Další fází organizace hmoty ve vesmíru jsou galaxie. Typickým příkladem je naše galaxie, Mléčná dráha. Obsahuje asi 10 11 hvězd a má tvar tenkého disku se zesílením ve středu.
Na Obr. Obrázek 39 schematicky ukazuje strukturu naší galaxie Mléčná dráha a ukazuje polohu Slunce v jednom ze spirálních ramen galaxie.

Rýže. 39. Struktura galaxie Mléčná dráha.

Na Obr. Obrázek 40 ukazuje projekci do roviny 16 nejbližších sousedů naší galaxie.

Rýže. 40. 16 nejbližších sousedů naší Galaxie, promítnutých do letadla. LMC a MMC − Velká a malá Magellanova mračna

Hvězdy v galaxiích jsou rozmístěny nerovnoměrně.
Velikost galaxií se pohybuje od 15 do 800 tisíc světelných let. Hmotnost galaxií se pohybuje od 10 7 do 10 12 hmotností Slunce. Většina hvězd a chladného plynu je soustředěna v galaxiích. Hvězdy v galaxiích drží pohromadě kombinované gravitační pole galaxie a temné hmoty.
Naše galaxie Mléčná dráha je typický spirální systém. Hvězdy v galaxii spolu s obecnou rotací galaxií mají také své vlastní rychlosti vzhledem ke galaxii. Oběžná rychlost Slunce v naší galaxii je 230 km/s. Vlastní rychlost Slunce vzhledem ke galaxii je
20 km/s.


E. Hubble
(1889-1953)

Objev světa galaxií patří E. Hubbleovi. V letech 1923–1924, když pozoroval změny ve svítivosti cefeid nacházejících se v jednotlivých mlhovinách, ukázal, že jím objevené mlhoviny jsou galaxie nacházející se mimo naši galaxii, Mléčnou dráhu. Zejména zjistil, že mlhovina Andromeda je další hvězdný systém – galaxie, která není součástí naší galaxie Mléčná dráha. Mlhovina Andromeda je spirální galaxie nacházející se ve vzdálenosti 520 kpc. Příčná velikost mlhoviny Andromeda je 50 kpc.
Studiem radiálních rychlostí jednotlivých galaxií učinil Hubble pozoruhodný objev:

Hubbleův zákon

Vzdálenost R mezi libovolnými dvěma vzdálenými galaxiemi roste s rychlostí v

H = 73.8 ± 2.4 km s -1 megaparsek -1 – Hubbleův parametr.

Rýže. 41. Původní Hubbleův graf z roku 1929 práce.

Rýže. 42. Rychlost odstraňování galaxií v závislosti na vzdálenosti k Zemi.

Na Obr. 42 v počátku souřadnic čtverec ukazuje oblast rychlostí galaxií a vzdáleností k nim, na základě kterých E. Hubble odvodil vztah (9).
Hubbleův objev měl historii. V roce 1914 astronom V. Slipher ukázal, že mlhovina Andromeda a několik dalších mlhovin se pohybují vzhledem ke sluneční soustavě rychlostí asi 1000 km/h. E. Hubbleovi, pracujícímu na největším dalekohledu světa s hlavním zrcadlem o průměru 2,5 m na Mount Wilson Observatory v Kalifornii (USA), se poprvé podařilo rozlišit jednotlivé hvězdy v mlhovině Andromeda. Mezi těmito hvězdami byly hvězdy cefeidy, u kterých je znám vztah mezi periodou změny svítivosti a svítivosti.
Při znalosti svítivosti hvězdy a rychlosti hvězdy získal E. Hubble závislost rychlosti odstraňování hvězd ze Sluneční soustavy v závislosti na vzdálenosti. Na Obr. 41 ukazuje graf z původní práce E. Hubbla.

Rýže. 43. Hubbleův vesmírný dalekohled

Dopplerův jev

Dopplerův efekt je změna frekvence zaznamenané přijímačem, když se zdroj nebo přijímač pohybuje.

Pokud pohybující se zdroj vyzařuje světlo o frekvenci ω, pak je frekvence světla zaznamenaná přijímačem určena vztahem

c je rychlost světla ve vakuu, v je rychlost pohybu zdroje záření vzhledem k přijímači záření, θ je úhel mezi směrem ke zdroji a vektorem rychlosti v referenční soustavě přijímače. θ = 0 odpovídá radiální vzdálenosti zdroje od přijímače, θ = π odpovídá radiálnímu přiblížení zdroje k přijímači.

ČTĚTE VÍCE
Kolik váží průměrný žralok?

Radiální rychlost pohybu nebeských objektů – hvězd, galaxií – se určuje měřením změny frekvence spektrálních čar. Jak se zdroj záření vzdaluje od pozorovatele, vlnové délky se posouvají směrem k delším vlnovým délkám (červený posun). Jakmile se zdroj záření přiblíží k pozorovateli, vlnové délky se posunou směrem ke kratším vlnovým délkám (modrý posun). Zvětšením šířky rozložení spektrální čáry lze určit teplotu emitujícího objektu.
Hubble rozdělil galaxie podle jejich vzhledu do tří velkých tříd:

Rýže. 44. Typy galaxií (spirální, eliptické, nepravidelné).

Charakteristickým znakem spirálních galaxií jsou spirální ramena táhnoucí se ze středu po celém hvězdném disku.
Eliptické galaxie jsou systémy bez struktur eliptického tvaru.
Nepravidelné galaxie mají navenek chaotickou, shlukovou strukturu a nemají žádný konkrétní tvar.
Tato klasifikace galaxií odráží nejen jejich vnější tvary, ale také vlastnosti hvězd v nich.
Eliptické galaxie se skládají převážně ze starých hvězd. V nepravidelných galaxiích hlavní příspěvek k záření pochází od hvězd mladších než Slunce. Ve spirálních galaxiích se nacházejí hvězdy všech věkových kategorií. Rozdíl ve vzhledu galaxií je tedy určen povahou jejich vývoje. V eliptických galaxiích se formování hvězd prakticky zastavilo před miliardami let. Ve spirálních galaxiích pokračuje tvorba hvězd. V nepravidelných galaxiích dochází ke vzniku hvězd stejně intenzivně jako před miliardami let. Téměř všechny hvězdy jsou soustředěny v širokém disku, jehož většinu tvoří mezihvězdný plyn.
Tabulka 19 ukazuje relativní srovnání těchto tří typů galaxií a srovnání jejich vlastností na základě analýzy E. Hubbla.

Hlavní typy galaxií a jejich vlastnosti (podle E. Hubblea)

Procento ve vesmíru

Mléčná dráha – spirální galaxie, ve které se nachází sluneční soustava. Má čočkovitý tvar, Slunce je blízko galaktické roviny galaxie. Galaxie má průměr 100 000–120 000 světelných let a obsahuje asi 100–400 miliard hvězd. Sluneční soustava leží asi 27 000 světelných let od středu galaxie, na vnitřním okraji spirálovité formace koncentrovaného plynu a prachu zvané Orion Arm. V samém středu galaxie je intenzivní rádiový zdroj zvaný Sagittarius A*, což je s největší pravděpodobností supermasivní černá díra. Nejstarší známá hvězda v Galaxii je stará nejméně 13,2 miliardy let. Mléčná dráha, obklopená několika menšími satelitními galaxiemi, je součástí kupy galaxií nazývané Místní skupina, která je zase součástí nadkupy Virgo [1].

Pro pozorovatele na Zemi se hvězdy galaxie spojují do jasného mléčného pruhu na obloze, odtud název Mléčná dráha. Ve srovnání s jinými spirálními galaxiemi má Mléčná dráha poměrně velkou hmotnost a vysokou svítivost [2].

  • 1 Fyzikální vlastnosti
  • 2 Struktura
    • Klasifikace 2.1
    • 2.2 Disk
    • 2.3 Střed galaxie
    • 2.4 Rukávy
    • 2.5 Halo
    • 2.6 Planety a hvězdy
    • 2.7 Umístění sluneční soustavy

    Fyzikální charakteristiky

    Mléčná dráha má průměr asi 100 000 světelných let (30 kiloparseků neboli 9 × 10 17 km) a její centrální disk starých hvězd má průměr přibližně deset tisíc světelných let (9 × 101 15 km). Tloušťka galaxie je asi 1000 světelných let (0,3 kpc). Pro srovnání, kdyby byl průměr Mléčné dráhy sto metrů, pak by průměr sluneční soustavy byl asi jeden milimetr. Odhady hmotnosti galaxie se liší v závislosti na použité metodě a datech. Hmotnost se odhaduje mezi 4×10 a 11×4 hmotností Slunce (M⊙). Měření v roce 2010 poskytla odhad hmotnosti 7×10 M⊙, která je srovnatelná s hmotností galaxie Andromeda. Pouze 10 % hmoty Mléčné dráhy je ve formě hvězdné hmoty, zatímco zbývajících 90 % tvoří temná hmota. Odhaduje se, že obsahuje 100 až 400 miliard hvězd, přesné číslo závisí na počtu málo hmotných hvězd. Za hvězdným diskem se rozprostírá mnohem hustší disk plynu. Nedávná pozorování ukazují, že plynný disk Mléčné dráhy je tlustý asi 12 000 světelných let. Galaktické halo se rozšiřuje směrem ven, ale je omezeno drahami dvou satelitů Mléčné dráhy, Velkého a Malého Magellanova mračna [3].

    Věda přesně neví, kdy vznikla Mléčná dráha, ale nejstarší objevená hvězda v Galaxii je stará asi 13,2 miliardy let, což je zhruba věk vesmíru. Tým, který došel k tomuto závěru, použil UV-viditelný spektrograf na velkém dalekohledu, aby poprvé změřil obsah berylia ve dvou hvězdách v kulové hvězdokupě NGC 6397. To jim umožnilo dospět k závěru, že čas, který uplynul mezi objevením se hvězdokupy. hvězd první generace v Galaxii a výskyt hvězd první generace v hvězdokupě byl mezi dvěma a třemi sty miliony let. Včetně přibližného stáří hvězd v kupě (13,4 ± 0,8 miliardy let) vypočítali přibližné stáří nejstarších hvězd v Mléčné dráze na 13,6 ± 0,8 miliardy let. Na základě této nové technologie se zdá, že disk Mléčné dráhy vznikl před 6,5 až 10,1 miliardami let [4].

    Podle teorie relativity je nemožné hovořit o absolutní rychlosti jakéhokoli kosmického objektu, protože neexistuje jediná inerciální vztažná soustava, podle které by bylo možné určit pohyb Galaxie (každý pohyb musí být relativní k jinému objektu) . Mnoho astronomů věří, že Mléčná dráha se pohybuje rychlostí asi 600 km/s vzhledem k blízkým galaxiím. Odhady rychlosti se velmi liší, od 130 km/s do 1000 km/s. Pokud se Galaxie pohybuje rychlostí 600 km/s, znamená to, že Země urazí 51,84 milionů kilometrů za den nebo více než 18,9 miliardy kilometrů za rok. Tato vzdálenost je asi 4,6krát větší než vzdálenost mezi Zemí a Plutem. Galaxie se pohybuje směrem k souhvězdí Hydra a pravděpodobně se stane součástí galaktické superkupy v Panně. Ve srovnání s kosmickým mikrovlnným zářením na pozadí má pohyb Galaxie jinou rychlost: 552 km/s [5].

    Struktura

    Klasifikace

    Pozorování Spitzerovým dalekohledem v roce 2005 potvrdila důkaz, že Mléčná dráha je spirální galaxie s příčkou. Skládá se z tyčovité oblasti kolem jádra, obklopeného diskem plynu, hvězdného prachu a hvězd. V oblasti disku je několik ramenních struktur ve tvaru logaritmické spirály směřující ven. Rozložení hmoty galaxie je velmi blízké Hubbleově klasifikaci spirálních galaxií s relativně slabými rameny (Sbc). V roce 1970 bylo navrženo, že Mléčná dráha je typu SAB(rs)bc, kde „rs“ označuje přerušenou prstencovou strukturu kolem oblasti jádra. Teprve v 1980. letech 2005. století astronomové navrhli, že Mléčná dráha byla spíše zkrácenou spirálou než jednoduchou spirálou, a pozorování v roce 4 to potvrdila [XNUMX].

    Drive

    Disk je hlavní součástí naší Galaxie z hlediska obsahu hvězdné hmoty. Vědci odhadují, že galaktický disk, vybíhající z galaktického středu v různých směrech, má průměr 70 až 100 tisíc světelných let. V 1980. letech 2005. století astronomové teoretizovali, že Mléčná dráha je spíše zkrácená spirální galaxie než jednoduchá spirální galaxie. Jak bylo uvedeno, tento předpoklad byl potvrzen v roce 0 Spitzerovým vesmírným dalekohledem, který ukázal, že centrální část naší Galaxie je větší, než se dříve myslelo. Ve srovnání se svatozářem se disk otáčí mnohem rychleji. Rychlost otáčení je různá v různých vzdálenostech od středu. Zvyšuje se z 240 km/s ve středu na 2000 km/s ve vzdálenosti 200 světelných let od něj, poté mírně klesá, opět se zvyšuje na přibližně 240-150 km/s a pak zůstává konstantní. Studium zvláštností rotace disku umožňuje vypočítat jeho hmotnost, která se ukazuje být 6 miliardkrát větší než hmotnost Slunce. V blízkosti roviny disku jsou soustředěny mladé hvězdy a hvězdokupy, jejichž stáří nepřesahuje několik miliard let. Mezi nimi jsou velmi jasné a horké hvězdy. Plyn v disku je také koncentrován blízko roviny disku. Plyn je distribuován nerovnoměrně a tvoří četná plynová oblaka o velikosti od jednoho parseku po několik tisíc světelných let [XNUMX].

    Střed galaxie

    Střed Galaxie se nachází v souhvězdí Střelce (α = 265°, δ = −29°). Vzdálenost od Slunce do středu Galaxie se odhaduje na 26 000 – 28 000 světelných let (8,0 – 8,6 kpc). Centrální oblast galaxie o velikosti asi 1 parsek obsahuje dvě hvězdokupy: relativně starou s hmotností 10 6 M⊙ a velmi mladý s hmotností 1,5⋅10 4 M⊙, oba jsou diskovitého tvaru. V oblasti 2×3 parseků kolem středu také není žádný plyn: pravděpodobně ho odnesl hvězdný vítr. Na hranici této oblasti se nachází prstenec plynu, který zřejmě představuje akreční disk černé díry. Galaktický střed je masivní a intenzivní rádiový zdroj poměrně vysoké hmotnosti (nazývaný Sagittarius A*), o kterém se předpokládá, že je supermasivní černá díra. V okruhu 100 parseků od galaktického centra – oblasti často nazývané jádro – probíhá aktivní tvorba hvězd: byly zde objeveny zbytky supernov, zdroje infračerveného záření a obří molekulární mračna. Ve větší vzdálenosti od středu je centrální molekulární zóna – prstencovitá oblast o poloměru 200 parseků, obsahující velké množství molekulárního plynu. Při pohledu z Andromedy by to měla být nejjasnější část naší galaxie [7].

    Rukávy

    Každé rameno popisuje logaritmickou spirálu s otočením přibližně 12 stupňů. Předpokládá se, že pět hlavních ramen začíná od středu galaxie. Na vnější straně hlavních rukávů je vnější kroužek. Hustota plynu v ramenech je několikrát vyšší než hustota ve zbytku disku a je to také místo, kde je tvorba hvězd nejaktivnější. Spirální ramena jsou vlny hustoty, takže spirální obrazec jako celek rotuje jinou rychlostí než hvězdy a plyn.

    Rozložení hmoty v Mléčné dráze, typické pro většinu galaxií, je takové, že oběžná rychlost většiny hvězd příliš nezávisí na jejich vzdálenosti od středu. Bez galaktické výdutě a vnějšího prstence je typická rychlost hvězdy 210 m/s a 240 km/s. V důsledku toho je doba otáčení hvězdy přímo úměrná pouze délce ujeté dráhy. To se liší od situace ve Sluneční soustavě, kde dominuje gravitační dynamika dvou těles a různé dráhy mají výrazně odlišné rychlosti. Tento rozdíl je jedním z hlavních důkazů existence temné hmoty. Dalším zajímavým aspektem je problém navíjení spirálových ramen. Pokud předpokládáme, že vnitřní části ramen rotují rychleji než vnější, pak se galaxie roztočí do takové míry, že se spirální struktura zploští. Ale to není vidět ve spirálních galaxiích; místo toho astronomové předpokládají, že ramena vznikla jako výsledek husté vlny hmoty emitované z galaktického centra [8].

    Halo

    Galaktický disk je obklopen kulovým halem starých hvězd a kulových hvězdokup, z nichž 90 % je ve vzdálenosti do 100 000 světelných let, což naznačuje průměr hvězdného halo (téměř kulového) 200 000 světelných let. V halu není žádná aktivní tvorba hvězd. Halo obsahuje jen několik procent všech hvězd v Mléčné dráze – jeho hvězdná hmotnost je asi 10 9 M⊙, zatímco halo obsahuje velké množství temné hmoty [9].

    Planety a hvězdy

    Mléčná dráha obsahuje nejméně 100 miliard hvězd, ale může obsahovat až 400 miliard hvězd. Jejich přesný počet závisí na počtu málo hmotných trpaslíků, které je obtížné odhalit, zejména ve vzdálenosti více než 300 světelných let od Slunce. Pro srovnání, sousední galaxie Andromeda obsahuje asi jeden bilion hvězd. Prostor mezi hvězdami je vyplněn diskem plynu a prachu, který se nazývá mezihvězdné médium. Tloušťka této vrstvy plynu se pohybuje od stovek světelných let ve studeném plynu až po tisíce světelných let v teplém plynu [10].

    Různá pozorování naznačují, že s hvězdami může být spojeno tolik planet, kolik je hvězd v Mléčné dráze. Podle výzkumu z roku 2013 obsahuje Mléčná dráha alespoň jednu planetu na hvězdu, což má za následek 100 až 400 miliard planet. Astronomové 4. listopadu 2013 oznámili na základě dat z dalekohledu Kepler, že v obyvatelných zónách hvězd podobných Slunci a červených trpaslíků v galaxii Mléčná dráha by mohlo být až 40 miliard planet velikosti Země. 11 miliard těchto planet může obíhat hvězdy jako Slunce. Podle vědců může být nejbližší taková planeta ve vzdálenosti 12 světelných let od Země.

    Může existovat více planet velikosti Země než plynných obrů. Disk hvězd v Mléčné dráze nemá ostrou hranici, za kterou už žádné hvězdy nejsou. Místo toho koncentrace hvězd klesá s rostoucí vzdáleností od galaktického středu. Z nejasných důvodů za poloměrem asi 40 000 světelných let (13 kpc) od středu počet hvězd na kubický parsek klesá mnohem rychleji s rostoucím poloměrem. Kolem galaktického disku je galaktické halo hvězd a kulových hvězdokup, které se rozprostírá směrem ven, ale jeho velikost je omezena dráhami dvou satelitů naší galaxie, Velkého a Malého Magellanova mračna, jejichž nejbližší přiblížení ke galaktickému středu je asi 180 000 světelných let. (55 kpc).

    Umístění sluneční soustavy

    Slunce (a tedy i Země) se nachází poblíž vnitřního kruhu galaxie Orion Arm, v Gouldově pásu, v hypotetické vzdálenosti 7,62 ± 0,32 kpc (27200 ± 1100 světelných let) od středu Galaxie. Vzdálenost mezi místním a dalším vnějším ramenem, ramenem Perseus, je asi 6500 světelných let [11].

    Slunce a s ním i Sluneční soustava se nachází v tzv. galaktické obyvatelné zóně. V kouli o poloměru 15 parseků (49 světelných let) od Slunce je asi 208 hvězd jasnějších než absolutní magnituda 8,5, což dává hustotu jedné hvězdy na 69 parseků krychlových nebo jedné hvězdy na 2360 světelných let krychlových. Na druhé straně existuje 64 známých hvězd (jakékoli velikosti, kromě čtyř hnědých trpaslíků) v okruhu pěti parseků (16 světelných let) od Slunce, což dává hustotu asi jedné hvězdy na 8,2 parseků krychlových nebo jedné hvězdy na 284 krychlových světelných let [ jedenáct] .

    Hlavní směr pohybu Slunce směřuje ke hvězdě Vega, poblíž souhvězdí Herkula, pod úhlem asi 60 stupňů na obloze od galaktického středu. Očekává se, že galaktická dráha Slunce bude zhruba eliptická, s dalšími poruchami způsobenými spirálními galaktickými rameny a nerovnoměrným rozložením hmoty. Kromě toho Slunce osciluje nahoru a dolů vzhledem ke galaktické rovině přibližně 2,7krát za otáčku. Předpokládalo se, že tyto výkyvy se shodují s obdobími masového vymírání na Zemi. Reanalýza založená na datech CO však nedokázala najít korelaci mezi těmito dvěma. Jedna revoluce kolem galaktického středu trvá sluneční soustavě asi 240 milionů let, což je období známé jako galaktický rok. Předpokládá se, že od svého vzniku Slunce udělalo 18-20 otáček kolem středu galaxie [11].

    Poznámky

    1. ↑GALAXIE • Velká ruská encyklopedie – elektronická verze(nespecifikováno) . old.bigenc.ru. Datum přístupu: 30. března 2023.
    2. ↑Anatomie Velké spirály | Publikace | Okolo světa(Ruština) . www.vokrugsveta.ru. Datum přístupu: 30. března 2023.
    3. ↑Jak daleko musíte letět, abyste plně viděli velikost galaxie Mléčná dráha?(Ruština) . TechInsider. Datum přístupu: 30. března 2023.
    4. ↑ 4,04,1Astronet > Mléčná dráha – spirála s příčkou(nespecifikováno) . www.astronet.ru. Datum přístupu: 30. března 2023.
    5. ↑ROTACE GALAXIE • Velká ruská encyklopedie – elektronická verze(nespecifikováno) . old.bigenc.ru. Datum přístupu: 30. března 2023.
    6. ↑melnikováMléčná dráha – struktura, složení, vznik a vývoj(Ruština)(nespecifikováno)?. Prostor na nás čeká (13. června 2022). Datum přístupu: 30. března 2023.
    7. ↑Astronet > Cesta do středu Galaxie(nespecifikováno) . www.astronet.ru. Datum přístupu: 30. března 2023.
    8. ↑Redakce.Kdy a kde získala Mléčná dráha svá spirální ramena?(Ruština) . Nahá věda (14. února 2014). Datum přístupu: 30. března 2023.
    9. ↑Sergej Vasiljev.Astronomové objevili velikost tmavého halo naší Galaxie(Ruština) . Nahá věda (24. března 2020). Datum přístupu: 30. března 2023.
    10. ↑Kolik hvězd je v naší galaxii?(nespecifikováno) . www.astronews.ru. Datum přístupu: 30. března 2023.
    11. ↑ 11,011,111,2Denisov O.V.Mléčná dráha: struktura a velikost naší galaxie, počet hvězd v ní, hmotnost, struktura(Ruština)(nespecifikováno)?. Mirax (7. července 2021). Datum přístupu: 30. března 2023.

    Tento článek má stav „připraveno“. To sice nevypovídá o kvalitě článku, ale hlavní téma už dostatečně pokryl. Pokud chcete článek vylepšit, klidně jej upravte!