Неправильна галактика — Вікіпедія

Непра́вильна гала́ктика (також Іррегулярна галактика або Нерегулярна галактика) — галактика з неправильними зовнішніми обрисами або з нерівномірним розподілом яскравості^[1]. Мають хаотичну аморфну форму, в першу чергу обумовлену гравітаційною взаємодією її зоряного населення та матерії між собою, а також з іншими оточуючими галактиками. Ці форми не належать жодному класу в класифікації Хаббла. Інколи неправильні галактики мають балдж у своєму ядрі або слабковиражену структуру спіральних рукавів^[2]. Неправильні галактики містять також велику кількість газу та пилу.

Серед галактик поля (які не входять до складу скупчень) неправильні галактики становлять близько 4 %. Серед них немає велетенських галактик, їх маса не перевищує 10× 10¹⁰ M^[1]. Більшість неправильних галактик походить від спіральних та еліптичних галактик, що були деформовані під дією потужних гравітаційних сил.

Розрізняють два великі класи неправильних галактик^[1][3][4]:

• До неправильних галактик класу Irr-I (Irr I) належать галактики, що мають залишки якоїсь структури, але вони недостатньо виразні, щоб впевнено включити галактику до якогось класу у послідовності Хаббла. Здебільшого Irr-I галактики є плоскими, але в них немає центрального ядра. Жерар де Вокулер розподілив ці галактики на два підкласи: ті, в яких помітно якусь спіральну структуру (Sm), та ті, в яких її не помітно (Im). Яскравим прикладом останнього підкласу є неправильна галактика M82, у центральній частині якої виявлено хмари газу, що рухаються зі швидкостями понад тисячі км/сек у різних напрямках.
• До неправильних галактик класу Irr-II (Irr II) належать галактики, що взагалі не мають ніякої структури і їх неможливо віднести до якогось класу в послідовності Хаббла. За кольором та плавною зміною яскравості до краю вони схожі на еліптичні галактики, а за спектром — на спіральні галактики, хоча в них не спостерігається типових для спіральних галактик зір-надгігантів та яскравих газових туманностей^[5].

Карликові неправильні галактики, які позначають як dI або dIrrs, до цього класу не належать (їх включають до класу карликових галактик^[6]), хоча еволюцію зазвичай розглядають разом^[7]. Цей тип галактик наразі виявився дуже важливим для розуміння загальної еволюції галактик^{[джерело?]}, оскільки вони здебільшого мають низьку металічність та порівняно високий вміст газової компоненти^{[джерело?]}. Тому карликові неправильні галактики вважають дуже схожими на ранні галактики, котрі населяли молодий Всесвіт. Вони можуть являти собою місцеву популяцію (що утворилася порівняно недавно) і схожа на слабкі блакитні галактики, виявлені в результаті хабблівського глибокого огляду поля галактик.

До неправильних належать галактики, які зазнали викривлення припливними силами внаслідок гравітаційної взаємодії з їх массивними сусідами. Серед них виділяють окрему групу так званих гравітаційно взаємодіючих галактик^[8], між якими спостерігаються «містки» світлої та темної матерії, хвости й тому подібне. Яскравим прикладом такої системи є пара взаємодіючих радіогалактик NGC 4038 та NGC 4039.

До неправильних належать також деякі пекулярні галактики, кожна з яких має зовсім унікальну форму^{[джерело?]}.