«Galaxia espiral»: berrikuspenen arteko aldeak

ez dago edizio laburpenik
t (Galaxia espiral izenburua Galaxia kiribil(r)en truke aldatu da)
[[Fitxategi:Messier 81 HST.jpg|300px|thumb|right|M81 edo Boderen Galaxiaren irudia, non izarrarteko hautsa ikus daitekeen.]]
'''Galaxia espiralkiribil''' bat, honako ezaugarri fisiko hauek dituen [[Hubblen sekuentzia]]ko [[galaxia]] mota bat da:
 
*[[Momentu angeluar]] guztizko handia du.
*Erdialdeko [[izar]] metatze batekin osatua dago (erraboila), diskadisko baten bidez inguratua
*Diska, laua da (kopadura aukerekin), eta [[izarrarteko materia]]z eratua dago ([[gas]]a eta [[izarrarteko hautsa|hautsez]] eta I Biztanleriako izar gaztez (metaltasun handia) eta [[kumulu ireki]]z.
*Erraboila, [[galaxia eliptiko]] baten antzerakoa da, oso antzinako izarrak dituelarik, [[Izar biztanleria|II Biztanleriakoak]] deituak eta metaltasun txikikoak, eta, ohi, [[zulo beltz supermasibo]] bat izaten du erdian.
 
Galaxia espiralekkiribilek, euren izena, gutxi gora-behera logaritmikoki, erdiko nukleotik luzatzen diren [[izar eraketa]] duten beso argitsuei zor die. Batzuetan, nabaritzeko zailak diren arren, beso hauek, [[galaxia lentikular]]retatik bereizten dituzte, diskadisko egitura bat dutenak, baina beso espiralikkiribilik gabeak.
 
Galaxia espiralenkiribilen diskadiskoa, II Biztanleriako izar aureola [[esferoide]] handiz inguratua egoten ohi da, horietako asko, galaxiaren erdigunearen inguruan orbitatzen duten. Aureola hau, [[galaxia halo]]a bezala ezagutzen da.
 
Gu gauden galaxia, [[Esne Bidea]], espiralakiribila da, Hubblen sekuentzian Sbc bezala sailkatua dagoelarik (beharbada SBbc, [[galaxia espiralkiribil barratua]] baldin bada).
 
== Egitura espiralarenkiribilaren jatorria ==
Beso espiralen eraketari buruzko lehen azterketak, [[Bertil Lindblad]]enak dira. Izarrak, modu iraunkorrean espiral forman antolatuak ezin daitezkeela egon ohartu zen. Galaxiaren diskaren errotazio abiadura, galaxiaren erdialderaino dagoen distantziarekin aldatu egiten denez, beso erradial bat, kurbatua ikusiko litzateke galaxiak errotatzean. Besoak, errotazio gutxi batzuren ondoren, kurbatura gehituko luke, galaxian geroz eta gehiago bilduz. Hau ez da ikusten dena.
[[Fitxategi:Spiral galaxy arms diagram.svg|thumb|Galaxia espiralen besoen azalpena]]
Lehen teoria onargarria, [[C. C. Lin]]ek eta [[Frank Shu]]k eman zuten [[1964]]an. Beso espiralak, dentsitate uhin espiralen manifestazioak zirela iradoki zuten. Izarrak, arinki eliptikoak ziren orbitetan mugitzen zirela eta euren orbiten orientazioa elkarlotua zegoela suposatu zuten, hau da, orbita eliptikoek, euren orientazioa aldatzen dute, batzuk besteekiko, arinki, galaxiaren erdialderako distantziaren arabera, diagraman ikus daitekeen bezala. [[Orbita]] hauek, guneren batzuetan hurbilago daude, beso itxura hartzen dutelarik. Izarrak, ez dira, beti, ikusten ditugun posizioan mantentzen, baizik eta besoetatik igarotzen direla euren orbitetan mugitzean.
 
Beso espiralenkiribilen eraketari buruzko lehen azterketak, [[Bertil Lindblad]]enak dira. Izarrak, modu iraunkorrean espiral[[kiribil]] forman antolatuak ezin daitezkeela egon ohartu zen. Galaxiaren diskaren errotazio abiadura, galaxiaren erdialderaino dagoen distantziarekin aldatu egiten denez, beso erradial bat, kurbatua ikusiko litzateke galaxiak errotatzean. Besoak, errotazio gutxi batzuren ondoren, kurbatura gehituko luke, galaxian geroz eta gehiago bilduz. Hau ez da ikusten dena.
Hipotesi alternatiboak proposatu dira, non galaxian mugitzen ari diren izar eraketa uhinak suposatzen diren; izar eraketan sortutako izar dizdiratsuak, berehala hiltzen dira, uhinaren atzean lurralde ilunagoak utziz, eta, beraz, hau ikusgarri utziz.
[[Fitxategi:Spiral galaxy arms diagram.svg|thumb|Galaxia espiralenkiribilen besoen azalpena]]
Lehen teoria onargarria, [[C. C. Lin]]ek eta [[Frank Shu]]k eman zuten [[1964]]an. Beso espiralakkiribilak, dentsitate uhin espiralenkiribilen manifestazioak zirela iradoki zuten. Izarrak, arinki eliptikoak ziren orbitetan mugitzen zirela eta euren orbiten orientazioa elkarlotua zegoela suposatu zuten, hau da, orbita eliptikoek, euren orientazioa aldatzen dute, batzuk besteekiko, arinki, galaxiaren erdialderako distantziaren arabera, diagraman ikus daitekeen bezala. [[Orbita]] hauek, guneren batzuetan hurbilago daude, beso itxura hartzen dutelarik. Izarrak, ez dira, beti, ikusten ditugun posizioan mantentzen, baizik eta besoetatik igarotzen direla euren orbitetan mugitzean.
 
Hipotesi alternatiboak proposatu dira, non galaxian mugitzen ari diren izar eraketa uhinak suposatzen diren; izar eraketan sortutako izar dizdiratsuakdistiratsuak, berehala hiltzen dira, uhinaren atzean lurralde ilunagoak utziz, eta, beraz, hau ikusgarri utziz.
 
== Errotazio kurba eta materia iluna ==
Artikulu nagusiak: [[Tully-Fischer erlazioa]] eta [[Materia iluna]]
[[Fitxategi:GalacticRotation2.svg|thumb|right|200px|Ohiko galaxia espiralkiribil baten errotazio kurba. A lerroak, kurba teorikoa irudikatzen du, eta, B lerroak, kurba esperimentala. Kurben arteko desadostasuna, [[materia iluna]] bezala deitua izan denaren ondorio da.]]
Galaxia espiralekkiribilek, kurba teorikoekiko (DiskaDisko-haloa[[halo]]a konpirazioakonspirazioa deitutako fenomenoa) ezberdina den den errotazio kurba (aurrerantzean EK) esperimental bat dute. Ekuazio teorikoak (EK keplertarrak, planetena Eguzkiaren inguruan bezala), ikusitako datuekin bat etor daitezen, galaxia espiralekkiribilek, masa askoz handiagoa beharko lukete. Gaur egun, masa "ikustezinikusezin" horren ebidentzia ikusgarririk ez dagoenez, [[materia iluna]] deitua izan zen. Materia ikustezinikusezin mota hau, galaxiaren masa osoaren %50eti %90 arte izango litzateke.
 
Errotazio kurben ezaugarri orokorrak, honakoak dira:
 
*EKren pikoa, 150 eta 300 kilometro segundusegundo artean aldatzen da
*Galaxia handiagoek, azkarrago errotatzen dute
*EK askoz azkarrago igotzen da Sa eta Sb motako galaxientzat, Sd eta Sm motakoentzat baino
*[[Azaleko dizdiradistira]] baxua duten galaxia gehienek, errotazio motela dute
*Materia ilunaren proportzioa: %50 Sa eta Sb motakoentzat eta %90a Sd eta Sm motakoentzat. Soilik beheko muga bat.
 
Errotazio kurba hauen azterketa, oso garrantzitsua da, erlazio esperimentalen bidez, (Tully-Fischer erlazioa kasu), galaxia hauek aurkitzen diren distantzia ezagutzeko balio bait dezaketebaitezakete.
 
== Sailkapenak ==
[[Hubblen sekuentzia]]z gain, galaxia espiralakkiribilak, euren besoen itxuraren arabera ere sailka daitezke. Debra Meloy Elmegreen eta Bruce G. Elmegreen astronomoek, hamabi mota dituen galaxia espiralenkiribilen sailkapen bat garatu dute, 1. motatik, non egitura kaotikodun eta ordenarik gabeko galaxia espiralakkiribilak dauden, 12. motaraino doana, non ondo garatutako bi beso dituzten galaxiak dauden, irudi ikusgarria domeinatzen dutenak, [[Boderen Galaxia|M81]] eta [[Zurrunbilo Galaxia|M51]] kasu, "diseinu handiko espiralakkiribilak" bezala ere ezagutuak, [[NGC 2841]] bezalako galaxietatik igaroz ("galaxia flokulento" bezala ezagutzen direnak), non ondo definitutako egitura espiralikkiribilik ez dagoen, baizik eta beso espiralenkiribilen zati ugari.
 
[[Kategoria:Galaxia motak|espiralkiribil]]
 
[[bg:Спирална галактика]]