komunaren inguruan orbitatzen dutenak ausazko norabideetan. Izarrek elementu astunen ugaritasun txikia dute, hasierako eztandaren ondoren izar eraketa amaitu egiten delako. Alde horretatik, nahiko antzekoak dira kumulu globularrekin, askoz txikiagoak direnak[40].

Galaxia handienak eliptiko erraldoiak dira. Galaxia eliptiko asko galaxien elkarreraginaren ondorioz sortzen direla uste da, eta horrek talka eta fusioa eragiten ditu. Tamaina izugarriak har ditzakete (galaxia kiribilen aldean, adibidez), eta galaxia eliptiko erraldoiak galaxia kumulu handien nukleotik gertu egon ohi dira[41].

Oskol formako galaxia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

NGC 3923 oskol formako galaxia eliptikoa.

Oskol formako galaxiak galaxia eliptiko mota bat dira, non bere haloko izarrak oskol zentrokideetan kokatuta dauden. Galaxia eliptikoen hamarren batek, gutxi gorabehera, oskol formako egitura du, eta hori ez da inoiz ikusi galaxia kiribiletan. Uste da egitura horiek galaxia handiago batek galaxia txikiago bat xurgatzen duenean garatzen direla: bi galaxien erdiguneak hurbildu ahala, erdiko puntu baten inguruan kulunkatzen hasten dira, eta oszilazioak grabitazio-uhinak sortzen ditu, izar-oskolak edo geruzak eratzen dituztenak, uraren gainean zabaltzen diren uhinen antzekoak, edo tipula baten geruzak bezala. Adibidez, NGC 3923 galaxiak 20 oskol-geruza baino gehiago ditu[42].

Kiribilak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Galaxia kiribil»

Galaxia kiribilek errotak dirudite. Mota honetako galaxia batean dauden izar eta beste material ikusgarri gehienak plano batean dauden arren, galaxia kiribilen masa gehiena materia iluneko halo esferiko batean dago, ikus daitekeen osagaitik haratago hedatzen dena, errotazio unibertsaleko kurbaren kontzeptuak erakusten duen bezala[43].

Galaxia kiribilak izar eta izarrarteko erdiko disko birakari batez osatuta daude, orokorrean zaharragoak diren izarren erdiko protuberantziarekin batera. Erraboilaren ondotik, beso distiratsu samarrak zabaltzen dira. Hubbleren sailkapen-eskeman, galaxia kiribilak S motakoak dira, eta ondoren letra bat (a, b edo c), beso kiribilen estutasun maila eta erdiko erraboilaren tamaina adierazten duena[44]. Sa galaxia batek besoak estu eta zehaztugabe ditu eta erdialdeko eskualde handi samarra du. Beste muturrean, Sc galaxia batek beso irekiak eta ongi definituak ditu, eta erdialdeko eskualde txiki bat. Besoak gutxi zehaztuta dituen galaxia bati batzuetan galaxia espiral malutatzailea esaten zaio; diseinu handiko galaxia kiribilarekin kontrastean, beso espiral nabarmenak eta ongi definituak baititu[45]. Galaxia baten errotazio-abiadura diskoaren lautasunarekin lotuta dagoela uste da; izan ere, galaxia kiribil batzuek protuberantzia lodiak dituzte, eta beste batzuek, berriz, finak eta trinkoak[46].

Galaxia kiribiletan, beso kiribilek espiral logaritmikoen gutxi gorabeherako forma dute, eta patroi hori teorikoki froga daiteke uniformeki biratzen den izar masa baten perturbazio baten emaitza dela. Izarrek bezala, beso kiribilak erdigunearen inguruan biratzen dira, baina abiadura angeluar konstante batekin. Beso kiribilak dentsitate handiko materia-eremuak edo "dentsitate-uhinak" direla uste da[47]. Izarrek beso bat zeharkatzen dutenean, izar sistema bakoitzaren abiadura espaziala dentsitate handienaren grabitate indarrak aldatzen du. (Abiadura normala da berriro izarrak besoaren beste aldera joan ondoren). Eragin hori autoez betetako autobide batetik mugitzen den dezelerazio-olatuaren antzekoa da. Besoak ikusgarriak dira, dentsitate altuak izarren eraketa errazten duelako eta, beraz, izar distiratsu eta gazte asko dituztelako[48].

Galaxia kiribil barratuak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia kiribil gehienek, gure Esne Bidea barne, barra-formako izar-zerrenda lineal bat dute, nukleoaren bi aldeetan kanporantz zabaltzen dena eta, ondoren, beso espiralen egituran urtzen dena[49]. Hubbleren sailkapen-eskeman, SB batez izendatzen dira, eta ondoren letra xehe batez (a, b edo c), beso kiribilen forma adierazten duena (galaxia kiribil normalen kategorizazioa bezalaxe). Uste da barrak aldi baterako egiturak direla, nukleotik kanporantz irradiatzen duen dentsitate-uhin baten ondorioz sor daitezkeenak, edo marea-interakzio baten ondorioz beste galaxia batekin[50]. Barradun galaxia espiral asko aktiboak dira, ziurrenik besoetan zehar gasa nukleorantz kanalizatzearen ondorioz[51].

Gure galaxia, Esne Bidea, galaxia kiribil handi bat da[52], 30 kiloparsec inguruko diametroa eta kiloparsec bateko lodiera duena. Berrehun mila milioi (2 × 1011) izar inguru ditu, eta guztira seiehun mila milioi (6 × 1011) eguzkiaren masa halako masa du[53].

Kiribil super-argitsuak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Duela gutxi, ikertzaileek kiribil super-argitsuak izeneko galaxiak deskribatu dituzte. Oso handiak dira, eta 437.000 argi-urteko diametroa dute gutxienez (Esne Bidearen 100.000 argi-urteko diametroarekin alderatuta). 340.000 milioi eguzki masako masarekin, argi ultramore eta infragorri kantitate handia sortzen dute. Uste da Esne Bidean baino 30 aldiz handiagoa dela izar-formazioaren erritmoa[54][55].

Bestelako morfologiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hoagen objektua, eraztun galaxia baten adibidea.

Galaxia bereziak ezohiko propietateak garatzen dituzten formazio galaktikoak dira, mareak beste galaxia batzuekin dituen interakzioen ondorioz.

  • Eraztun galaxia batek izar eta izarrarteko erdiko egitura anular bat du, nukleo biluzi bat inguratzen duena. Eraztun galaxia bat galaxia txiki batek galaxia kiribil baten nukleoa zeharkatzen duenean sortzen dela uste da[56]. Horrelako gertaera batek Andromedako galaxian eragina izan dezake, erradiazio infragorrian ikusten denean egitura anizkoitza erakusten baitu[57].
  • Galaxia lentikularra bitarteko forma bat da, galaxia eliptikoen eta espiralen propietateak dituena. Hubbleren S0 motakotzat sailkatzen dira, eta izarren halo eliptiko batekin gaizki definitutako beso kiribilak dituzte (galaxia lentikular barratuek Hubbleren SB0 sailkapena jasotzen dute)[58].
  • Galaxia irregularrak morfologia eliptiko edo espiral batean erraz sailka ezin daitezkeenak.
    • Irr-I galaxia batek egitura pixka bat du, baina ez da Hubbleren sailkapen-eskemarekin modu garbian lerrokatzen.
    • Irr-II galaxiek ez dute Hubbleren sailkapen baten antzeko egiturarik, eta baliteke nahastuak izatea[59]. Galaxia irregularren (nanoak) gertuko adibide batzuk Magallanesen Hodeiak dira.
  • Galaxia ultra lauso bat oso dentsitate baxuko galaxia bat da. Esne-Bidearen tamaina bera izan dezake, baina ikus daitezkeen izarren kopurua Esne Bidearen % 1 baino ez da. Bere argitasunik eza izarrak sortzen dituen gasik ez egoteagatik gertatzen da, eta horrek izar populazio zaharrak sorrarazten ditu.

Galaxia nanoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Galaxia nano»

Galaxia eliptiko eta espiral handiak protagonista diren arren, galaxia gehienak nanoak dira. Beste formazio galaktiko batzuekin alderatuta, nahiko txikiak dira, Esne Bidearen tamainaren ehunen bat baitute, milaka milioi izar gutxi batzuekin. Duela gutxi, 100 parsec-eko diametroa duten galaxia nano ultrakonpaktuak aurkitu dira[60].

Galaxia nano askok galaxia handiago baten inguruan orbitatu dezakete; Esne Bideak gutxienez horrelako dozena bat satelite ditu, eta oraindik 300 eta 500 artean aurkitzeko daudela kalkulatzen da[61]. Galaxia nanoak ere eliptiko, espiral edo irregular gisa sailka daitezke. Eliptiko nano txikiek eliptiko handien antz txikia dutenez, askotan galaxia esferoidal nano deitzen zaie.

Esne Bideko 27 bizilagunen gainean egindako ikerketa baten arabera, galaxia nano guztietan masa zentrala 10 milioi eguzki masakoa da gutxi gorabehera, milaka edo milioika izar dituen kontuan hartu gabe. Horrek iradokitzen du galaxiak, neurri handi batean, materia ilunez osatuta daudela, eta gutxieneko tamainak materia ilun beroaren forma adieraz dezakeela, eskala txikiagoan grabitazio-koaleszentzia izateko gai ez dena[62].

Galaxiak, goitik ezkerretik behe eskumara: NGC 7541, NGC 3021, NGC 5643, NGC 3254, NGC 3147, NGC 105, NGC 2608, NGC 3583, NGC 3147, MRK 1337, NGC 5861, NGC 2525, NGC 1015, UGC 9391, NGC 691, NGC 7678, NGC 2442, NGC 5468, NGC 5917, NGC 4639, NGC 3972, Antenen galaxiak, NGC 5584, M106, NGC 7250, NGC 3370, NGC 5728, NGC 4424, NGC 1559, NGC 3982, NGC 1448, NGC 4680, M101, NGC 1365, NGC 7329, NGC 3447

Beste mota batzuk[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Elkarrekintza duten galaxiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Antenen galaxiak talka prozesua bizi dute, eta uneren batean elkartuko dira.

Galaxien arteko elkarrekintzak nahiko ohikoak dira eta garrantzi handia izan dezakete eboluzio galaktikoan. Galaxien arteko hurbileko talkek deformazio-distortsioak eragiten dituzte marearen interakzioen ondorioz, eta gas- eta hauts-trukea eragin dezakete. Talkak gertatzen dira bi galaxia bata bestetik zuzenean pasatzen direnean eta fusiorik ez egiteko momentu erlatibo nahikoa dutenean. Elkarreragiten duten galaxietako izarrek ez dute talka egiten, baina gasak eta hautsak bi formen barruan elkarri eragiten diote, eta horrek, batzuetan, izarren eraketa eragiten du. Talka batek galaxien forma larriki desitxuratu dezake, buztan itxurako barrak, eraztunak edo egiturak eratuz[63][64].

Interakzioen muturrean fusio galaktikoak daude, non galaxien momentu erlatiboak ez diren nahikoak elkar zeharkatzen uzteko. Horren ordez, pixkanaka fusionatzen dira galaxia handiago bat sortzeko. Fusioek aldaketa nabarmenak eragin ditzakete galaxien jatorrizko morfologian. Galaxietako bat bestea baino askoz masiboagoa bada, emaitza kanibalismo galaktiko bezala ezagutzen da, non galaxia masiboena erlatiboki aldatu gabe dagoen eta txikiena urratu egiten den. Esne Bidea Sagitarioko galaxia eliptiko nanoa eta Canis Majorreko galaxia nanoa kanibalizatzeko prozesuan dago gaur egun[63][64].

Izar sorkuntza handiko galaxiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

M82 galaxian galaxia normal batean baino hamar aldiz izar gehiago sortzen dira.
Sakontzeko, irakurri: «Izar-sorkuntza handiko galaxia»

Izarrak galaxien barruan sortzen dira hodei molekular erraldoiak sortzen dituen gas hotzeko erreserba batetik abiatuta. Ikusi da galaxia batzuek aparteko erritmoan eratzen dituztela izarrak, starburst esaten zaiona. Horrela jarraituz gero, galaxiaren bizitza baino denbora laburragoan kontsumituko lukete beren gas-erreserba. Horregatik, starburst jarduerak hamar milioi urte besterik ez du irauten, galaxia baten historian nahiko epe laburra. Starburstak zituzten galaxiak ohikoagoak izan ziren unibertsoaren historia goiztiarrean[65], baina oraindik ere % 15eko ekarpena egiten dute izarren guztizko ekoizpenean[66].

Starburstak dituzten galaxien ezaugarriak hauts-kontzentrazioak eta izar sortu berrien agerpena dira, H II eskualdeak sortzeko inguruko hodeiak ionizatzen dituzten izar masiboak barne[67]. Izar horiek supernoba-leherketak eragiten dituzte, eta hedatzen ari diren gerakinak sortzen dituzte, inguruko gasarekin eragin handia dutenak. Leherketa horiek izarrak sortzeko kate-erreakzio bat eragiten dute, gas-eskualde osoan hedatzen dena. Erabilgarri dagoen gasa ia kontsumituta edo sakabanatuta dagoenean bakarrik amaitzen da jarduera[65].

Izarren eztandak bat egiten duten edo elkarri eragiten dioten galaxiekin lotuta egoten dira. Starburstak sortzeko interakzio mota horren eredua M82 da, M81 handienarekin hurbileko topaketa izan zuena[68].

Galaxia aktiboak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Galaxia aktibo»
M87 galaxiaren zurrusta erraldoia.

Galaxia behagarri batzuk "galaxia aktibo" gisa sailkatzen dira nukleo galaktiko aktibo bat badute (AGN). Galaxiaren energia guztiaren zati garrantzitsu bat nukleo aktiboak igortzen du, izarrek, hautsak eta izarrarteko inguruneak igorri beharrean. AGNen sailkapen- eta izendapen-eskema ugari daude, baina argitasun maila baxuenetan daudenei Seyfert galaxia esaten zaie; galaxia anfitrioiak baino argitasun handiagoa dutenei, berriz, objektu kuasi-estelarrak edo quasar esaten zaie. AGNek erradiazioa igortzen dute espektro elektromagnetiko osoan, irrati-uhinaren luzeretatik X izpietaraino, nahiz eta erradiazioaren zati bat AGNari berari edo galaxia anfitrioiari lotutako hautsak edo gasak xurgatu dezakeen.

Nukleo galaktiko aktibo baten eredu estandarra zulo beltz supermasibo (SMBH) baten inguruan sortzen den akrezio-disko batean oinarritzen da, galaxiaren nukleoaren eskualdean. Nukleo galaktiko aktibo baten erradiazioa materiaren grabitate-energiaren emaitza da, diskotik zulo beltzera erortzen denean[69]. AGNren argitasuna SMBHren masaren eta materia horren gainera erortzen den abiaduraren araberakoa da. Galaxia horien % 10 ingurutan, diametralki kontrajarriak diren bi zurrusta energetikok galaxiaren nukleotik partikulak kanporatzen dituzte argiaren abiaduratik hurbil. Zurrusta horiek sortzeko mekanismoa ez da ondo ezagutzen[70].

Blazarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Blazar»

Uste da blazarrak galaxia aktiboak direla, Lurrerantz apuntatzen duen zurrusta erlatibista batekin. Irrati-galaxia batek irrati-frekuentziak igortzen ditu zurrusta erlatibistetatik abiatuta. Galaxia aktibo mota horien eredu bateratu batek behatzailearen posizioaren araberako desberdintasunak azaltzen ditu[70].

LINERrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ziur aski, nukleo galaktiko aktiboekin lotuta daude (baita starbust eskualdeekin ere) ionizazio txikiko emisio nuklearreko lerroen eskualdeak (LINER). LINER motako galaxien igorpena ionizazio ahuleko elementuek menderatzen dute. Lerro ionizatuen kitzikatze-iturriek AGB osteko izarrak, AGN eta talkak dira. Hurbileko galaxien heren bat, gutxi gorabehera, LINER nukleo gisa sailkatzen da[71][72].

Seyfert galaxiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Seyfert galaxia»
Circinus galaxia, Seyfert galaxien adibide bat.

Seyfert galaxiak galaxia aktiboen bi talde handienetako bat dira, quasarrekin batera. Quasarren antzeko nukleoak dituzte (erradiazio elektromagnetikoko iturri oso argitsuak, urrunak eta distiratsuak), gainazaleko distira oso altuekin; baina, quasarrak ez bezala, haien galaxia anfitrioiak argi detekta daitezke[73]. Seyfert galaxiak galaxia guztien % 10 dira, gutxi gorabehera. Argi ikusgaian, gehienek galaxia espiral normalak dirudite; baina beste uhin-luzera batzuetan aztertzen direnean, nukleoen argitasuna Esne Bidearen tamainako galaxia osoen parekoa da.

Quasarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Quasar»

Nukleo galaktiko aktiboen gorputz-adarrik energetikoenak eta urrunenak quasarrak dira. Oso argitsuak, lehen aldiz identifikatu ziren energia elektromagnetikoaren iturri gisa, gori-gori, irrati-uhinak eta argi ikusgaia barne, izarren antzekoagoak ziruditenak galaxien antzeko iturri hedatuen aldean. Esne Bidea baino 100 aldiz argiagoak izan daitezke.

Argi infragorriko galaxiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Argi infragorriko galaxiak (LIRG) 1011 L☉ (Eguzki-argitasuna) gorako argitasuna duten galaxiak dira. Kasu gehienetan, energia gehiena inguruko hautsa berotzen duten izar gazte askok sortzen dute, eta hauts horrek energia infragorrian irradiatzen du. LIRG bat izateko bezain altua den argitasunak gutxienez 18 M☉ urteko izar eraketa tasa eskatzen du. Infragorri-galaxiek energia gehiago igortzen dute infragorrian, konbinatutako gainerako uhin-luzera guztietan baino, 60 eta 100 mikra arteko uhin-luzeretan igorpen-gailur tipiko batekin. LIRGak ez dira oso ohikoak tokiko unibertsoan, baina askoz ohikoagoak ziren unibertsoa gazteagoa zenean.

Ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eremu magnetikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxiek berezko eremu magnetikoak dituzte. Dinamikoki garrantzitsuak izateko bezain sendoak dira, izan ere[74]:

  • Masa galaxien erdiguneetara bultzatzen du
  • Espiral besoen eraketa aldatzen dute.
  • Gas-errotazioari eragin diezaioke galaxien kanpoko eremuetan
  • Gas-hodeiak kolapsatzeko behar den momentu angeluarra garraiatzea eta, beraz, izar berriak sortzea.

Espiralean dauden galaxietarako batez besteko ekipartizio-indar tipikoa 10 μG (microgauss) edo 1 nT (nanotesla) da. Konparazioan, Lurraren eremu magnetikoak 0,3 G inguruko batez besteko erresistentzia du (Gauss edo 30 μT (mikrotesla). M 31 eta M 33 bezalako galaxia erradio-ahulek, gure Esne Bidearen bizilagunek, eremu ahulagoak dituzte (5 μG inguru), eta izarrak eratzeko tasa handiak dituzten gas-galaxia aberatsek, hala nola M 51, M 83 eta NGC 6946, batez beste 15 μG dituzte. Beso espiral nabarmenak dituztenetan, eremuaren indarra 25 μG-rainokoa izan daiteke, gas hotza eta hautsa kontzentratzen diren eskualdeetan. Ekipartzio-eremu indartsuenak (50–100 μG) izar-leherketako galaxia aurkitu ziren, adibidez, M 82 eta Antenaren galaxian; eta eztanda nuklearreko eskualdeetan, hala nola NGC 1097 eta beste galaxia barreiatu batzuetan[74].

Galaxia kumuluak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Galaxia kumulu»
ACO 3341 galaxia kumulua

Egia esan, galaxia baino «banako» handiagorik ez da ezagutzen; baina, zalantzarik gabe, galaxiek badute taldeka biltzeko joera; gerta daiteke, agian, talde horiek Unibertsoaren egituraren maila berri bat bihurtzea.

Gugandik hurbil badira beste galaxia espiralak, Andromedak M31 edo Magallanesen Hodeiak, esaterako, gure galaxiaren satelite hutsak direnak. Horiek guztiak, 30 gutxienez, ez daude 6 milioi argi-urte baino urrunago, eta Talde Lokala esaten zaiona osatzen dute. Galaxietan, ordea, ez da gertatzen izarren arteko beste maila batzuetan gertatu ohi den tamainen eta distantzien arteko orekarik eza. Adibidez, planeten arteko distantzia milaka aldiz handiagoa da beren diametroa baino; izarren arteko distantzia beren diametroa baino milioika aldiz handiagoa da. Galaxien arteko distantzia, aldiz, ez da beren diametroa baino askoz handiagoa: Andromeda galaxia, esaterako, 20ren bat galaxia diametrora dago gure galaxiatik.

Nolanahi ere, espazio guztia ez dago «taldez» betea. Ezagutzen dira gure galaxiatik hurbil dauden zenbait «talde lokal», maila goragoko den «Virgoko kumulua» izeneko taldeko parte direnak. Talde horrek mila galaxia baino gehiago biltzen ditu, eta erraldoi eliptiko ugari dauzkan gune oso ahaltsu batean elkarturik daude horietako gehienak.

Gugandik 40 eta 60 milioi argi urte arteko distantziara dago Virgoko kumuluaren gune nagusia. Are gehiago, egiaztatu da kumulu hori ez dela kumulu are handiago baten zati bat besterik, Koma superkumuluarena hain zuzen. Horren milaka galaxia 300 bat milioi argi urtera ikus daitezke.

Horiekin guztiekin, bata bestearen gaineko hiru maila daude unibertso anagalaktikoan: taldeena, kumuluena eta superkumuluena.

Gorago esan dugunez, elkarrengandik aski hurbil daude galaxiak. Baina espazioaren zatirik handienean ez dago galaxiarik.

Kumuluen eta superkumuluen artean berealdiko hutsarteak daude, halako eran non egungo ustearen arabera, Unibertsoaren ehuneko bostetik hamarrera soilik baitago galaxia elkarteez betea. Gainerakoan, hots, espazioaren ehuneko 90 edo 95ean, ez dago inolako galaxiarik, eta ziur aski ezta inolako beste gauzarik ere.

Sorrera eta eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxien eraketa eta eboluzioa astrofisikako ikerketa-eremu aktiboa da.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sorrera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hasierako Unibertsoan protokluster baten sorreraren irudikapen artistikoa.

Unibertso primitiboan galaxiak eratzeko gaur egun erabiltzen diren ereduen oinarria ΛCDM modeloa da. Big Bangetik 300.000 urte ingurura, hidrogeno eta helio atomoak sortzen hasi ziren, birkonbinazioa izeneko gertaera batean. Hidrogeno ia guztia neutroa zen (ionizatu gabea) eta argia erraz xurgatzen zuen, eta oraindik ez zen izarrik sortu. Horregatik, garai horri "aro iluna" deitu zaio. Garai horretan izandako dentsitate-gorabeheretatik (edo irregulartasun anisotropikoetatik) abiatuta, egitura handiagoak agertzen hasi ziren. Ondorioz, materia barionikoko masak kondentsatzen hasi ziren materia iluneko halo hotzetan. Jatorrizko egitura horiek gaur egun ikusten ditugun galaxiak bihurtu ziren azkenean[75][76].

Unibertsoaren hasierako galaxien formazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoaren historian galaxia oso goiztiarren agerpenaren frogak 2006an aurkitu ziren, IOK-1 galaxiak normalean 6,96ko gorriranzko lerrakuntza altua duela aurkitu zenean, Big Bangaren ondorengo 750 milioi urteei dagokiena eta une horretan ikusitako galaxia urrunena eta formazio goiztiarrena bihurtzen duena[77]. Zientzialari batzuek beste objektu batzuek (Abell 1835 IR1916, adibidez) gorriranzko desplazamendu handiagoa dutela adierazi duten arren (eta, beraz, unibertsoaren eboluzioaren aurreko etapa batean ikusten dira), IOK-1en adina eta konposizioa modu fidagarriagoan ezarri dira. 2012ko abenduan, astronomoek jakinarazi zuten UDFj-39546284 dela ezagutzen den objekturik urrunena eta gorriranzko desplazamendu-balioa 11,9 dela. Objektua, Big Bang (duela 13.800 milioi urte inguru) baino 380 milioi urte geroago existitu zela kalkulatzen dena[78][79], 13.420 milioi urteko distantziara dago argitan egindako bidaiatik. Big Bangaren ondoren galaxiak egoteak iradokitzen du protogalaxiak "aro iluna" deiturikoan hazi behar zirela. 2015eko maiatzaren 5etik, EGS-zs8-1 galaxia neurtu den urrunen eta goiztiarrena da, eta 670 milioi urte geroago sortu zen. EGS-zs8-1 argiak 13.000 milioi urte behar izan ditu Lurrera iristeko, eta orain 30.000 milioi argi-urtera dago, unibertsoa 13.000 milioi urtez hedatu delako[80][81][82][83].

Hondoko argiaren hainbat osagai infragorrian, Hubble teleskopio espazialak detektatu dituenak zeru sakoneko azterketetan.

Lehen galaxiak sortzeko prozesu xehatua gai irekia da astrofisikan. Teoriak bi kategoriatan bana daitezke: goitik behera eta behetik gora. Beheranzko korrelazioetan (Eggen-Lynden-Bell-Sandage eredua [ELS] kasu), protogalaxiak eskala handiko aldi bereko kolapso batean eratzen dira, ehun milioi urte inguru irauten duena[84]. Goranzko teorietan (hala nola Searle-Zinn modeloan [SZ]), lehenik egitura txikiak sortzen dira, kumulu globularrak kasu, eta gero gorputz horietako batzuk metatu egiten dira galaxia handiago bat osatzeko[85]. Protogalaxiak sortzen eta uzkurtzen hasi zirenean, haloaren lehen izarrak agertu ziren barruan (III. populazioko izarrak). Hauek ia erabat hidrogenoz eta helioz osatuta zeuden eta gure eguzkiaren masa baino 100 aldiz masiboagoak izan zitezkeen. Hala balitz, izar erraldoi horiek azkar asko kontsumituko zuketen beren erregai-hornidura eta supernoba bihurtuko ziren, izarrarteko ingurunean elementu astunak askatuz[86]. Izarren lehen belaunaldi horrek inguruko hidrogeno neutroa suspertu zuen, espazio-burbuilak sortuz hedatzen ari zenean, eta horien bidez argiak erraz bidaiatu zezakeen[87].

2015eko ekainean, astronomoek jakinarazi zuten III. Populazioko izarrak zeudela Cosmos Redshift 7 galaxian, 6,60ko gorriranzko lerrakuntzan. Litekeena da izar horiek existitu izana unibertso primitiboan (hau da, gorriranzko desplazamendu handi batean) eta hidrogenoa baino elementu kimiko astunagoak ekoizten hasi izana, planetak eta ezagutzen dugun bizitza eratzeko beharrezkoak direnak[88][89].

Eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxiak sortu eta mila milioi urtera, funtsezko egiturak agertzen hasi ziren. Kumulu globularrak sortzen dira, zulo beltz supermasibo zentrala eta metalean pobreak diren II. populazioko izarren protuberantzia galaktikoa. Badirudi zulo beltz supermasibo bat sortzea funtsezkoa dela galaxien hazkundearen erregulazio aktiboan, gehitutako materia gehigarriaren guztizko kopurua mugatzen baitu[90]. Lehen garai honetan, galaxiek izar eraketaren eztanda handia jasan zuten[91].

Hurrengo bi mila milioi urteetan, pilatutako materia disko galaktiko batean egonkortzen da[92]. Galaxia batek abiadura handiko hodeietatik eta galaxia nanoetatik datorren sarrerako materiala xurgatzen jarraituko du bizitza osoan[93]. Materia hau batez ere hidrogenoa eta helioa da. Izarren jaiotza eta heriotzaren zikloak elementu astunen ugaritasuna handitzen du poliki-poliki, eta, azkenean, planeten eraketa ahalbidetzen du[94].

  • Hubble eXtreme Deep Field ikuseremua (XDF)
  • XDFren ikuseremua Ilargiaren angelu-tamainarekin alderatuta. Milaka galaxia daude ikuspegi txiki honetan, bakoitza milaka milioi izarrez osatua.
    XDFren ikuseremua Ilargiaren angelu-tamainarekin alderatuta. Milaka galaxia daude ikuspegi txiki honetan, bakoitza milaka milioi izarrez osatua.
  • XDF ikuspegia (2012): argi bakoitza galaxia bat da, eta horietako batzuek 13.200 milioi urte arteko antzinatasuna dute; unibertso behagarriak 200.000 eta 2.000 milioi galaxia artean dituela kalkulatzen da.
    XDF ikuspegia (2012): argi bakoitza galaxia bat da, eta horietako batzuek 13.200 milioi urte arteko antzinatasuna dute; unibertso behagarriak 200.000 eta 2.000 milioi galaxia artean dituela kalkulatzen da.
  • XDF irudiak (ezkerretik) galaxia erabat helduak, galaxia ia helduak (bost-bederatzi mila milioi urte) eta protogalaxiak erakusten ditu, izar gaztez beteak (bederatzi mila milioi urte baino gehiago).
    XDF irudiak (ezkerretik) galaxia erabat helduak, galaxia ia helduak (bost-bederatzi mila milioi urte) eta protogalaxiak erakusten ditu, izar gaztez beteak (bederatzi mila milioi urte baino gehiago).

Interakzioek eta talkek eragin handia izan dezakete galaxien bilakaeran. Galaxien fusioak ohikoak izan ziren garai goiztiarrean, eta galaxia gehienek morfologia berezia zuten[95]. Izarren arteko distantziak direla eta, talkan dauden galaxietako izar sistema gehienek ez dute eraginik izango. Hala ere, beso kiribilek eratzen duten gasa eta izarrarteko hautsa grabitatez kentzeak marea-isatsak izenez ezagutzen den izar-tren luzea eragiten du. Formazio horien adibideak ikus daitezke NGC 4676an edo Antenen galaxietan[96].

Esne Bidea eta gertu dagoen Andromeda Galaxia 130 km/s ingurura hurbiltzen dira, eta -alboko mugimenduen arabera- biek bospasei mila milioi urtetan talka egin dezakete. Esne Bideak ez du inoiz talka egin Andromeda bezalako galaxia handi batekin, baina Esne Bidearen eta galaxia nano txikiagoen arteko iraganeko talken gero eta froga gehiago daude[97].

Eskala handiko elkarrekintza horiek ez dira oso ohikoak. Denborak aurrera egin ahala, tamaina bereko bi sistemen fusioak ez dira hain ohikoak. Galaxia distiratsu gehienek aldaketarik gabe iraun dute azken milaka milioi urteetan, eta izarren eraketaren tasa garbia duela hamar mila milioi urte ere iritsiko zen goia[98].

Etorkizuneko joerak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia espiralek, Esne Bideak kasu, izar belaunaldi berriak sortzen dituzte, baldin eta izarrarteko hidrogenozko hodei molekular trinkoak badituzte beso kiribiletan. Galaxia eliptikoek ez dute gas hori neurri handi batean, eta, beraz, izar berri gutxi sortzen dituzte[99]. Izarren eraketarako materialaren hornidura mugatua da; behin izarrek hidrogenoaren hornidura eskuragarri elementu astunago bihurtu dutenean, izar berrien eraketa amaituko da[100].

Gaur egungo izar eraketaren aroak ehun mila milioi urteraino jarraitzea espero da, eta gero "izar aroa" hamar bilioi urtetik ehun bilioi urtera (1013-1014 urte) murriztuko da, gure unibertsoko izar txikienak eta gehien biziko direnak, nano gorri ñimiñoak, desagertzen hasten direnean. Izar-aroaren amaieran, galaxiak objektu trinkoz osatuta egongo dira: nano marroiak, hozten ari diren nano zuriak edo hotzak ("nano beltzak"), neutroi-izarrak eta zulo beltzak. Azkenik, grabitate erlaxazioaren ondorioz, izar guztiak zulo beltz supermasibo zentraletan eroriko dira edo talken ondorioz espazio intergalaktikora jaurtiko dira.

Behaketak uhin-luzera ugarirekin[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Andromeda galaxia argi ultramorearekin ikusia. Eskualde urdinak izar gazte oso distiratsuen sorrera guneak dira.

Izar gehienen puntako erradiazioa espektro ikusgarrian dago; beraz, galaxiak osatzen dituzten izarren behaketa astronomia optikoaren osagai garrantzitsua izan da. H II eskualde ionizatuak behatzeko eta besoetako hauts hodeien banaketa aztertzeko espektroaren alderin egokiena ere bada.

Izarren arteko ingurunean dagoen hautsa ikus-argiarekiko opakoa da. Gardenagoa da infragorri urrunarentzat, eta hodei molekular erraldoien eta nukleo galaktikoen barne-eremuak xehetasun handiz behatzeko erabil daiteke[101]. Infragorria, halaber, askoz lehenago eratutako galaxia urrunak eta gorrira desplazatuak behatzeko ere erabiltzen da. Ur-lurrunak eta karbono dioxidoak espektro infragorriaren zenbait zati erabilgarri xurgatzen dituzte; beraz, goi-altitudeetako edo espazioan oinarritutako teleskopioak erabili ohi dira astronomia infragorrirako.

Galaxien lehen azterketa ez-bisuala, bereziki galaxia aktiboena, irrati-astronokia erabiliz egin zen. Lurraren atmosfera ia gardena da 5 MHz eta 30 GHz bitarteko irrati uhinentzat. (Ionosferak tarte horretatik beherako seinaleak blokeatzen ditu). Irrati-interferometro handiak erabili dira nukleo aktiboek igorritako zorrotada aktiboak kartografiatzeko. Irrati-teleskopioak hidrogeno neutroa (21 cm-ko erradiazioaren bidez) behatzeko ere erabil daitezke, baita unibertso goiztiarrean ionizatu gabeko materia ere, gero galaxiak eratzeko kolapsatu zena[102].

Teleskopio ultramoreek eta X izpiek energia handiko fenomeno galaktikoak ikus ditzakete. Batzuetan, erupzio ultramoreak ikusten dira, urruneko galaxia bateko izar bat inguruko zulo beltz bateko marea-indarrek apurtzen dutenean[103]. Gas beroak talde galaktikoetan duen banaketa aztertzeko X izpiak erabil daitezke. Galaxietako nukleoetan zulo beltz supermasiboak zeudela X izpien astronomiaren bidez baieztatu zen[104].

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ Siobhan., Sparke, Linda. (2000). Galaxies in the universe : an introduction. Cambridge University Press ISBN 0521592410. PMC 42290578. (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  2. ↑ (Ingelesez) yvette. «NASA - NASA Finds Direct Proof of Dark Matter» www.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  3. ↑ (Ingelesez) Kuhn, Jeffrey R.; Boughn, Stephen P.; Uson, Juan M.. (1990-10-26). «The Central Galaxy in Abell 2029: An Old Supergiant» Science 250 (4980): 539–540.  doi:10.1126/science.250.4980.539. ISSN 1095-9203. PMID 17751483. (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  4. ↑ (Ingelesez) Graham, Alister W.; Guzmán, Rafael. (2003). «HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies» The Astronomical Journal 125 (6): 2936.  doi:10.1086/374992. ISSN 1538-3881. (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  5. ↑ «Morphology Document» old.ipac.caltech.edu (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  6. ↑ «Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core» www.nrao.edu (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  7. ↑ «Astronomers Spot Most Distant Galaxy—At Least For Now» Science & Innovation 2016-03-03 (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  8. ↑ Waller, William H.. (2003). Galaxies and the cosmic frontier. Harvard University Press ISBN 0-674-01079-5. PMC 50774272. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  9. ↑ (Ingelesez) published, Joe Rao. (2005-09-02). «Explore the Archer's Realm» Space.com (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  10. ↑ a b Heidarzadeh, Tofigh. (2008). A history of physical theories of comets, from Aristotle to Whipple. Springer ISBN 978-1-4020-8322-8. PMC 241284823. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  11. ↑ Mohaini Mohamed. (2000). Great Muslim mathematicians. Universiti Teknologi Malaysia ISBN 983-52-0157-9. PMC 48759017. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  12. ↑ Montada, Josép Puig. (2018). Zalta, Edward N. ed. «Ibn Bâjja [Avempace»] The Stanford Encyclopedia of Philosophy (Metaphysics Research Lab, Stanford University) (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  13. ↑ Livingston, John W.. (1971). «Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation» Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103.  doi:10.2307/600445. ISSN 0003-0279. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  14. ↑ Galilei, Galileo; Baglioni, Tommaso; Evans, Herbert M. (Herbert McLean); Burndy Library, donor DSI. (1610). Sidereus nuncius : magna, longeque admirabilia spectacula pandens, suspiciendaq́ue proponens vnicuique, praesertim verò philosophis, atq́[ue astronomis, quae à Galileo Galileo ... perspicilli nuper à se reperti beneficio sunt obseruata in lunae facie, fixis innumeris, lacteo circulo, stellis nebulosis, apprime verò in quatuor planetis circa Iouis stellam disparibus interuallis, atque periodis, celeritate mirabili circumuolutis; quos, nemini in hanc vsque diem cognitos, nouissimè author depraehendit primus; atque Medicea sidera nuncupandos decreuit. ] Venetiis : Apud Thomam Baglionum (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  15. ↑ (Ingelesez) Wright, Thomas I. of Durham. (1750). An Original Theory Or New Hypothesis of the Universo, Founded Upon the Laws of Nature, and Solving by Mathematical Principles the General Phaenomena of the Visible Creation and Particularly the Via Lactea. Chapelle (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  16. ↑ (Alemanez) Kant, Immanuel. (1755). Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels. Fischer ISBN 978-3-89131-002-1. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  17. ↑ Herschel, William. (1785-01-01). «XII. On the construction of the heavens» Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75: 213–266.  doi:10.1098/rstl.1785.0012. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  18. ↑ Paul, Erich Robert. (1993). The Milky Way galaxy and statistical cosmology, 1890-1924. Cambridge University Press ISBN 0-521-35363-7. PMC 26764126. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  19. ↑ «Astronomy Supplement - Our Galaxy» archive.ph 2012-06-30 (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  20. ↑ Trimble, V.. (1999-12-01). Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space. , 74.09 or. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  21. ↑ a b «ZT Hiztegi Berria» zthiztegia.elhuyar.eus (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  22. ↑ Slipher, V. M.. (1913-01-01). «The radial velocity of the Andromeda Nebula» Lowell Observatory Bulletin 2: 56–57. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  23. ↑ Slipher, V. M.. (1915-01-01). «Spectrographic Observations of Nebulae» Popular Astronomy 23: 21–24. ISSN 0197-7482. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  24. ↑ (Ingelesez) Curtis, Heber D.. (1988-1). «NOVAE IN SPIRAL NEBULAE AND THE ISLAND UNIVERSE THEORY» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100 (623): 6.  doi:10.1086/132128. ISSN 1538-3873. (Noiz kontsultatua: 2018-12-09).
  25. ↑ «All available Biographical Memoirs» web.archive.org 2013-12-24 (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  26. ↑ Opik, E.. (1922-06-01). «An estimate of the distance of the Andromeda Nebula.» The Astrophysical Journal 55: 406–410.  doi:10.1086/142680. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  27. ↑ Hubble, E. P.. (1929-03-01). «A spiral nebula as a stellar system, Messier 31.» The Astrophysical Journal 69: 103–158.  doi:10.1086/143167. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  28. ↑ Sandage, A.. (1989-12-01). «Edwin HUBBLE 1889-1953.» Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83: 351–362. ISSN 0035-872X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  29. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Observable Universe contains ten times more galaxies than previously thought» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  30. ↑ «The Bruce Medalists: Hendrik C. van de Hulst» archive.ph 2012-05-29 (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  31. ↑ (Ingelesez) López-Corredoira, M.; Hammersley, P. L.; Garzón, F.; Cabrera-Lavers, A.; Castro-Rodríguez, N.; Schultheis, M.; Mahoney, T. J.. (2001-07-01). «Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS» Astronomy & Astrophysics 373 (1): 139–152.  doi:10.1051/0004-6361:20010560. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  32. ↑ (Ingelesez) «Dark Matter in Spiral Galaxies» Scientific American  doi:10.1038/scientificamerican0683-96. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  33. ↑ (Ingelesez) Rubin, Vera C.. (2000-06-01). «One Hundred Years of Rotating Galaxies1» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (772): 747.  doi:10.1086/316573. ISSN 1538-3873. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  34. ↑ «Imagine the Universe!» imagine.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  35. ↑ (Ingelesez) Kraan-Korteweg, Renée C.; Juraszek, Sebastian. (2000). «Mapping the Hidden Universe: The Galaxy Distribution in the Zone of Avoidance» Publications of the Astronomical Society of Australia 17 (1): 6–12.  doi:10.1071/as00006. ISSN 1323-3580. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  36. ↑ (Ingelesez) Conselice, Christopher J.; Wilkinson, Aaron; Duncan, Kenneth; Mortlock, Alice. (2016-10-13). «THE EVOLUTION OF GALAXY NUMBER DENSITY ATz< 8 AND ITS IMPLICATIONS» The Astrophysical Journal 830 (2): 83.  doi:10.3847/0004-637x/830/2/83. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  37. ↑ (Ingelesez) Fountain, Henry. (2016-10-17). «Two Trillion Galaxies, at the Very Least» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  38. ↑ (Ingelesez) Lauer, Tod R.; Postman, Marc; Weaver, Harold A.; Spencer, John R.; Stern, S. Alan; Buie, Marc W.; Durda, Daniel D.; Lisse, Carey M. et al.. (2021-01-01). «New Horizons Observations of the Cosmic Optical Background» The Astrophysical Journal 906 (2): 77.  doi:10.3847/1538-4357/abc881. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  39. ↑ (Ingelesez) Centre, ESA/Hubble Information. «New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  40. ↑ «Leicester University Physics Department» web.archive.org 2012-07-29 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  41. ↑ «Curious About Astronomy? Galaxies» web.archive.org 2014-06-29 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  42. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Galactic onion» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  43. ↑ Williams, Michael J.; Bureau, Martin; Cappellari, Michele. (2009-12-21). «Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 400 (4): 1665–1689.  doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  44. ↑ «Galaxies» archive.ph 2012-07-10 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  45. ↑ Van den Bergh, Sidney. (1998). Galaxy morphology and classification. Cambridge University Press ISBN 0-521-62335-9. PMC 37315256. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  46. ↑ (Ingelesez) Research, International Centre for Radio Astronomy. «Fat or flat: Getting galaxies into shape» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  47. ↑ Bertin, G.. (1996). Spiral structure in galaxies : a density wave theory. MIT Press ISBN 0-262-02396-2. PMC 32242196. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  48. ↑ Belkora, Leila. (2003). Minding the heavens : the story of our discovery of the Milky Way. Institute of Physics ISBN 0-585-46261-5. PMC 52889843. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  49. ↑ (Ingelesez) Eskridge, Paul B.; Frogel, Jay A.. (1999-12-01). «What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?» Astrophysics and Space Science 269 (0): 427–430.  doi:10.1023/A:1017025820201. ISSN 1572-946X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  50. ↑ Bournaud, F.; Combes, F.. (2002-09). «Gas accretion on spiral galaxies: bar formation and renewal» Astronomy & Astrophysics 392 (1): 83–102.  doi:10.1051/0004-6361:20020920. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  51. ↑ Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S.. (2002-12-11). «Circumnuclear regions in barred spiral galaxies II. Relations to host galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 337 (3): 808–828.  doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  52. ↑ Alard, C.. (2001-12). «Another bar in the Bulge» Astronomy & Astrophysics 379 (3): L44–L47.  doi:10.1051/0004-6361:20011487. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  53. ↑ Bell, G. R.; Levine, S. E.. (1997-12-01). Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership. , 108.06 or. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  54. ↑ «We Just Discovered a New Type of Colossal Galaxy» Futurism (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  55. ↑ Ogle, Patrick M.; Lanz, Lauranne; Nader, Cyril; Helou, George. (2016-01-27). «Superluminous Spiral Galaxies» The Astrophysical Journal 817 (2): 109.  doi:10.3847/0004-637X/817/2/109. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  56. ↑ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S.. (1994-05-01). Ring Galaxy Evolution as a Function of ``Intruder Mass. , 32.04 or. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  57. ↑ «ESA Science News» archive.ph 1999-08-28 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  58. ↑ «CfA Press Release» web.archive.org 2006-09-07 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  59. ↑ «Leicester University Physics Department» web.archive.org 2012-02-27 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  60. ↑ Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B.. (2001-10-10). «Ultra-Compact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster» The Astrophysical Journal 560 (1): 201–206.  doi:10.1086/322517. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  61. ↑ (Ingelesez)
    1. author.fullName}. «Strange satellite galaxies revealed around Milky Way» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  62. ↑ (Ingelesez) «No Slimming Down for Dwarf Galaxies» www.science.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  63. ↑ a b «Galaxy Interactions» web.archive.org 2006-05-09 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  64. ↑ a b «Interacting Galaxies | COSMOS» astronomy.swin.edu.au (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  65. ↑ a b «Chandra :: Field Guide to X-ray Sources :: Starburst Galaxies» chandra.harvard.edu (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  66. ↑ (Ingelesez) Kennicutt, Robert C.; Lee, Janice C.; Funes, Jose G.; J., S.; Sakai, Shoko; Akiyama, Sanae. (2005). De Grijs, Richard ed. «Demographics and Host Galaxies of Starbursts» Starbursts (Springer Netherlands): 187–194.  doi:10.1007/1-4020-3539-X_33. ISBN 978-1-4020-3539-5. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  67. ↑ «Gene Smith's Astronomy Tutorial - Starburst Galaxies» archive.ph 2012-07-07 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  68. ↑ «Galaxies and the Universe - Starburst Galaxies» pages.astronomy.ua.edu (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  69. ↑ «Galaxies and the Universe - Active Galactic Nuclei» pages.astronomy.ua.edu (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  70. ↑ a b «Science» imagine.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  71. ↑ Heckman, T. M.. (1980-07-01). «An Optical and Radio Survey of the Nuclei of Bright Galaxies - Activity in the Normal Galactic Nuclei» Astronomy and Astrophysics 87: 152. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  72. ↑ Ho, Luis C.; Filippenko, Alexei V.; Sargent, Wallace L. W.. (1997-10). «A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies» The Astrophysical Journal 487 (2): 568–578.  doi:10.1086/304638. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  73. ↑ «An Introduction to Active Galactic Nuclei» ned.ipac.caltech.edu (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  74. ↑ a b (Ingelesez) Beck, Rainer. (2007-08-17). «Galactic magnetic fields» Scholarpedia 2 (8): 2411.  doi:10.4249/scholarpedia.2411. ISSN 1941-6016. (Noiz kontsultatua: 2022-06-19).
  75. ↑ «Search for Submillimeter Protogalaxies» web.archive.org 2008-03-25 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  76. ↑ Firmani, C.; Avila-Reese, V.. (2003-06-15). «Physical processes behind the morphological Hubble sequence» arXiv:astro-ph/0303543 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  77. ↑ (Ingelesez) McMahon, Richard. (2006-09). «Dawn after the dark age» Nature 443 (7108): 151–152.  doi:10.1038/443151a. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  78. ↑ (Ingelesez) published, Mike Wall. (2012-12-12). «Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen» Space.com (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  79. ↑ (Ingelesez) «Cosmic detectives» www.esa.int (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  80. ↑ (Ingelesez) published, Calla Cofield. (2015-05-05). «This Galaxy Far, Far Away Is the Farthest One Yet Found» Space.com (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  81. ↑ (Ingelesez) University, Yale. «Astronomers unveil the farthest galaxy» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  82. ↑ (Ingelesez) Overbye, Dennis. (2015-05-05). «Astronomers Measure Distance to Farthest Galaxy Yet» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  83. ↑ Oesch, P. A.; van Dokkum, P. G.; Illingworth, G. D.; Bouwens, R. J.; Momcheva, I.; Holden, B.; Roberts-Borsani, G. W.; Smit, R. et al.. (2015-05-05). «A Spectroscopic Redshift Measurement for a Luminous Lyman Break Galaxy at z=7.730 using Keck/MOSFIRE» The Astrophysical Journal 804 (2): L30.  doi:10.1088/2041-8205/804/2/L30. ISSN 2041-8213. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  84. ↑ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R.. (1962-11-01). «Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed.» The Astrophysical Journal 136: 748.  doi:10.1086/147433. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  85. ↑ Searle, L.; Zinn, R.. (1978-10-01). «Composition of halo clusters and the formation of the galactic halo.» The Astrophysical Journal 225: 357–379.  doi:10.1086/156499. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  86. ↑ Heger, A.; Woosley, S. E.. (2002-03). «The Nucleosynthetic Signature of Population III» The Astrophysical Journal 567 (1): 532–543.  doi:10.1086/338487. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  87. ↑ Barkana, Rennan; Loeb, Abraham. (2001-07). «In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe» Physics Reports 349 (2): 125–238.  doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  88. ↑ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh. (2015-07-28). «Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-$\alpha$ emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation» The Astrophysical Journal 808 (2): 139.  doi:10.1088/0004-637X/808/2/139. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  89. ↑ (Ingelesez) Overbye, Dennis. (2015-06-17). «Traces of Earliest Stars That Enriched Cosmos Are Spied» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  90. ↑ «Carnegie Mellon Press Release: February 9, 2005» archive.ph 2012-06-04 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  91. ↑ «RAS PN 07/13 (NAM 09): CAUGHT IN THE ACT: FORMING GALAXIES CAPTURED IN THE YOUNG UNIVERSE» web.archive.org 2013-11-15 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  92. ↑ Noguchi, Masafumi. (1999-03-20). «Early Evolution of Disk Galaxies : Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks» The Astrophysical Journal 514 (1): 77–95.  doi:10.1086/306932. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  93. ↑ «How are galaxies made? (May 1999) - Physics World - PhysicsWeb» web.archive.org 2007-04-26 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  94. ↑ Gonzalez, G.. (1998-01-01). The Stellar Metallicity - Planet Connection. , 431 or. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  95. ↑ (Ingelesez) Conselice, Christopher J.. «The Universe's Invisible Hand» Scientific American  doi:10.1038/scientificamerican0207-34. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  96. ↑ Struck, Curtis. (1999-11). «Galaxy Collisions» Physics Reports 321 (1-3): 1–137.  doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  97. ↑ «Astrophysicist maps out Milky Way's final collision» web.archive.org 2007-01-08 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  98. ↑ Panter, Ben; Jimenez, Raul; Heavens, Alan F.; Charlot, Stephane. (2007-07). «The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–1564.  doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  99. ↑ Knapp, G. R.. (1998-08-24). «Cold Gas and Star Formation in Elliptical Galaxies» arXiv:astro-ph/9808266 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  100. ↑ (Ingelesez) published, Charles Q. Choi. (2015-05-13). «Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'» Space.com (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  101. ↑ «Near, Mid and Far-Infrared» web.archive.org 2006-12-30 (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  102. ↑ (Ingelesez) «Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible» ScienceDaily (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  103. ↑ (Ingelesez) «NASA - NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star» www.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).
  104. ↑ «Introduction to X-ray Astronomy» www-xray.ast.cam.ac.uk (Noiz kontsultatua: 2022-06-20).

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia&oldid=9534506"(e)tik eskuratuta