Galaxy - Galaxy

NGC 4414 , typická spirální galaxie v souhvězdí Coma Berenices , má průměr přibližně 55 000  světelných let a přibližně 60 milionů světelných let od Země.

Galaxie je gravitačně vázaný systém hvězd , hvězdných zbytků , mezihvězdného plynu , prachu a temné hmoty . Slovo je odvozeno z řeckých galaxií ( γαλαξίας ), doslova „mléčný“, což je odkaz na Mléčnou dráhu . Velikost galaxií se pohybuje od trpaslíků s pouhými několika stovkami milionů ( 108 ) hvězd až po obry se sto biliony ( 1014 ) hvězd, z nichž každá obíhá kolem těžiště své galaxie .

Galaxie jsou rozděleny do kategorií podle jejich vizuální morfologie jako eliptický , spirály , nebo nepravidelný . Předpokládá se, že mnozí mají ve svém středu supermasivní černé díry . Centrální černá díra Mléčné dráhy, známá jako Sagittarius A* , má hmotnost čtyř miliónůkrát větší než Slunce . V březnu 2016 je GN-z11 nejstarší a nejvzdálenější pozorovanou galaxií. Má vzdálenost od Země 32 miliard světelných let a je považován za existující pouhých 400 milionů let po Velkém třesku .

V roce 2021 byla data z vesmírné sondy NASA New Horizons použita k revizi předchozího odhadu na zhruba 200 miliard galaxií (2 × 10 11 ), které následovalo podle odhadu z roku 2016, že existují dva biliony (2 × 10 12 ) nebo více galaxií v pozorovatelném vesmíru , celkově a podle odhadů1 × 10 24 hvězd (více hvězd než všechna zrnka písku na všech plážích planety Země ). Většina galaxií má průměr 1 000 až 100 000 parseků (přibližně 3 000 až 300 000 světelných let ) a jsou od sebe odděleny vzdálenostmi řádově v milionech parseků (neboli megaparseků). Pro srovnání, Mléčná dráha má průměr nejméně 30 000 parseků (100 000 ly) a je od galaxie Andromeda , jejího nejbližšího velkého souseda, oddělena 780 000 parseky (2,5 milionu ly.)

Prostor mezi galaxiemi je naplněn řídkou plyn ( mezigalaktickou médium ) s průměrnou hustotou menší než jeden atom na krychlový metr. Většina galaxií je gravitačně organizována do skupin , kup a superkup . Mléčná dráha je součástí místní skupiny , kterou ovládá společně s Andromedě . Tato skupina je součástí Panny nadkupy . V největším měřítku jsou tyto asociace obvykle uspořádány do listů a vláken obklopených obrovskými dutinami . Místní skupina i Panna nadkupa jsou obsaženy v mnohem větší kosmické struktuře jménem Laniakea .

Etymologie

Slovo galaxie bylo vypůjčeno prostřednictvím francouzské a středověké latiny z řeckého výrazu pro Mléčnou dráhu, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) „mléčný (kruh)“, pojmenovaný podle svého vzhledu jako mléčný pás světla na obloze. V řeckém bájesloví , Zeus umístí svého syna nese smrtelnou ženou, kojenecké Heracles , na Hera ‚s prsou, zatímco ona spí, takže dítě ji bude pít mléko božské a tedy nesmrtelné. Hera se probouzí při kojení a pak si uvědomí, že kojí neznámé dítě: odstrčí dítě pryč, část jejího mléka se rozlije a vytvoří pás světla známý jako Mléčná dráha.

V astronomické literatuře se velké slovo „Galaxie“ často používá k označení naší galaxie, Mléčné dráhy , aby se odlišila od ostatních galaxií v našem vesmíru . Anglický výraz Milky Way lze vysledovat až k příběhu Chaucera c.  1380 :

Podívejme se tam, lo, do galaxie,
 která muži lepí Milky Wey ,
 protože hit je whyt.

-  Geoffrey Chaucer, Dům slávy

Galaxie byly původně objeveny teleskopicky a byly známé jako spirální mlhoviny . Většina astronomů z 18. až 19. století je považovala buď za nevyřešené hvězdokupy, nebo za anagalaktické mlhoviny , a byly považovány pouze za součást Mléčné dráhy, ale jejich skutečné složení a povaha zůstávaly tajemstvím. Pozorování pomocí větších dalekohledů několika blízkých jasných galaxií, jako je galaxie Andromeda , je začala rozdělovat na obrovské slepence hvězd, ale založené jednoduše na zjevné slabosti a naprosté populaci hvězd je skutečné vzdálenosti těchto objektů umístily daleko za Mléčnou Způsob. Z tohoto důvodu se jim lidově říkalo ostrovní vesmíry , ale tento termín se rychle přestal používat, protože slovo vesmír naznačovalo celistvost existence. Místo toho se staly známými jednoduše jako galaxie.

Nomenklatura

Byly katalogizovány desítky tisíc galaxií, ale jen některé mají dobře zavedená jména, jako je galaxie Andromeda , Magellanovo mračno , galaxie Whirlpool a galaxie Sombrero . Astronomové pracují s čísly z určitých katalogů, jako je Messierův katalog , NGC ( Nový obecný katalog ), IC ( Indexový katalog ), CGCG ( Katalog galaxií a kup galaxií ), MCG ( Morfologický katalog galaxií ) , UGC ( Uppsala General Catalogue of Galaxies) a PGC ( Catalogue of Principal Galaxies , also known as LEDA). Všechny známé galaxie se objevují v jednom nebo více těchto katalozích, ale pokaždé pod jiným číslem. Například Messier 109 (nebo „M109“) je spirální galaxie s číslem 109 v Messierově katalogu. Má také označení NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269-023, MCG +09-20-044 a PGC 37617 (nebo LEDA 37617). Miliony slabších galaxií jsou známy svými identifikátory při průzkumech oblohy , jako je Sloan Digital Sky Survey , ve kterém je M109 katalogizována jako SDSS J115735.97+532228.9.

Historie pozorování

Poznání, že žijeme v galaxii, která je jedním z mnoha, se vyrovná hlavním objevům o Mléčné dráze a dalších mlhovinách .

mléčná dráha

Řecký filozof Democritus (450–370 př. N. L.) Navrhl, aby se jasný pás na noční obloze známý jako Mléčná dráha skládal ze vzdálených hvězd. Aristoteles (384–322 př. N. L.) Však věřil, že Mléčná dráha byla způsobena „zapálením ohnivého výdechu některých hvězd, které byly velké, početné a blízko sebe“, a že „zapálení probíhá v horní části atmosféry „v oblasti světa, která je spojitá s nebeskými pohyby “. Neoplatonist filozof Olympiodorus mladší ( c.  495 -570 nl) byl kritický vůči tomuto názoru a tvrdí, že v případě, že Mléčná dráha byla nacházející se pod měsícem (nacházející se mezi Zemí a Měsícem) by měla vypadat jinak v různých časech a místech na Zemi, a to tak by měl mít paralaxu , což ne. Podle jeho názoru byla Mléčná dráha nebeská.

Podle Mohani Mohameda provedl arabský astronom Alhazen (965–1037) první pokus o pozorování a měření paralaxy Mléčné dráhy, a tak „určil, že protože Mléčná dráha neměla paralaxu, musí být vzdálená od Země, nepatřit do atmosféry. " Perský astronom al-Bīrūnī (973–1048) navrhl, aby galaxie Mléčná dráha byla „sbírkou nesčetných fragmentů povahy mlhavých hvězd“. Andaluský astronoma Ibn Bâjjah ( „Avempace“, d. 1138) navrhl, že to bylo složeno z mnoha hvězd, které se téměř dotýkaly navzájem a se zdají být kontinuální obraz v důsledku vlivu refrakce z nacházející se pod měsícem materiálu s odvoláním na jeho pozorování spojení Jupitera a Marsu jako důkaz toho, že k tomu došlo, když byly poblíž dva objekty. Ve 14. století navrhl Ibn Qayyim narozený v Sýrii, že galaxie Mléčné dráhy je „nesčetné množství drobných hvězd spojených dohromady ve sféře fixních hvězd“.

Tvar Mléčné dráhy odhadovaný podle počtu hvězd Williamem Herschelem v roce 1785; předpokládalo se, že sluneční soustava je blízko centra.

Skutečný důkaz o Mléčné dráze skládající se z mnoha hvězd přišel v roce 1610, kdy italský astronom Galileo Galilei použil dalekohled ke studiu a zjistil, že je složen z velkého počtu slabých hvězd. V roce 1750 anglický astronom Thomas Wright ve své původní teorii nebo nové hypotéze vesmíru správně spekuloval, že by to mohlo být rotující těleso velkého počtu hvězd držených pohromadě gravitačními silami, podobné sluneční soustavě, ale ve větším měřítku a že výsledný disk hvězd lze z naší perspektivy uvnitř vidět jako pás na obloze. Immanuel Kant ve svém pojednání z roku 1755 rozpracoval Wrightovu představu o struktuře Mléčné dráhy.

První projekt popisující tvar Mléčné dráhy a polohu Slunce provedl William Herschel v roce 1785 spočítáním počtu hvězd v různých oblastech oblohy. Vytvořil diagram tvaru galaxie se sluneční soustavou blízko středu . Pomocí rafinovaného přístupu Kapteyn v roce 1920 dospěl k obrazu malé elipsoidové galaxie (průměr asi 15 kiloparseků) se Sluncem blízko středu. Odlišná metoda od Harlow Shapleyové založená na katalogizaci kulových hvězdokup vedla k radikálně odlišnému obrazu: plochý disk o průměru přibližně 70 kiloparseků a Slunce daleko od středu. Obě analýzy nepodařilo vzít v úvahu absorpci světla od mezihvězdného prachu přítomného v galaktické roviny ; ale poté, co Robert Julius Trumpler kvantifikoval tento efekt v roce 1930 studiem otevřených kup , objevil se současný obraz naší hostitelské galaxie.

Rozdíl od ostatních mlhovin

Několik galaxií mimo Mléčnou dráhu je viditelných v temné noci pouhým okem , včetně galaxie Andromeda , velkého Magellanovho mraku , Malého Magellanovho oblaku a galaxie Triangulum . V 10. století provedl perský astronom Al-Sufi nejdříve zaznamenanou identifikaci galaxie Andromeda a popsal ji jako „malý oblak“. V roce 964 pravděpodobně ve své Knize stálých hvězd zmínil Velký Magellanov oblak (odkazoval na „Al Bakra jižních Arabů“, protože při sklonu asi 70 ° jižně nebylo vidět, kde žil); Evropanům to nebylo dobře známo až do Magellanovy plavby v 16. století. Galaxii Andromeda později nezávisle zaznamenal Simon Marius v roce 1612. V roce 1734 filozof Emanuel Swedenborg ve své Principii spekuloval, že by mohly existovat galaxie mimo naši vlastní, které by byly zformovány do galaktických kup, které byly nepatrnými částmi vesmíru, které přesahovaly daleko za hranice toho, co my. mohl vidět. Tyto pohledy „jsou pozoruhodně blízké dnešním pohledům na vesmír“. V roce 1745 Pierre Louis Maupertuis usoudil, že některé objekty podobné mlhovinám jsou sbírky hvězd s jedinečnými vlastnostmi, včetně záře převyšující světlo, které jejich hvězdy vytvářejí samy, a zopakoval názor Johannese Hevelia , že jasné skvrny jsou masivní a zploštělé. na jejich rotaci. V roce 1750 Thomas Wright správně spekuloval, že Mléčná dráha je zploštělý disk hvězd a že některé mlhoviny viditelné na noční obloze mohou být samostatné Mléčné dráhy.

Fotografie „Velké mlhoviny v Andromedě“ od Isaaca Robertsa , 1899, později identifikovaná jako galaxie v Andromedě

Ke konci 18. století sestavil Charles Messier katalog obsahující 109 nejjasnějších nebeských objektů mlhavého vzhledu. Následně William Herschel sestavil katalog 5 000 mlhovin. V roce 1845 Lord Rosse sestrojil nový dalekohled a dokázal rozlišit eliptické a spirální mlhoviny. Také se mu podařilo rozeznat jednotlivé bodové zdroje v některých z těchto mlhovin, což poskytlo důvěryhodnost Kantově dřívější domněnce.

V roce 1912 provedl Vesto Slipher spektrografické studie nejjasnějších spirálních mlhovin, aby určil jejich složení. Slipher zjistil, že spirální mlhoviny mají vysoké dopplerovské posuny , což naznačuje, že se pohybují rychlostí překračující rychlost hvězd, které naměřil. Zjistil, že většina těchto mlhovin se od nás vzdaluje.

V roce 1917 Heber Curtis pozoroval novu S Andromedae ve „Velké mlhovině Andromeda “ (jak byla tehdy známá galaxie Andromeda, Messierův objekt M31 ). Prohledáním fotografického záznamu našel dalších 11 novin . Curtis si všiml, že tyto novy byly v průměru o 10 magnitud slabší než ty, které se vyskytovaly v naší galaxii. Díky tomu dokázal přijít s odhadem vzdálenosti 150 000  parseků . Stal se zastáncem hypotézy takzvaných „ostrovních vesmírů“, která tvrdí, že spirální mlhoviny jsou ve skutečnosti nezávislé galaxie.

V roce 1920 proběhla debata mezi Harlow Shapleyovou a Heberem Curtisem ( Velká debata ) o povaze Mléčné dráhy, spirálních mlhovin a dimenzích vesmíru. Na podporu svého tvrzení, že Velká mlhovina Andromeda je vnější galaxie, si Curtis všiml vzhledu tmavých pruhů připomínajících prachová mračna v Mléčné dráze a také významného Dopplerova posunu.

V roce 1922 estonský astronom Ernst Öpik určil vzdálenost, která podpořila teorii, že mlhovina Andromeda je skutečně vzdáleným mimogalaktickým objektem. Pomocí nového 100palcového dalekohledu Mt. Wilson dokázal Edwin Hubble vyřešit vnější části některých spirálních mlhovin jako sbírky jednotlivých hvězd a identifikoval některé proměnné cefeidy , což mu umožnilo odhadnout vzdálenost mlhovin: byly příliš vzdálené být součástí Mléčné dráhy. V roce 1936 Hubble vytvořil klasifikaci galaktické morfologie, která se používá dodnes.

Moderní výzkum

Rotační křivka typické spirální galaxie: předpovídaná na základě viditelné hmoty (A) a pozorovaná (B). Vzdálenost je od galaktického jádra .

V roce 1944 Hendrik van de Hulst předpověděl, že mikrovlnné záření o vlnové délce 21 cm bude detekovatelné z mezihvězdného atomového vodíkového plynu; a v roce 1951 to bylo pozorováno. Toto záření není ovlivněno absorpcí prachu, a tak jeho Dopplerův posun lze použít k mapování pohybu plynu v naší galaxii. Tato pozorování vedla k hypotéze struktury rotujících tyčí ve středu naší galaxie. S vylepšenými radioteleskopy lze plynný vodík vysledovat i v jiných galaxiích. V 70. letech Vera Rubin odhalila rozpor mezi pozorovanou rychlostí galaktické rotace a rychlostí předpovídanou viditelnou hmotností hvězd a plynu. Dnes se předpokládá, že problém rotace galaxií je vysvětlen přítomností velkého množství neviditelné temné hmoty .

Vědci použili galaxie viditelné v průzkumu GOODS k přepočtu celkového počtu galaxií.

Začátek v devadesátých letech přinesl Hubbleův vesmírný teleskop lepší pozorování. Její údaje mimo jiné pomohly prokázat, že chybějící temná hmota v naší galaxii nemohla sestávat pouze z inherentně slabých a malých hvězd. Hubble Deep Field , extrémně dlouhé expozice relativně prázdné části oblohy, prokázáno, že existuje asi 125 miliard (1,25 × 10 11 ) galaxie v pozorovatelném vesmíru. Vylepšená technologie v detekci pro člověka neviditelných spekter (radioteleskopy, infračervené kamery a rentgenové teleskopy ) umožňuje detekci dalších galaxií, které Hubble nezjistil. Zejména průzkumy v Zóně vyhýbání se (oblast oblohy zablokovaná na vlnových délkách viditelného světla Mléčnou dráhou) odhalila řadu nových galaxií.

Studie z roku 2016 publikovaná v časopise The Astrophysical Journal , kterou vedl Christopher Conselice z University of Nottingham , použila 20 let snímků z HST k odhadu, že pozorovatelný vesmír obsahuje nejméně dva biliony (2 × 10 12 ) galaxií. Pozdější pozorování vesmírnou sondou New Horizons zvenčí zodiakálního světla to však snížilo na zhruba 200 miliard (2 × 10 11 ).

Druhy a morfologie

Typy galaxií podle Hubbleova klasifikačního schématu: E označuje typ eliptické galaxie; an S je spirála; a SB je spirální galaxie s příčkou.

Galaxie se dělí na tři hlavní typy: eliptické, spirálové a nepravidelné. Mírně rozsáhlejší popis typů galaxií na základě jejich vzhledu je dán Hubbleovou sekvencí . Vzhledem k tomu, že Hubblova sekvence je zcela založena na vizuálním morfologickém typu (tvaru), může postrádat některé důležité vlastnosti galaxií, jako je rychlost tvorby hvězd v galaxiích výbuchu hvězd a aktivita v jádrech aktivních galaxií .

Eliptické trenažéry

Hubbleův klasifikační systém hodnotí eliptické galaxie na základě jejich elipticity od E0, téměř sférické až po E7, která je velmi prodloužená. Tyto galaxie mají elipsoidní profil, což jim dodává eliptický vzhled bez ohledu na pozorovací úhel. Jejich vzhled vykazuje malou strukturu a obvykle mají relativně malou mezihvězdnou hmotu . V důsledku toho mají tyto galaxie také nízkou část otevřených hvězdokup a sníženou rychlost vzniku nových hvězd. Místo toho jim dominují obecně starší, vyvinutější hvězdy, které obíhají kolem společného těžiště v náhodných směrech. Hvězdy obsahují malé množství těžkých prvků, protože tvorba hvězd se po počátečním výbuchu zastaví. V tomto smyslu mají určitou podobnost s mnohem menšími kulovými hvězdokupami .

Největší galaxie jsou obří eliptikály. Předpokládá se, že mnoho eliptických galaxií vzniká v důsledku interakce galaxií , což má za následek kolizi a fúzi. Mohou narůst do obrovských velikostí (ve srovnání například se spirálními galaxiemi) a obří eliptické galaxie se často nacházejí v blízkosti jádra velkých kup galaxií.

Shell galaxie

Eliptická galaxie v galaxii NGC 3923 (Hubbleova fotografie)

Skořepinová galaxie je typ eliptické galaxie, kde jsou hvězdy v jejím halo uspořádány v soustředných skořápkách. Asi jedna desetina eliptických galaxií má strukturu podobnou skořápce, která ve spirálních galaxiích nikdy nebyla pozorována. Předpokládá se, že se tyto struktury vyvíjejí, když větší galaxie absorbuje menší doprovodnou galaxii - že když se přiblíží dvě centra galaxií, začnou oscilovat kolem středového bodu a oscilace vytvoří gravitační vlnění tvořící skořápky hvězd, podobné vlnám šířícím se na voda. Například galaxie NGC 3923 má více než 20 skořápek.

Spirály

Větrník Galaxy , NGC 5457

Spirální galaxie připomínají spirálovitá větrníky . Ačkoli hvězdy a další viditelný materiál obsažený v takové galaxii leží převážně v rovině, většina hmoty ve spirálních galaxiích existuje ve zhruba sférickém halo temné hmoty, které přesahuje viditelnou složku, jak ukazuje koncept univerzální rotační křivky.

Spirální galaxie se skládají z rotujícího disku hvězd a mezihvězdného média spolu s centrální boulí obecně starších hvězd. Směrem ven z vyboulení vyčnívají poměrně jasná ramena. V Hubbleově klasifikačním schématu jsou spirální galaxie uvedeny jako typ S , za kterým následuje písmeno ( a , b nebo c ), které udává stupeň těsnosti spirálních ramen a velikost centrální boule. Sa galaxie těsně navinut, špatně definované ramena a má relativně velkou oblast jádra. Na druhém konci je galaxie Sc s otevřenými, dobře definovanými rameny a malou jádrovou oblastí. Galaxie se špatně definovanými rameny je někdy označována jako flokulentní spirální galaxie ; na rozdíl od spirální galaxie velkého designu, která má prominentní a dobře definovaná spirální ramena. Předpokládá se, že rychlost otáčení galaxie koreluje s plochostí disku, protože některé spirální galaxie mají silné vyboulení, zatímco jiné jsou tenké a husté.

Ve spirálních galaxiích mají spirální ramena tvar přibližných logaritmických spirál , což je vzor, ​​který lze teoreticky ukázat jako důsledek narušení rovnoměrně rotující hmoty hvězd. Stejně jako hvězdy se spirálová ramena otáčejí kolem středu, ale dělají to konstantní úhlovou rychlostí . Předpokládá se, že spirální ramena jsou oblasti hmoty s vysokou hustotou neboli „ hustotních vln “. Jak se hvězdy pohybují ramenem, prostorová rychlost každého hvězdného systému je upravována gravitační silou vyšší hustoty. (Rychlost se vrátí k normálu poté, co hvězdy odletí na druhé straně paže.) Tento efekt je podobný „vlně“ zpomalení pohybujících se po dálnici plné jedoucích aut. Ramena jsou viditelná, protože vysoká hustota usnadňuje tvorbu hvězd, a proto ukrývá mnoho jasných a mladých hvězd.

Spirální galaxie s příčkou

Většina spirálních galaxií, včetně naší vlastní galaxie Mléčné dráhy , má lineární pruh hvězdicovitého pásu, který se rozprostírá směrem ven na obě strany jádra a poté přechází do struktury spirálního ramene. Ve schématu Hubbleovy klasifikace jsou tyto označeny SB , za nimiž následuje malé písmeno ( a , b nebo c ), které označuje formu spirálních ramen (stejným způsobem jako kategorizace normálních spirálních galaxií). Tyče jsou považovány za dočasné struktury, které mohou nastat v důsledku vlny hustoty vyzařující ven z jádra, nebo v důsledku přílivové interakce s jinou galaxií. Mnoho spirálních galaxií s příčkou je aktivních, pravděpodobně v důsledku toho, že je plyn veden do jádra podél ramen.

Naše vlastní galaxie, Mléčná dráha , je velká disková spirální galaxie ve tvaru disku o průměru 30 kiloparseků a tloušťce kiloparsek. Obsahuje asi dvě stě miliard (2 × 10 11 ) hvězd a má celkovou hmotnost asi šest set miliard (6 × 10 11 ) násobek hmotnosti Slunce.

Super světelná spirála

Vědci nedávno popsali galaxie zvané super-světelné spirály. Jsou velmi velké a mají průměr vzhůru 437 000 světelných let (ve srovnání s průměrem 100 000 světelných let Mléčné dráhy). S hmotností 340 miliard hmotností Slunce generují značné množství ultrafialového a středního infračerveného světla. Předpokládá se, že mají zvýšenou rychlost tvorby hvězd přibližně 30krát rychlejší než Mléčná dráha.

Další morfologie

  • Zvláštní galaxie jsou galaktické útvary, které díky neobvyklým interakcím s jinými galaxiemi vyvíjejí neobvyklé vlastnosti.
    • Kroužek Galaxy má prstencovou strukturu hvězd a mezihvězdném obklopujících holé jádro. Předpokládá se, že prstencová galaxie nastane, když jádrem spirální galaxie projde menší galaxie. Taková událost mohla ovlivnit galaxii Andromeda , protože při pohledu v infračerveném záření zobrazuje strukturu podobnou více prstenům.
  • Lentikulární Galaxy je meziprodukt forma, která má vlastnosti obou eliptických a spirálních galaxií. Ty jsou kategorizovány jako Hubbleův typ S0 a mají špatně definovaná spirální ramena s eliptickým halo hvězd ( promlčené lentikulární galaxie dostávají Hubbleovu klasifikaci SB0.)
  • Nepravidelné galaxie jsou galaxie, které nelze snadno zařadit do eliptické nebo spirální morfologie.
    • Galaxie Irr-I má určitou strukturu, ale neodpovídá čistě schématu Hubbleovy klasifikace.
    • Galaxie Irr-II nemají žádnou strukturu, která by se podobala Hubbleově klasifikaci, a mohly být narušeny. Mezi blízké příklady (trpasličích) nepravidelných galaxií patří Magellanovo mračno .
  • Ultra difúzní Galaxy (UDG) je Galaxy extrémně nízké hustotě. Může mít stejnou velikost jako Mléčná dráha, ale počet viditelných hvězd je pouze jedno procento z Mléčné dráhy. Jeho nedostatek svítivosti je způsoben nedostatkem plynu tvořícího hvězdu, což má za následek staré hvězdné populace.

Trpaslíci

Navzdory výtečnosti velkých eliptických a spirálních galaxií jsou většina galaxií trpasličí galaxie. Ve srovnání s jinými galaktickými formacemi jsou relativně malé, jsou zhruba stotinové velikosti Mléčné dráhy a mají jen několik miliard hvězd. Nedávno byly objeveny ultrakompaktní trpasličí galaxie, které mají pouze 100 parseků.

Mnoho trpasličích galaxií může obíhat kolem jedné větší galaxie; Mléčná dráha má nejméně tucet takových satelitů, přičemž odhaduje se, že ještě bude objeveno 300–500. Trpasličí galaxie mohou být také klasifikovány jako eliptické , spirální nebo nepravidelné . Vzhledem k tomu, že malé trpasličí eliptikály se málo podobají velkým eliptikálům, často se místo toho nazývají trpasličí sféroidní galaxie .

Studie 27 sousedů Mléčné dráhy zjistila, že ve všech trpasličích galaxiích je centrální hmota přibližně 10 milionů hmotností Slunce , bez ohledu na to, zda má tisíce nebo miliony hvězd. To naznačuje, že galaxie jsou z velké části tvořeny temnou hmotou a že minimální velikost může naznačovat formu teplé temné hmoty neschopnou gravitační koalescence v menším měřítku.

Jiné typy galaxií

Interakce

Tyto Tykadla Galaxies podstupují kolize, která bude mít za následek jejich případné sloučení.

Interakce mezi galaxiemi jsou poměrně časté a mohou hrát důležitou roli v galaktické evoluci . Blízké chyby mezi galaxiemi mají za následek deformace v důsledku slapových interakcí a mohou způsobit určitou výměnu plynu a prachu. Ke srážkám dochází, když dvě galaxie procházejí přímo navzájem a mají dostatečnou relativní hybnost, aby se nesloučily. Hvězdy interagujících galaxií se obvykle nesrazí, ale plyn a prach v těchto dvou formách na sebe vzájemně působí a někdy vyvolávají vznik hvězd. Srážka může vážně narušit tvary galaxií, vytvářet pruhy, prstence nebo struktury podobné ocasu.

V extrému interakcí jsou galaktické fúze, kde relativní hybnost galaxií nestačí na to, aby mohly projít navzájem. Místo toho se postupně spojují a tvoří jedinou větší galaxii. Fúze mohou mít za následek významné změny původní morfologie galaxií. Pokud je jedna z galaxií mnohem hmotnější než druhá, výsledek je znám jako kanibalismus , kde hmotnější větší galaxie zůstává relativně nerušená a ta menší je roztržena. Mléčná dráha je v současné době v procesu vybrakovat Sagittarius trpasličí eliptická galaxie a Canis Major Dwarf Galaxy .

Starburst

M82 , hvězdokupová galaxie, která má desetkrát více hvězdné formace než „normální“ galaxie

Hvězdy jsou v galaxiích vytvářeny z rezervy studeného plynu, který tvoří obří molekulární mraky . Bylo pozorováno, že některé galaxie vytvářejí hvězdy výjimečnou rychlostí, což je známé jako výbuch hvězd . Pokud by tak činili i nadále, spotřebovali by svou rezervu plynu v časovém období kratším, než je životnost galaxie. Aktivita výbuchu hvězd obvykle trvá jen asi deset milionů let, což je relativně krátké období v historii galaxie. Galaxie Starburst byly během rané historie vesmíru běžnější, ale přesto se na celkové produkci hvězd podílejí odhadem 15%.

Galaxie Starburst se vyznačují prašnými koncentracemi plynu a výskytem nově vzniklých hvězd, včetně hmotných hvězd, které ionizují okolní mraky a vytvářejí oblasti H II . Tyto hvězdy produkují výbuchy supernovy a vytvářejí expandující zbytky, které silně interagují s okolním plynem. Tyto výbuchy vyvolávají řetězovou reakci budování hvězd, která se šíří po celé plynné oblasti. Pouze když je dostupný plyn téměř spotřebován nebo rozptýlen, aktivita končí.

Hvězdné výbuchy jsou často spojovány se slučujícími se nebo interagujícími galaxiemi. Prototypem takovéto interakce vytvářející hvězdný výbuch je M82 , který zažil blízké setkání s větší M81 . Nepravidelné galaxie často vykazují rozmístěné uzly aktivity výbuchu hvězd.

Aktivní galaxie

Z jádra eliptické rádiové galaxie M87 je emitován paprsek částic .

Některé pozorovatelné galaxie jsou klasifikovány jako „aktivní“, pokud obsahují aktivní galaktické jádro (AGN). Významnou část celkového energetického výdeje galaxie vyzařuje aktivní jádro místo jeho hvězd, prachu a mezihvězdného média . Existuje několik klasifikačních a pojmenovacích schémat pro AGN, ale ty v nižších rozsvícených světelnostech se nazývají Seyfertovy galaxie , zatímco ty se svítivostí mnohem větší, než má hostitelská galaxie, jsou známé jako kvazi-hvězdné objekty nebo kvazary . AGN vyzařují záření v celém elektromagnetickém spektru od rádiových vlnových délek po rentgenové paprsky, ačkoli část z nich může být absorbována prachem nebo plynem spojeným se samotným AGN nebo s hostitelskou galaxií.

Standardní model pro aktivní galaktické jádro je založen na akrečním disku, který se tvoří kolem supermasivní černé díry (SMBH) v oblasti jádra galaxie. Záření z aktivního galaktického jádra je výsledkem gravitační energie hmoty, která padá z disku směrem k černé díře. Svítivost AGN závisí na hmotnosti SMBH a rychlosti, jakou na něj hmota dopadá. Asi v 10% těchto galaxií diametrálně odlišný pár energetických paprsků vyvrhuje částice z jádra galaxie rychlostí blízkou rychlosti světla . Mechanismus výroby těchto trysek není dobře znám.

Blazarové

Blazary jsou považovány za aktivní galaxie s relativistickým paprskem namířeným ve směru Země. Radio galaxie vysílá rádiové frekvence z relativistických tryskami. Jednotný model těchto typů aktivních galaxií vysvětluje jejich rozdíly na základě polohy pozorovatele.

VLOŽKY

Pravděpodobně související s aktivními galaktickými jádry (stejně jako oblasti výbuchů hvězd ) jsou oblasti nízkoionizačních jaderných emisních linií (LINER). Emise z galaxií typu LINER dominují slabě ionizované prvky. Mezi zdroje buzení pro slabě ionizované linie patří hvězdy po AGB , AGN a otřesy. Přibližně jedna třetina blízkých galaxií je klasifikována jako obsahující jádra LINER.

Galaxie Seyfert

Seyfertovy galaxie jsou spolu s kvasary jednou ze dvou největších skupin aktivních galaxií. Mají kvazarová jádra (velmi světelné, vzdálené a jasné zdroje elektromagnetického záření) s velmi vysokými povrchovými jasy; ale na rozdíl od kvasarů jsou jejich hostitelské galaxie jasně detekovatelné. Seyfertovy galaxie představují asi 10% všech galaxií. Viděny ve viditelném světle, většina vypadá jako normální spirální galaxie; ale při studiu na jiných vlnových délkách je svítivost jejich jader ekvivalentní svítivosti celých galaxií o velikosti Mléčné dráhy.

Quasar

Kvazary (/ˈkweɪzɑr/) nebo kvazi-hvězdné rádiové zdroje jsou nejenergičtějšími a nejvzdálenějšími členy aktivních galaktických jader. Extrémně světelné byly poprvé identifikovány jako zdroje elektromagnetické energie s vysokým červeným posunem, včetně rádiových vln a viditelného světla, které vypadaly více jako hvězdy než rozšířené zdroje podobné galaxiím. Jejich svítivost může být 100krát vyšší než u Mléčné dráhy.

Světelná infračervená galaxie

Světelné infračervené galaxie (LIRG) jsou galaxie se svítivostí - měření výkonu elektromagnetického výkonu - nad 10 11 L☉ (sluneční svítivosti). Ve většině případů většina jejich energie pochází z velkého počtu mladých hvězd, které ohřívají okolní prach, který znovu vyzařuje energii v infračerveném záření. Svítivost dostatečně vysoká na to, aby byla LIRG, vyžaduje rychlost tvorby hvězd alespoň 18 M☉ yr −1 . Extrémně zářivé infračervené galaxie (ULIRG) jsou nejméně desetkrát zářivější a vytvářejí hvězdy rychlostí> 180 M☉ rok –1 . Mnoho LIRG také vyzařuje záření z AGN. Infračervené galaxie vyzařují v infračerveném záření více energie než všechny ostatní vlnové délky dohromady, přičemž špičkové emise jsou obvykle na vlnových délkách 60 až 100 mikronů. LIRGy jsou v místním vesmíru neobvyklé, ale mnohem častější byly, když byl vesmír mladší.

Vlastnosti

Magnetické pole

Galaxie mají vlastní magnetická pole . Jsou dostatečně silné, aby byly dynamicky důležité, protože:

  • Zvyšte masový příliv do center galaxií
  • Upravte tvorbu spirálních ramen
  • Může ovlivnit rotaci plynu ve vnějších oblastech galaxií
  • Zajistěte transport hybnosti potřebné ke kolapsu plynových mraků, a tím ke vzniku nových hvězd

Typická průměrná síla ekvipartition pro spirální galaxie je asi 10 μG ( microGauss ) nebo 1  nT ( nanoTesla ). Pro srovnání, magnetické pole Země má průměrnou sílu asi 0,3 G (Gauss nebo 30 μT ( microTesla ). Radio-slabé galaxie jako M 31 a M33 , sousedé naší Mléčné dráhy , mají slabší pole (asi 5  μG), zatímco na plyn bohaté galaxie s vysokou rychlostí tvorby hvězd, jako jsou M 51, M 83 a NGC 6946, mají v průměru 15 μG. V prominentních spirálních ramenech může být síla pole až 25 μG, v oblastech, kde je chladný plyn a prach jsou také koncentrována. Nejsilnější celková pole ekvipartition (50–100 μG) byla nalezena v galaxiích s výbuchem hvězd - například v M 82 a v Anténách ; a v oblastech jaderného výbuchu hvězd, jako jsou centra NGC 1097 a další promlčené galaxie .

Vznik a evoluce

Galaktická formace a evoluce je aktivní oblastí výzkumu astrofyziky .

Formace

Umělcův dojem protoclusteru tvořícího se v raném vesmíru

Současné kosmologické modely raného vesmíru jsou založeny na teorii velkého třesku . Asi 300 000 let po této události se začaly tvořit atomy vodíku a helia , v případě zvaném rekombinace . Téměř veškerý vodík byl neutrální (neionizovaný) a snadno absorboval světlo a dosud se nevytvořily žádné hvězdy. V důsledku toho se tomuto období říkalo „doba temna “. Právě z kolísání hustoty (nebo anizotropních nepravidelností) v této prapůvodní hmotě se začaly objevovat větší struktury . V důsledku toho začaly v bludištích studené temné hmoty kondenzovat masy baryonické hmoty . Tyto prapůvodní struktury se nakonec staly galaxiemi, které dnes vidíme.

Umělcův dojem z materiálu, který narůstá v mladé galaxii

Počáteční formace galaxie

Důkazy o vzniku galaxií velmi brzy v historii vesmíru byly nalezeny v roce 2006, kdy bylo zjištěno, že galaxie IOK-1 má neobvykle vysoký rudý posun 6,96, což odpovídá pouhých 750 milionům let po Velkém třesku a činí z něj nejvíce v té době vzdálená a nejdříve vytvořená galaxie. Zatímco někteří vědci tvrdili, že jiné objekty (například Abell 1835 IR1916 ) mají vyšší červené posuny (a proto jsou pozorovány v dřívější fázi vývoje vesmíru), věk a složení IOK-1 byly spolehlivěji stanoveny. V prosinci 2012 astronomové oznámili, že UDFj-39546284 je nejvzdálenějším známým objektem a má hodnotu červeného posunu 11,9. Objekt, který podle odhadů existoval přibližně 380 milionů let po Velkém třesku (což bylo asi před 13,8 miliardami let), je vzdálen přibližně 13,42 miliardy let na vzdálenost světla . Existence galaxií tak brzy po Velkém třesku naznačuje, že protogalaxie musely růst v takzvaných „temných dobách“. K 5. květnu 2015 je galaxie EGS-zs8-1 nejvzdálenější a nejranější měřenou galaxií, která vznikla 670 milionů let po Velkém třesku . Světlu z EGS-zs8-1 trvalo 13 miliard let, než se dostalo na Zemi, a nyní je vzdáleno 30 miliard světelných let, kvůli rozpínání vesmíru během 13 miliard let.

Různé složky pozadí blízkého infračerveného světla detekované Hubbleovým vesmírným teleskopem při průzkumech hlubokého nebe

Podrobný proces, kterým se vytvořily nejranější galaxie, je v astrofyzice otevřenou otázkou. Teorie lze rozdělit do dvou kategorií: shora dolů a zdola nahoru. V korelacích shora dolů (jako je model Eggen – Lynden-Bell – Sandage [ELS]) se protogalaxie tvoří ve velkém simultánním kolapsu trvajícím asi sto milionů let. V teoriích zdola nahoru (jako je model Searle-Zinn [SZ]) se nejprve vytvoří malé struktury, jako jsou kulové hvězdokupy , a pak se řada takových těles zvětšuje a tvoří větší galaxii. Jakmile se protogalaxie začaly formovat a smršťovat, objevily se v nich první halo hvězdy (nazývané hvězdy populace III ). Ty byly složeny téměř výhradně z vodíku a hélia a mohly být hmotnější než stonásobek hmotnosti Slunce. Pokud by tomu tak bylo, tyto obrovské hvězdy by rychle spotřebovaly své zásoby paliva a staly by se supernovy , uvolňující těžké prvky do mezihvězdného média . Tato první generace hvězd znovu ionizovala okolní neutrální vodík a vytvořila rozpínající se bubliny prostoru, kterými světlo mohlo snadno cestovat.

V červnu 2015 astronomové oznámili důkazy o hvězdách populace III v galaxii Cosmos Redshift 7 při z = 6,60 . Takové hvězdy pravděpodobně existovaly ve velmi raném vesmíru (tj. Při vysokém červeném posunu) a mohly zahájit produkci chemických prvků těžších než vodík, které jsou potřebné pro pozdější vznik planet a života, jak ho známe.

Vývoj

Během miliardy let od vzniku galaxie se začínají objevovat klíčové struktury. Vytvářejí se kulové hvězdokupy , centrální supermasivní černá díra a galaktická boule hvězd na populaci II chudých na kovy . Zdá se, že vytvoření supermasivní černé díry hraje klíčovou roli v aktivní regulaci růstu galaxií omezením celkového množství přidané další hmoty. Během této rané epochy procházejí galaxie velkým výbuchem vzniku hvězd.

Během následujících dvou miliard let se nahromaděná hmota usadí v galaktickém disku . Galaxie bude po celý život nadále absorbovat padající materiál z vysokorychlostních mraků a trpasličích galaxií . Jedná se převážně o vodík a helium. Cyklus hvězdné narození a smrti pomalu zvyšuje hojnost těžkých prvků, případně umožňující tvorbu z planet .

XDF zorné pole ve srovnání s úhlové velikosti na Měsíci . Vtomto malém pohledu jeněkolik tisíc galaxií, z nichž každá se skládá z miliard hvězd .
Pohled XDF (2012): Každá světelná skvrna je galaxie, z nichž některé jsou staré až 13,2 miliardy let -odhaduje se,že pozorovatelný vesmír obsahuje 200 miliard až dvou bilionů galaxií.
Snímek XDF ukazuje (zleva) plně zralé galaxie, téměř zralé galaxie (před pěti až devíti miliardami let) a protogalaxie , zářící mladými hvězdami (nad devět miliard let).

Vývoj galaxií může být výrazně ovlivněn interakcemi a kolizemi. Sloučení galaxií bylo v rané epochě běžné a většina galaxií měla zvláštní morfologii. Vzhledem ke vzdálenostem mezi hvězdami nebude velká většina hvězdných systémů ve srážejících se galaxiích ovlivněna. Gravitační odizolování mezihvězdného plynu a prachu, které tvoří spirální ramena, však vytváří dlouhý sled hvězd známý jako slapové ocasy. Příklady těchto útvarů lze vidět v NGC 4676 nebo v Antennae Galaxies .

Galaxie Mléčná dráha a blízká galaxie Andromeda se k sobě pohybují rychlostí přibližně 130  km/s a - v závislosti na bočních pohybech - se tyto dva mohou srazit asi za pět až šest miliard let. Ačkoli se Mléčná dráha nikdy nesrazila s galaxií tak velkou jako Andromeda, důkazů o minulých srážkách Mléčné dráhy s menšími trpasličími galaxiemi přibývá.

Takové rozsáhlé interakce jsou vzácné. Jak plyne čas, sloučení dvou stejně velkých systémů se stává méně obvyklým. Většina jasných galaxií zůstala v posledních několika miliardách let v zásadě beze změny a čistá rychlost vzniku hvězd pravděpodobně také dosáhla svého vrcholu zhruba před deseti miliardami let.

Budoucí trendy

Spirální galaxie, stejně jako Mléčná dráha, produkují nové generace hvězd, pokud mají ve spirálních ramenech hustá molekulární mračna mezihvězdného vodíku. Eliptické galaxie jsou z velké části bez tohoto plynu, a tak tvoří několik nových hvězd. Zásoba materiálu tvořícího hvězdu je konečná; jakmile hvězdy převedou dostupné zásoby vodíku na těžší prvky, nová tvorba hvězd skončí.

Současná éra tvorby hvězd se bude pokračovat až sto miliard let, a pak se „hvězdné stáří“ budou ukončit po zhruba deset bilion-sto bilionů let (10 13 -10 14  let), jako nejmenší, nejdelší hvězdy v našem vesmíru, malí rudí trpaslíci , začínají mizet. Na konci hvězdného věku budou galaxie složeny z kompaktních objektů : hnědých trpaslíků , bílých trpaslíků , kteří chladnou nebo jsou chladní („ černí trpaslíci “), neutronových hvězd a černých děr . Nakonec v důsledku gravitační relaxace všechny hvězdy buď spadnou do centrálních supermasivních černých děr, nebo budou v důsledku kolizí vrhnuty do mezigalaktického prostoru.

Struktury ve větším měřítku

Seyfertův Sextet je příkladem kompaktní skupiny galaxií.

Průzkumy hlubokého nebe ukazují, že galaxie se často nacházejí ve skupinách a kupách . Osamělé galaxie, které v posledních miliardách let významně neinteragovaly s jinými galaxiemi srovnatelné hmotnosti, jsou relativně vzácné. Pouze asi 5% zkoumaných galaxií bylo shledáno skutečně izolovanými; v minulosti však mohly interagovat a dokonce splynout s jinými galaxiemi a stále je mohou obíhat menší satelitní galaxie. Izolované galaxie mohou produkovat hvězdy vyšší rychlostí než normálně, protože jejich plyn neodstraňují jiné blízké galaxie.

V největším měřítku se vesmír neustále rozpíná, což má za následek průměrné zvýšení vzdálenosti mezi jednotlivými galaxiemi (viz Hubblův zákon ). Asociace galaxií mohou tuto expanzi v místním měřítku překonat vzájemnou gravitační přitažlivostí. Tato sdružení se vytvořila brzy, protože shluky temné hmoty stáhly příslušné galaxie k sobě. Skupiny v okolí se později spojily a vytvořily větší klastry. Tento pokračující proces sloučení (stejně jako příliv padajícího plynu) zahřívá mezigalaktický plyn v klastru na velmi vysoké teploty 30–100 megakelvinů . Asi 70–80% hmotnosti kupy je ve formě temné hmoty, přičemž 10–30% sestává z tohoto ohřátého plynu a zbývajících několik procent ve formě galaxií.

Většina galaxií je gravitačně vázána na řadu dalších galaxií. Ty tvoří fraktálově podobné hierarchické rozdělení seskupených struktur, přičemž nejmenší takové asociace se nazývají skupiny. Skupina galaxií je nejběžnějším typem galaktické kupy; tyto útvary obsahují většinu galaxií (stejně jako většinu baryonické hmoty) ve vesmíru. Aby zůstala gravitačně vázána na takovou skupinu, musí mít každá členská galaxie dostatečně nízkou rychlost, aby nemohla uniknout (viz Virová věta ). Pokud však není kinetická energie dostatečná , skupina se může vyvinout do menšího počtu galaxií sloučením.

Nevyřešený problém ve fyzice :

Mezi největší struktury ve vesmíru jsou větší, než se očekávalo. Jsou to skutečné struktury nebo náhodné výkyvy hustoty?

Kupy galaxií se skládají ze stovek až tisíců galaxií spojených gravitací. V kupách galaxií často dominuje jediná obří eliptická galaxie, známá jako nejjasnější kupa galaxií , která postupem času ničí své satelitní galaxie a přidává jejich hmotu ke své vlastní.

Superklastry obsahují desítky tisíc galaxií, které se nacházejí v kupách, skupinách a někdy i jednotlivě. V měřítku superkupy jsou galaxie uspořádány do listů a vláken obklopujících obrovské prázdné dutiny. Nad touto stupnicí se vesmír jeví ve všech směrech ( izotropních i homogenních ) stejný . Ačkoli tuto představu v posledních letech zpochybňují četné nálezy rozsáhlých struktur, které se zdají přesahovat toto měřítko. Hercules-Corona Borealis Great Wall , v současné době největší stavba ve vesmíru našel tak daleko, je 10 miliard světelných let (tři gigaparsecs) na délku.

Galaxie Mléčná dráha je členem asociace s názvem Local Group , relativně malá skupina galaxií, která má průměr přibližně jeden megaparsek. Mléčná dráha a galaxie Andromeda jsou dvě nejjasnější galaxie ve skupině; mnohé z ostatních členských galaxií jsou trpasličí společníci těchto dvou. Místní skupina sama o sobě je součástí mrakovité struktury uvnitř superkupy Panny , velké, rozšířené struktury skupin a kup galaxií se středem v kupě Panny . A samotný Supercluster Panny je součástí komplexu Supercluster Pisces-Cetus , obřího vlákna galaxie .

Jižní rovina Mléčné dráhy ze submilimetrových vlnových délek

Pozorování více vlnových délek

Tento ultrafialový obraz Andromedy ukazuje modré oblasti obsahující mladé, hmotné hvězdy.

Špičkové záření většiny hvězd spočívá ve viditelném spektru , takže pozorování hvězd, které tvoří galaxie, bylo hlavní součástí optické astronomie . Je to také příznivá část spektra pro pozorování ionizovaných oblastí H II a pro zkoumání rozložení prašných ramen.

Prach přítomen v mezihvězdném je neprůhledný pro viditelného světla. Je transparentnější pro vzdálené infračervené záření , které lze použít k velmi podrobnému pozorování vnitřních oblastí obřích molekulárních mraků a galaktických jader . Infračervené záření se také používá k pozorování vzdálených, červeně posunutých galaxií, které vznikly mnohem dříve. Vodní pára a oxid uhličitý absorbují řadu užitečných částí infračerveného spektra, proto se pro infračervenou astronomii používají teleskopy s vysokou nadmořskou výškou nebo vesmírem .

První nevizuální studie galaxií, zejména aktivních galaxií, byla provedena pomocí rádiových frekvencí . Atmosféra Země je pro rádiový přenos mezi 5 MHz a 30 GHz téměř transparentní  . ( Ionosféra blokuje signály pod tímto rozsahem.) K mapování aktivních proudů emitovaných z aktivních jader byly použity velké rádiové interferometry . Radioteleskopy lze také použít k pozorování neutrálního vodíku (prostřednictvím záření 21 cm ), včetně potenciálně neionizované hmoty v raném vesmíru, která se později zhroutila a vytvořila galaxie.

Ultrafialové a rentgenové teleskopy mohou pozorovat vysoce energetické galaktické jevy. Ultrafialové světlice jsou někdy pozorovány, když je hvězda ve vzdálené galaxii odtržena od slapových sil blízké černé díry. Rozložení horkého plynu v galaktických kupách lze zmapovat pomocí rentgenových paprsků. Existence supermasivních černých děr v jádrech galaxií byla potvrzena rentgenovou astronomií.

Galerie

Viz také

Poznámky

Reference

Prameny

Bibliografie

externí odkazy