Galaxia

Galaxia (- s malým g; iné názvy: (veľká) hviezdna sústava, okrem našej galaxie aj mimogalaktická hmlovina, anagalaktická hmlovina, umelecky aj mliečna cesta) je hviezdna sústava zložená z hviezd, hmlovín, hviezdokôp, medzihviezdnej hmoty a tmavej hmoty.

Slovo galaxia bolo odvodené z gréckeho názvu našej vlastnej GalaxieMliečna cesta Κύκλος γαλακτικός (Κyklos galaktikos).

Hviezdy sa takmer vždy nachádzajú v skupinách, nazývaných galaxie, spolu s plynmi, medzihviezdnym prachom a "tmavou hmotou"; asi 1020 % hmotnosti galaxie tvoria hviezdy, plyny a prach. Galaxie držia pokope pôsobením gravitačnej príťažlivosti a jednotlivé galaktické zložky obiehajú spoločný stred. Existuje niekoľko dôkazov, že vo väčšine galaxií sa nachádzajú superhmotné čierne diery. Galaxie vznikajú z protogalaxií.

 Typy galaxií 
Galaxie existujú v troch základných typoch: eliptické, špirálové a nepravidelné. Trochu rozsiahlejší popis typov galaxií poskytuje Hubblova schéma. Naša vlastná galaxiaGalaxia (s veľkým G) alebo nepresne Mliečna cestaje rozsiahla špirálová galaxia s priemerom 100 000 svetelných rokov a šírkou 25000 svetelných rokov. Obsahuje viac ako 150 miliárd hviezd a jej celková hmotnosť dosahuje zhruba hmotnosť bilióna Sĺnk (1 bilión = 1 000 000 000 000). 

V špirálových galaxiách sú špirálové ramená približne tvaru logaritmickej špirály. Teoreticky sa dá ukázať, že tento vzor vznikol narušením jednotne rotujúcej hviezdnej hmoty.

Tak ako hviezdy, aj špirálové ramená rotujú okolo stredu, avšak robia tak s konštantnou uhlovou rýchlosťou. To znamená, že hviezdy vstupujú a vystupujú do/z špirálových ramien. Predpokladá sa, že špirálové ramená sú oblasti s vysokou hustotou alebo s vlnami hustoty. Keď sa hviezda pohybuje smerom do ramena, spomalí sa a tým ešte zvýši hustotu; toto je podobné vlne spomalení, ktorá sa pohybuje pozdĺž diaľnice preplnenej vozidlami.

Nový typ galaxie, ultra kompaktná trpasličia galaxia, objavil v roku 2003 Dr Michael Drinkwater z Univerzity v Queenslande.Aj kvazary a blazary patria medzi galaxie.

 Štruktúry na väčšej škále 
Priestor medzi galaxiami je relatívne prázdny, s výnimkou medzigalaktických oblakov,plynu a tmavej hmoty. 

Len niekoľko galaxií existuje osamotene; tieto sú známe ako poľné galaxie. Väčšina galaxií je gravitačne spojená s množstvom iných galaxií. Štruktúry, obsahujúce do 50 galaxií, sa nazývajú galaktické skupiny. Väčšie štruktúry, obsahujúce tisícky galaxií natlačených do  relatívne malej oblasti sa nazývajú galaktické hviezdokopy (klastre). Superklastre sú gigantické množiny obsahujúce desiatky tisíc galaxií, usporiadaných v klastroch, skupinách a niekedy aj osamotene. 

Naša galaxia je členom Lokálnej skupiny a spolu s galaxiou Androméda jej dominuje; celkovo obsahuje Lokálna skupina asi 30 galaxií v priestore širokom 1 megaparsek. Lokálna skupina je časťou Lokálneho superklusteru, tiež známeho pod názvom Virgo Superkluster.

 Dejiny 
V roku 1610 použil Galileo Galilei ďalekohľad na štúdium svetlého pásu nočnej oblohy známeho ako Mliečna cesta a objavil, že pozostával z obrovského počtu matných hviezd. V roku 1755 sa Immanuel Kant vo svojej úvahe, vychádzajúc zo skoršej práce Thomasa Wrighta, (správne) domnieval, že galaxia by mohla byť rotujúce teleso obrovského počtu hviezd, držaných pokope gravitačnými silami, podobne ako Slnečná sústava, avšak oveľa väčšieho rozsahu. Výsledný hviezdny disk by bol z nášho pohľadu z jeho vnútra videný ako pás na nebi. Kant sa tiež domnieval, že niektoré z hmlovín, viditeľných na nočnej oblohe, by mohli byť samostatné galaxie. 

Ku koncu 18. storočia zostavil Charles Messier katalóg, obsahujúci 110 najjasnejších hmlovín a hviezdokôp, neskôr nasledovaný katalógom 5000 hmlovín, zhromaždený Williamom Herschelom. V roku 1845 skonštruoval William Parsons nový ďalekohľad, pomocou ktorého bol schopný rozlišovať medzi eliptickými a špirálovitými hmlovinami. Tiež sa mu v niektorých hmlovinách podarilo rozpoznať individuálne bodové zdroje, čím potvrdil Kantovu skoršiu domnienku. Napriek tomu neboli hmloviny všeobecne uznané ako vzdialené samostatné galaxie, až pokým záležitosť nevyriešil Edwin Powell Hubble na začiatku 20. rokov 20. storočia, použitím nového ďalekohľadu. Bol schopný rozlíšiť vonkajšie časti niektorých špirálovitých hmlovín ako množiny samostatných hviezd a tiež umožnil odhadnutie vzdialeností k hmlovinám: boli príliš ďaleko na to, aby boli súčasťou Mliečnej cesty. V roku 1936 vytvoril klasifikačný systém pre galaxie, ktorý sa používa dodnes, tzv. Hubblova schéma. 

Prvý pokus opísať tvar Mliečnej cesty a pozíciu Slnka v nej uskutočnil William Herschel v roku 1785 dôkladným spočítaním počtu hviezd v rôznych oblastiach oblohy. Použitím prepracovaného prístupu dospel Jacobus Kapteyn v roku 1920 k obrázku malej (priemer 15 kiloparsekov) elipsoidnej galaxie so Slnkom blízko stredu. Iná metóda, ktorú použil Harlow Shapley, založená na katalogizovaní guľových hviezdokôp, viedla k úplne odlišnému obrázku: plochý disk s priemerom 70kpc a Slnkom ďaleko od stredu. Obe analýzy zlyhali na nebratí do úvahy absorpcie svetla medzihviezdnym prachom. Súčasný obrázok našej galaxie sa objavil, až keď v roku 1930 Robert Julius Trumpler vyčíslil tento jav študovaním otvorených hviezdokôp. 
V roku 1944 predpovedal Hendrik van de Hulst mikrovlnné žiarenie vlnovej dĺžky 21 centimetrov, pochádzajúce z medzihviezdneho atómového vodíkového plynu. Toto žiarenie bolo pozorované v roku 1951 a umožnilo a umožňuje oveľa vylepšené štúdium Galaxie, keďže nie je ovplyvnené pohlcovaním prachu, tým pádom sa Dopplerov jav dá použiť na zmapovanie pohybu plynu v Galaxii. Tieto pozorovania viedli k postulátu (požiadavka) rotujúcej pruhovej štruktúry v strede Galaxie. S použitím vylepšených ďalekohľadov bolo tiež možné sledovať vodíkový plyn aj v iných galaxiách. V 70. rokov 20. storočia si vedci uvedomili, že všetka viditeľná hmota galaxií (z hviezd a plynu) patrične nezodpovedá rýchlosti rotujúceho plynu, čo ich viedlo k postulátu temnej hmoty. 

V roku 2004 bola objavená galaxia  Abell 1835 IR1916, ktorá sa stala najvzdialenejšou galaxiou pozorovanou človekom. 

V roku 2000 bola objavená tmavá galaxia VIRGOHI21 (jej tmavosť bola verifikovaná a zverejnená až v súčasnosti (2005)).

 Obývateľnosť 

Súčasné výskumy tvrdia, že väčšina známeho vesmíru je nevhodná pre existenciu komplexného života (tzv. „mŕtve zóny“). Miesta, kde je život možný, sa nazývajú galaktická obývateľná zóna. Najpodstatnejšia pre ňu je jej vzdialenosť od centra galaxie. 
Keď sa táto vzdialenosť zväčšuje:
 znižuje sa počet hviezd, v ktorých už vznikli ťažšie prvky - tie sú potrebné na vytvorenie terestrických planét
 klesá intenzita radiácie röntgenových a gama lúčov z čiernej diery v centre galaxie, prípadne z blízkych neutrónových hviezd, ktorá je ničivá pre život
 klesá riziko kolízie s inými objektami (planétami alebo planetezimálmi), ktoré je častejšie blízko centra galaxie alebo špirálovitých ramien
Takže obývateľné planéty nemôžu vzniknúť príliš ďaleko od centra galaxie (niet ich z čoho vytvoriť), ale ani príliš blízko (ničivé rádioaktívne žiarenie a veľká pravdepodobnosť zrážky alebo narušenia dráhy). Čiže galaktická obývateľná zóna má približne tvar kruhu a zvnútra i zvonku je obklopená neobývateľnými zónami. Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee, Peter Ward, The Galactic Habitable Zone I. Galactic Chemical Evolution, 12 Mar 2001. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103165  Charles H. Lineweaver, Yeshe Fenner and Brad K. Gibson (January 2004). "The Galactic Habitable Zone and the Age Distribution of Complex Life in the Milky Way". Science 303 (5654): 59–62. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0401024 

 Referencie 

 Iné projekty 

.


Kategória:Astronomické objekty
Kategória:Astrodynamika