Druhy prostoru – klasifikace podle výšky rostlin, druhy květin, video

V této lekci se naučíme, jak se galaxie nazývají. Pojďme se seznámit s hlavními typy galaxií podle klasifikace Edwina Hubbla. Formulujme Hubbleův zákon. Naučíme se také odhadovat vzdálenosti vzdálených galaxií.

Přehrávač: YouTube VKontakte

V tuto chvíli nemůžete sledovat ani distribuovat videolekci studentům

Chcete-li získat přístup k tomuto a dalším výukovým videím sady, musíte ji přidat do svého účtu.

Získejte neuvěřitelné příležitosti

1. Otevřete přístup ke všem videolekcím v sadě.

2. Distribuujte video lekce na osobní účty studentů.

3. Podívejte se na statistiky toho, jak studenti prohlížejí videolekce.
Získat přístup

Shrnutí lekce „Jiné hvězdné systémy – galaxie“

V našem hvězdném systému je asi 200-400 miliard hvězd a jasných mlhovin. Z těchto objektů Galaxie nezahrnuje pouze slabě viditelnou mlhovinu, viditelnou v souhvězdí Andromedy a připomínající svým tvarem plamen svíčky. V roce 1924 Edwin Hubble pomocí největšího dalekohledu té doby zjistil, že mlhovina Andromeda se nachází ve vzdálenosti více než dva miliony světelných let od nás a je soustavou obrovského množství hvězd.

Následné studium dalších v té době známých mlhovin ukázalo, že všechny byly také vzdálenými obřími hvězdnými systémy. Tak byly objeveny nové objekty Vesmíru – galaxie.

Aktuálně pod galaxií pochopit obří gravitačně vázané systémy hvězd a mezihvězdné hmoty nacházející se mimo naši Galaxii.

Je zajímavé, že na začátku 90. let dvacátého století znali astronomové jen asi 30 galaxií. Po vypuštění Hubbleova vesmírného dalekohledu a zprovoznění 10metrových pozemních dalekohledů se však počet známých galaxií prudce zvýšil. A ačkoli jejich přesný počet ve vesmíru je stále neznámý, zdá se, že jich jsou asi dva biliony.

Průměr většiny známých galaxií se pohybuje od 5 do 250 kiloparseků. Jsou mezi nimi ale i veleobri, jako je galaxie IC 1101. Má průměr více než 600 kiloparseků. A v roce 2017 to byla největší známá galaxie.

Při pohledu na fotografie vzdálených galaxií je snadné si všimnout, že se vyznačují velkou rozmanitostí.

V roce 1936 Edwin Hubble navrhl klasifikaci galaxií na základě jejich vzhledu. Podle této klasifikace existují čtyři hlavní typy galaxií: eliptické galaxie (typ E), lentikulární galaxie (typ S0), spirální galaxie (typ S) a nepravidelné galaxie (Irr).

Eliptické galaxie – Jedná se o třídu galaxií s dobře definovanou sférickou nebo elipsoidní strukturou. Největší počet hvězd v takových galaxiích se nachází v blízkosti jejího středu a směrem k okraji postupně ubývá. Eliptické galaxie obsahují pouze žluté a červené hvězdy a nemají prakticky žádný plyn, prach nebo mladé hvězdy s vysokou svítivostí.

Vzhledově se eliptické galaxie od sebe liší především jedním znakem – větší či menší kompresí. V tomto ohledu Hubble navrhl přidat k písmennému označení galaxie číslo od nuly do sedmi, které charakterizuje excentricitu elipsy. Například galaxie E0 mají téměř kulový tvar, zatímco galaxie E7 mají znatelně protáhlý tvar. Je však třeba připomenout, že číslo neukazuje skutečný tvar galaxie, ale pouze její projekci na nebeskou sféru.

Jedním z hlavních typů galaxií jsou spirální galaxie. Tvoří asi 55 % z celkového počtu všech studovaných galaxií. Jsou to vysoce zploštělé systémy s centrální kondenzací – vybouleninou (která obsahuje galaktické jádro) – a nápadnou spirální strukturou. Disk spirální galaxie je obklopen velkým sférickým halem. Skládá se převážně ze starých hvězd soustředěných v kulových hvězdokupách.

Spirální ramena jsou oblasti aktivní tvorby hvězd a sestávají většinou z mladých horkých hvězd.

V závislosti na tom, jak hustě jsou ramena galaxie umístěna, se k jejímu označení přidávají malá latinská písmena od a do d.

Asi 2/3 spirálních galaxií má v centrální části téměř rovnou hvězdnou příčku – bar. Proto se takovým galaxiím začalo říkat spirální galaxie s příčkou.

Pruh je tvořen převážně jasnými hvězdami a protíná střed galaxie. Spirální ramena v takových galaxiích začínají na koncích příček. Zatímco v běžných spirálních galaxiích pocházejí přímo z jádra.

Edwin Hubble ve své klasifikaci typizoval galaxie jako SB a rozdělil je do tří podkategorií – podle toho, jak pevně jsou spirální ramena zkroucená.

Jak jste pravděpodobně uhodli, naše Galaxie je spirála s příčkou.

Středním typem mezi spirálními a eliptickými galaxiemi jsou lentikulární (nebo lentikulární) galaxie. Navenek jsou velmi podobné eliptickým (pokud jsou viditelné ploché), ale mají zploštělý hvězdný disk. Strukturou jsou podobné spirálním galaxiím, ale postrádají plochou složku a spirální větve jsou velmi slabě vyjádřeny. Proto se v nich snižuje frekvence tvorby hvězd. V důsledku toho se čočkovité galaxie skládají především z velmi starých hvězd.

A poslední typ je nepravidelné galaxie. Patří mezi ně galaxie s nízkou hmotností s nepravidelnými strukturami. Nejčastěji mají takové galaxie chaotický tvar bez výrazného jádra a spirálních větví. Obsahují ale hodně mezihvězdného plynu – až 50 % hmotnosti galaxie. Proto je v takových galaxiích mnoho mladých hvězd s vysokou svítivostí a oblastí ionizovaného vodíku.

Vzdálenosti k blízkým galaxiím jsou určeny odhady zdánlivých velikostí cefeid:

Ale pro většinu vzdálených galaxií tato metoda není vhodná. V letech 1912-1914 si však americký astronom Vesto Slipher všiml, že čáry ve spektrech vzdálených galaxií jsou posunuty vzhledem k jejich normální poloze směrem k červenému konci spektra. Podle Dopplerova jevu to znamenalo, že se vzdálenost mezi pozorovatelem na Zemi a galaxiemi zvětšila.

Později Edwin Hubble určil vzdálenosti některých galaxií a jejich rychlosti. Z pozorování vyplynulo, že čím dále je galaxie od nás, tím rychleji se vzdaluje. Mezi těmito veličinami navíc existuje velmi jednoduchý lineární vztah, který se nazývá Hubbleův zákon.

V psaném vzorci Н je Hubbleova konstanta. Ukazuje, o kolik kilometrů za sekundu se rychlost galaxií zvyšuje s rostoucí vzdáleností od nich o jeden megaparsek (1 Mpc).

Hubbleova konstanta není konstanta, to znamená, že se v čase mění. Ale termín „konstanta“ je odůvodněn skutečností, že v každém daném okamžiku ve všech bodech vesmíru je Hubbleova konstanta stejná. Podle odhadů pro rok 2016 se přibližně rovná 66,93 ± 0,62 (km/s)/Mpc.

Hubbleův zákon umožnil určit vzdálenost k nejvzdálenějším objektům ve vesmíru.

Zajímavé je, že díky tomuto zákonu objevil v roce 1999 Stephen Phillips z University of Bristol nový typ ultrakompaktní trpasličí galaxie. Jedná se o třídu velmi kompaktních galaxií s extrémně vysokou hustotou hvězdných populací. Dříve byly vynechány kvůli skutečnosti, že při pozorování konvenčním dalekohledem připomínají typické jednotlivé hvězdy umístěné uvnitř naší Galaxie.

Většina galaxií je seskupena do kup, které se obvykle dělí na pravidelné a nepravidelné.

Pravidelné hvězdokupy jsou většinou podobné kulovým hvězdokupám. To znamená, že se vyznačují sférickou symetrií se silnou koncentrací galaxií směrem ke středu. Typická kupa tohoto typu je pozorována v souhvězdí Coma Berenices a obsahuje několik desítek tisíc galaxií.

V roce 1933 americký astronom Fritz Zwicky změřil radiální rychlosti 8 galaxií v této kupě a zjistil, že aby byla kupa stabilní, je třeba předpokládat, že její celková hmotnost je desítkykrát větší než hmotnost hvězd, z nichž se skládá. A studie galaxie v Andromedě ukázala, že rotace hvězd kolem jejího středu neklesá, jak předpovídá nebeská mechanika, ale zůstává téměř konstantní.

To by mohlo znamenat, že galaxie po celé své délce obsahuje významnou hmotu neviditelné hmoty tzv skrytá hmota nebo temná hmota.

Bylo zjištěno, že ani plyn, ani slabě svítící hvězdy, ani jiné objekty sestávající z běžné hmoty (protony, neutrony a elektrony) nejsou vhodné pro roli temné hmoty. Možná se temná hmota skládá z elementárních částic, jako jsou neutrina, které slabě interagují s běžnou hmotou.

Někdy je koncentrace galaxií v kupách tak velká, že spolu mohou interagovat prostřednictvím gravitačních sil. Takové galaxie se obvykle nazývají interagující. Jejich gravitační interakce způsobuje výraznou změnu tvaru galaxií.

Dokonce i naše Galaxie interaguje. V tuto chvíli pohlcuje jednu trpasličí galaxii umístěnou na opačné straně galaktického disku než my. Za několik miliard let „spolkne“ Magellanova mračna a po 4 miliardách let se srazí s galaxií v Andromedě. V důsledku srážky se galaxie během asi 1-2 miliard let spojí v jeden obří hvězdný systém.

Většina galaxií má jasnou centrální část – jádro. Tato oblast se vyznačuje vysokou hustotou hvězd a jasem. V jádrech některých galaxií dochází ke kolosálnímu uvolňování energie, které nelze vysvětlit zářením nebo výbuchy běžných hvězd. Takovým galaxiím se říká galaxie s aktivními jádry. Jejich činnost se projevuje různými způsoby. Může to být například vysoká radiační síla v krátkovlnných oblastech spektra nebo silné emise plynových trysek – trysky.

V roce 1960 během rádiového průzkumu oblohy objevili Allan Sandage a Thomas Matthews objekt, který silně připomínal aktivní galaktická jádra. Ale zároveň to na obloze vypadalo jako obyčejná hvězda 13. magnitudy. Studium spektra objektu v něm prokázalo přítomnost jasných emisních čar, které připomínají spektra plynných mlhovin, a samotné čáry byly silně červeně posunuté, jako ve spektrech vzdálených galaxií. Takže byly otevřené kvasary – třída astronomických objektů, které patří mezi nejjasnější ve viditelném vesmíru. Jejich radiační síla je desítky a někdy i stokrát větší než celková síla všech hvězd v galaxiích, jako je ta naše.

Povaha radioemisní aktivity kvasarů nebyla dosud přesně stanovena. Podle jedné teorie představují galaxie v počáteční fázi vývoje. A zdrojem záření je akreční disk supermasivní černé díry nacházející se ve středu galaxie.