A galaxie Jedná se o konglomeraci astronomických objektů a hmoty, jako jsou mraky plynu a prachu, miliardy hvězd, mlhoviny, planety, asteroidy, komety, černé díry a dokonce i spousta temné hmoty, vše strukturované díky gravitační síle.
Naše sluneční soustava je součástí velké spirální galaxie zvané mléčná dráha. Tento název odvozený z řečtiny lze přeložit jako „mléčnou cestu“, vzhledem k jeho podobnosti se slabě osvětleným pásmem, které prochází nebeskou sférou..
Za jasných letních nocí ji lze velmi dobře pozorovat mezi souhvězdími Štíra a Střelce, protože v tomto směru je jádro a hustota hvězd je mnohem vyšší..
Rejstřík článků
Velký řecký myslitel a matematik Demokritos z Abdery (460–370 př. N. L.) Jako první naznačil - v jeho době neexistovaly žádné dalekohledy -, že Mléčnou dráhu ve skutečnosti tvoří tisíce hvězd tak daleko, že je nelze odlišit ostatní.
Chvíli trvalo, než s ním Galileo (1564-1642) souhlasil, když při míření dalekohledem zjistil, že na obloze je více hvězd, než dokáže spočítat.
Byl to německý filozof Immanuel Kant (1724 - 1804), který spekuloval, že Mléčnou dráhu tvoří tisíce dalších solárních systémů a že celek má eliptický tvar a rotuje rytmicky kolem středu..
Dále také navrhl, aby existovaly další sady hvězd a planet, jako je Mléčná dráha, a nazval je ostrovní vesmíry. Tyto ostrovní vesmíry by byly viditelné ze Země jako malé slabé skvrny světla..
O 20 let později, v roce 1774, se objevil Messierův katalog, kompilace 103 dosud viditelných objektů hlubokého vesmíru od francouzského astronoma Charlese Messiera (1730-1817).
Mezi nimi byli někteří kandidáti na ostrovní vesmíry, které byly známé jednoduše jako mlhoviny. Mlhovina M31 byla jednou z nich, dnes je známá jako sousední galaxie Andromeda.
William Herschel (1738-1822) rozšířil seznam objektů hlubokého vesmíru na 2500 a nejprve popsal tvar Mléčné dráhy. Vědci si však dosud neuvědomili, že určité mlhoviny, jako například M31, byly samy o sobě obrovskými konglomeráty hvězd podobných Mléčné dráze..
Byl zapotřebí dalekohled s dostatečným rozlišením a mohl být zakoupen v roce 1904, kdy byl obrovský dalekohled na observatoři Mount Wilson v Kalifornii postaven se zrcadlem o průměru 100 palců. Až do té doby se ukázalo, že velikost vesmíru je jasná, protože již tak ohromná Mléčná dráha je jen galaxií, mezi nespočetnými konglomeráty..
V roce 1924 se Edwinu Hubblovi (1889-1953) podařilo změřit vzdálenost k jedné z těchto spirálních mlhovin pozorováním hvězd typu cepheidy v objektu M31, nejpozoruhodnější spirálovité mlhovině jménem Andromeda.
Cefeidy jsou hvězdy, které pravidelně mění svůj jas a to je úměrné době. Nejjasnější mají delší období.
Do té doby Harold Shapley (1885-1972) odhadl velikost Mléčné dráhy, ale byla tak velká, že byl přesvědčen, že mlhovina Andromeda je ve vnitřku Mléčné dráhy..
Hubble však určil, že vzdálenost k cefeidům v Andromedě byla mnohem větší než velikost Mléčné dráhy, a proto ji v ní nelze najít. Andromeda, stejně jako Mléčná dráha, byla samostatnou galaxií, i když se jí dlouho říkalo „extragalaktická mlhovina“.
Galaxie mají tvar a jak uvidíme později, lze je klasifikovat podle tohoto kritéria. Obsahují také hmotu a vůbec to nejsou statické entity, protože mají pohyb.
Existují obrovské a velmi jasné galaxie, jako je Mléčná dráha a Andromeda, a také galaxie zvané „trpaslíci“, až tisíckrát méně jasné. Abyste se seznámili s velikostmi, je užitečné znát některé jednotky měření používané v astronomii. Nejprve máme světelný rok.
Světelný rok je jednotka vzdálenosti, která se rovná vzdálenosti, kterou světlo urazí za jeden rok. Protože rychlost světla je 300 000 km / s, vynásobená počtem sekund za 365 dní, je výsledek přibližně 9 a půl miliardy kilometrů..
Pro srovnání je vzdálenost mezi Sluncem a Zemí 8,5 světelných minut, asi 150 milionů kilometrů, což je zhruba ekvivalent jedné AU nebo astronomické jednotky, užitečné při měřeních ve sluneční soustavě. Další nejbližší hvězdou ke Slunci je Proxima Centauri ve vzdálenosti 4,2 světelného roku.
Z UA vzniká další široce používaná jednotka: parsec nebo paralaxa obloukové sekundy. To, že je bod ve vzdálenosti parsec, znamená, že jeho paralaxa se rovná 1 obloukové vteřině mezi Zemí a Sluncem. Následující obrázek to objasňuje:
Velikosti galaxií jsou extrémně různé, od tak malých, že sotva mají tisíc hvězd, až po obří eliptické galaxie, o kterých si podrobně povíme později..
Máme tedy naši Mléčnou dráhu o průměru asi 100 000 světelných let, což je velká galaxie, ale ne největší. NGC 6872 má průměr 520 000 světelných let, přibližně 5krát větší než průměr Mléčné dráhy a je největší dosud známou spirální galaxií..
Galaxie nejsou statické. Obecně řečeno, hvězdy a mraky plynu a prachu mají rotační pohyby kolem středu, ale ne všechny části galaxie se otáčejí stejnou rychlostí. Hvězdy ve středu rotují rychleji než ty vnější, jak se tomu říká diferenciální rotace.
Pokud jde o chemické složení, nejběžnějšími prvky ve vesmíru jsou vodík a hélium. Uvnitř hvězd, jako je reaktor s jadernou fúzí, se nejtěžší prvky, které známe, tvoří periodickou tabulkou.
Barva a svítivost galaxií se časem mění. Mladší galaxie jsou modřejší a jasnější než starší.
Galaxie ve tvaru elipsy mají sklon k červené barvě s mnoha staršími hvězdami, zatímco nepravidelné jsou nejmodřejší. Ve spirálních galaxiích je modrá soustředěna směrem ke středu a červená směrem k okraji.
Při pozorování galaxie lze identifikovat následující struktury, které jsou přítomny v Mléčné dráze, která byla brána jako model, protože je nejlépe studována:
Dvě základní struktury naší galaxie jsou disk a halo. Disk je ve střední rovině definované galaxií a obsahuje velké množství mezihvězdného plynu, z něhož vznikají nové hvězdy. Obsahuje také staré hvězdy a otevřené hvězdokupy - špatně strukturované seskupení hvězd-.
Je třeba poznamenat, že ne všechny galaxie mají stejnou rychlost tvorby hvězd. Předpokládá se, že eliptické galaxie mají mnohem nižší rychlost, na rozdíl od spirál.
Slunce se nachází v galaktickém disku Mléčné dráhy v rovině symetrie a stejně jako všechny hvězdy na disku obíhá kolem galaxie po dráze přibližně kruhové a kolmé k galaktické ose otáčení. Dokončení jedné oběžné dráhy trvá asi 250 milionů let.
Halo pokrývá galaxii s méně hustým sféroidním objemem, protože je to oblast s mnohem menším množstvím prachu a plynu. Obsahuje kulové hvězdokupy, hvězdy seskupené působením gravitace a mnohem starší než disk, jednotlivé hvězdy a také tzv temná hmota.
Temná hmota je druh hmoty, jejíž povaha není známa. Za svůj název vděčí skutečnosti, že nevyzařuje elektromagnetické záření, a jeho existence byla navržena k vysvětlení skutečnosti, že hvězdy venku se pohybují rychleji, než se očekávalo..
Rychlost, jakou se hvězda pohybuje vzhledem ke středu galaxie, závisí na tom, jak je hmota distribuována, protože díky gravitační přitažlivosti zůstává hvězda na oběžné dráze. Rychlejší rychlost znamená, že existuje více hmoty, kterou nelze vidět: temnou hmotu.
Kromě disku a halo je v galaxii boule, centrální boule nebo galaktické jádro, kde je větší hustota hvězd, a proto jsou velmi světelné.
Její tvar je přibližně sférický - i když Mléčná dráha připomíná spíše arašídy - a v jejím středu je jádro tvořené černou dírou, což se v mnoha galaxiích, zejména ve spirálních, jeví jako běžné..
Objekty, které jsou v blízkosti jádra, se otáčejí, jak jsme řekli, mnohem rychleji než ty, které jsou dále. Tam je rychlost úměrná vzdálenosti do středu.
Některé spirální galaxie, jako je ta naše, mají tyč, strukturu, která prochází středem a ze které vycházejí spirální ramena. Spirálních galaxií s příčkou je více než s příčkou.
Předpokládá se, že tyče umožňují transport hmoty z konců do baňky a zesilují ji podporou tvorby hvězd v jádru.
První věc, kterou oceňujeme při pozorování galaxií dalekohledem, je jejich tvar. Velká galaxie Andromeda má například spirálovitý tvar, zatímco její doprovodná galaxie NGC 147 je eliptická..
Systém klasifikace galaxií je založen na tvaru, který mají, a v současné době je nejpoužívanější ladička nebo Hubbleova sekvence, vytvořil kolem roku 1926 Edwin Hubble a později sám a další astronomové upravili, jak se objevily nové informace.
Hubble navrhl schéma ve víře, že představuje nějaký druh vývoje galaxií, ale dnes je známo, že tomu tak není. V pořadí se pro označení galaxií používají písmena: E pro eliptické galaxie, S pro spirální galaxie a Irr pro ty nepravidelné..
Vlevo, na krku ladičky, jsou eliptické galaxie reprezentované písmenem E. Hvězdy, které je tvoří, jsou distribuovány víceméně jednotným způsobem..
Číslo, které písmeno doprovází, naznačuje, jak eliptická je galaxie -elipticita-, počínaje E0, která je nejvíce sférická, až po E7, která je nejplošší. Nebyly pozorovány žádné galaxie s elipticitou větší než 7. Tento parametr označujeme jako є:
Є = 1 - (β / ɑ)
S α a β jako největší a nejmenší zdánlivé poloosy elipsy. Tato informace je však relativní, protože máme pouze pohled ze Země. Například není možné zjistit, zda je galaxie zobrazená na okraji eliptická, čočková nebo spirální..
Obří eliptické galaxie patří mezi největší objekty ve vesmíru. Jsou nejsnáze pozorovatelné, i když mnohem menší verze, tzv eliptické trpasličí galaxie mnohem více.
Lentikulární galaxie jsou ve tvaru disku, bez spirálních ramen, ale lze je blokovat. Jejich nomenklatura je S0 nebo SB0 a jsou přímo na vidličce postavy. V závislosti na množství prachu (oblasti s vysokou absorpcí) na disku se dělí na S01, SB01 až S03 a SB03.
S galaxie jsou správné spirální galaxie, zatímco SB jsou spirální galaxie s příčkou, protože se zdá, že spirály vyčnívají z tyče skrz centrální vydutí. Drtivá většina galaxií má tento tvar.
Obě třídy galaxií se vyznačují mírností spirálních ramen a jsou označeny malými písmeny. Ty jsou určeny porovnáním velikosti největší boule s délkou disku: L boule / L disk.
Například pokud je tento kvocient ≈ 0,3, jsou galaxie označeny jako Sa, pokud jde o jednoduchou spirálu, nebo SBa, pokud je blokována. V nich se spirály zdají být těsnější a koncentrace hvězd v náručí je jemnější..
Jak sekvence pokračuje doprava, spirály vypadají volnější. Poměr boule / disk těchto galaxií je: B boule / L disk ≈ 0,05.
Pokud má galaxie střední charakteristiky, lze přidat až dvě malá písmena. Například Mléčná dráha je některými klasifikována jako SBbc.
Jedná se o galaxie, jejichž tvar neodpovídá žádnému ze vzorů popsaných výše..
Sám Hubble je rozdělil do dvou skupin: Irr I a Irr II, kde první jsou jen o něco organizovanější než druhá, protože mají něco, co připomíná tvar spirálních ramen..
Galaxie Irr II jsou, dalo by se říci, amorfní a bez rozpoznatelné vnitřní struktury. Irr I i Irr II jsou obvykle menší než eliptické galaxie nebo majestátní spirální galaxie. Někteří autoři je raději označují jako trpasličí galaxie. Mezi nejznámější nepravidelné galaxie patří sousední Magellanovy mraky, klasifikované jako Irr I..
Po zveřejnění Hubbleovy sekvence navrhl francouzský astronom Gerard de Vaucouleurs (1918-1995) odstranit názvosloví Irr I a Irr II a nazvat Irr I, které mají některá spirální ramena, jako galaxie Sd - SBd, Sm - SBm nebo Im („m“ je pro Magellanova galaxie).
A konečně, galaxie, jejichž tvar je skutečně nepravidelný a bez náznaku spirál, se jednoduše nazývají Ir. Díky tomu moderní klasifikace zůstala taková:
EO, El,…, E7, SOl, S02, S03, Sa, SBa, Sab, SBab, Sb, SB, Sbc, SBc, Sc, SBc, Scd, SBcd, Sd, SBd, Sm, SBm, Im, Ir.
Formace galaxií je v současné době předmětem aktivní diskuse. Kosmologové věří, že raný vesmír byl docela temný, plný mraků plynu a temné hmoty. To je způsobeno teorií, že první hvězdy vznikly po několika stovkách milionů let po velký třesk.
Jakmile je hvězdný výrobní mechanismus zaveden, ukázalo se, že má rychlost a pokles. A protože hvězdy tvoří galaxie, existují různé mechanismy, které vedou ke vzniku galaxií.
Gravitační přitažlivost je pravěká síla, která uvádí do pohybu tvorbu kosmických objektů. Malá akumulace hmoty v určitém okamžiku přitahuje více hmoty a začne se hromadit.
Předpokládá se, že Mléčná dráha začala tímto způsobem: malé akumulace hmoty, které nakonec vedly ke globulárním shlukům halo, mezi nimiž jsou nejstarší hvězdy v galaxii..
Rotace je vlastní akumulaci hmoty, která následovala po tomto počátečním období vzniku hvězd. A s rotací se vytvoří moment hybnosti, jehož konzervace způsobila zhroucení sférické hmoty a přeměnila ji na plochý disk.
Velikost galaxií se může zvětšovat sloučením s jinými menšími galaxiemi. Předpokládá se, že tomu tak je dnes u Mléčné dráhy a jejích menších sousedů, Magellanových mraků..
Další fúzí očekávanou ve velmi vzdálené budoucnosti je srážka s Andromedou, která se na rozdíl od většiny galaxií blíží nám. Andromeda je v současné době 2,2 milionu světelných let daleko.
Ačkoli je většina prostoru prázdná, podle odhadů existují miliony galaxií, z nichž asi 100 bilionů je. Jiní odhadují 2 biliony galaxií. Většina vesmíru zůstává neprozkoumaná a na tuto otázku neexistuje přesná odpověď..
Za pouhých 12 dní našel Hubbleův vesmírný dalekohled 10 000 galaxií nejrůznějších forem. Skutečný celkový počet galaxií ve vesmíru není znám. Při pozorování dalekohledem je nutné zdůraznit, že jdete dále nejen v dálce, ale v čase.
Sluneční světlo, které vidíme, nám trvalo 8,5 minuty. Pohled na Andromedu, který pozorujeme dalekohledem, je před 2,2 miliony let. Proto je to, co vidíme ze Země, v dosahu pozorovatelný vesmír. Prozatím neexistuje způsob, jak vidět, co leží dál.
Jedním ze způsobů, jak odhadnout, kolik galaxií je v pozorovatelném vesmíru, je pořizování extrémně hlubokých záběrů z HST nebo XDF, představující malou oblast nebeské sféry.
Na jednom takovém záběru bylo 5500 galaxií nalezeno 13,2 miliardy světelných let daleko. Vynásobením této hodnoty množstvím XDF celé nebeské sféry odhadli zmíněných 100 000 milionů galaxií..
Všechno nasvědčuje tomu, že v dřívějších dobách existovalo více galaxií než nyní, ale menší, modré a nepravidelného tvaru než elegantní spirální galaxie, které dnes vidíme..
Navzdory své obrovské velikosti nejsou galaxie osamělé, ale jsou seskupeny do hierarchických struktur.
Mléčná dráha patří do takzvané Místní skupiny, ve které jsou všichni členové - asi 54 - ve vzdálenosti ne větší než 1 Mega-parsek. Potom hustota galaxií klesá, dokud se neobjeví další shluk podobný místní skupině.
Mezi ohromnou rozmanitostí nalezených galaxií stojí za zmínku několik překvapivých příkladů kvůli jejich zvláštnostem:
Největší dosud nalezené galaxie jsou ve středu kup galaxií. Jsou to obrovské eliptické galaxie, jejichž gravitace přitahuje další galaxie a pohlcuje je. V těchto galaxiích je rychlost tvorby hvězd velmi nízká, takže aby neustále rostly, uvězňují ostatní.
Aktivní galaxie, na rozdíl od normálnějších a klidnějších, jako je Mléčná dráha, vyzařují frekvence velmi vysoké energie, mnohem vyšší než ty, které vyzařují jádra hvězd, běžné v každé galaxii.
Tyto vysokoenergetické frekvence, jejichž síla se rovná miliardám sluncí, vycházejí z jádra objektů kvasary, objeven v roce 1963. Překvapivě je kvasar, jeden z nejjasnějších objektů ve vesmíru, schopný udržet tuto rychlost po miliony let.
The Seyfertovy galaxie jsou dalším příkladem aktivních galaxií. Dosud jich bylo objeveno několik set. Jeho jádro vyzařuje vysoce ionizované záření, proměnlivé v čase.
Předpokládá se, že v blízkosti centra proudí k centrální černé díře obrovské množství plynného materiálu. Ztráta hmoty uvolňuje sálavou energii v rentgenovém spektru.
The rádiové galaxie jsou to eliptické galaxie, které emitují velké množství rádiových frekvencí, desetkrát více než běžné galaxie. V těchto galaxiích jsou zdroje - rádiové laloky - spojené vlákny hmoty s galaktickým jádrem, které emitují elektrony v přítomnosti intenzivního magnetického pole..
Zatím žádné komentáře