GALAKTICKÁ A EXTRAGALAKTICKÁ ASTRONOMIE
Galaxie – hvězdné soustavy – I. Galaxie – „hvězdné ostrovy“ ve vesmíru – shluk několika miliard hvězd, které jsou spolu gravitačně vázány
Slunce, okem viditelné hvězdy i naprostá většina hvězd viditelných dalekohledem, spolu mezihvězdnou látkou a skrytou hmotou, která se projevuje jen gravitačně, vytváří komplexní, strukturovaný, gravitačně vázaný systém nazývaný Galaxie.
Hvězdy, jako nejnápadnější složka Galaxie, nejsou na pozemské obloze rozloženy rovnoměrně
Viditelně se koncentrují podél jisté hlavní kružnice, která s rovinou nebeského rovníku svírá úhel 62,6°
Galaxie – hvězdné soustavy – II. Útvaru složenému z množství jednotlivých i nerozlišených hvězd slitých do jednoho stříbřitého pásu se říká Mléčná dráha
Struktura pásu je nepravidelná, pozorujeme zde nejrůznější rozdvojení, přerušení, mosty i temné díry, které jsou důsledkem extinkce světla vzdálených hvězd prachovými oblaky mezihvězdné látky
Fakt, že osou Mléčné dráhy je hlavní kružnice, nasvědčuje tomu: že hvězdy i mezihvězdná látka se v Galaxii koncentrují poblíž jisté základní roviny které říkáme rovina Galaxie že i samo Slunce se nachází v bezprostřední blízkosti této roviny
Galaxie – hvězdné soustavy – III.
Stavba a parametry Galaxie – I. Galaxie má tvar zploštělého disku – jedná se o spirální galaxii (typu SBc) o velikosti ~ 30 – 50 kpc (90000 – 150000 l.y.)
Slunce leží poblíž galaktické roviny, zhruba v jedné třetině mezi středem a okrajem soustavy ve vzdálenosti ~ 8kpc (25000 l.y.)
Okolo středu Galaxie Slunce oběhne jednou za tzv. „galaktický rok“ = 2,1.108 let, rychlostí asi 250 km.s-1
Hmotnost Galaxie je minimálně 2.1011 MS, v 70. letech se ale zjistilo, že hmotnost může být až o řád vyšší (hmota v temném halu Galaxie – povaha nejasná)
Stavba a parametry Galaxie – II. Naše Galaxie se skládá z hvězd, hvězdokup (kulových, otevřených a hvězdných asociací), temné hmoty, a mezihvězdného prachu a plynu Hvězd se v naší Galaxii nachází zhruba 400 miliard, celkový zářivý výkon hvězd v Galaxii činí asi 20 miliard LS (7,7.1036 W)
Stavba a parametry Galaxie – III. Galaxie se skládá z několika částí: Galaktické jádro – centrální výduť obsahuje i jádro Galaxie, oblast bohatá na hvězdy – centrum Galaxie Galaktická výduť – další, hmotnostně nejdůležitější sféroidální složkou Galaxie Galaktické halo – sférická (kulová složka) Galaktický disk – z větší dálky nenápadnější, nejhmotnější a nejzářivější část Galaxie Spirální ramena – ramena odvíjející se od středu Galaxie
Stavba a parametry Galaxie – IV. Galaktické jádro Průměrná hmotnost je asi 109 MS a průměr asi 300 pc Oblast velmi bohatá na hvězdy Přímo v centru Galaxie leží mohutný rádiový zdroj Sagittarius A Z infračervených pozorování vyplývá, že hvězdy jsou od sebe vzdáleny i pouhých 1000 AU (!!!), poblíž centra plyn rychle rotuje – 2000 km.s-1 Lze vysvětlit existencí kompaktního tělesa – supermasivní černou dírou o hmotnosti ~ 3.106 MS
Galaktická výduť Celková hmotnost objektů ve výduti je asi 4.1010 MS, je mírně zploštělá a poloměr má asi 2 kpc Je skryta prašnými závoji galaktického disku a není proto přímo opticky pozorovatelná Obsahuje hvězdy, které jsou na hranici hvězd populace I a II
Stavba a parametry Galaxie – V. Galaktické halo Obsahuje hvězdy populace II Nejzářivějšími hvězdami zde jsou červení obři, hmotnostně nejdůležitější složkou jsou červení trpaslíci a množství chladnoucích bílých trpaslíků s velmi malým zářivým výkonem Nejvýraznějšími objekty galaktického hala jsou kulové hvězdokupy (dnes jich známe 160 a nebude jich zřejmě více než 200) Populace galaktického hala je vůbec nejstarší aktivní hvězdnou populací v Galaxii, její stáří se odhaduje na 10 – 13 miliard let
Spirální ramena K plochým spirálním ramenům ležícím v rovině Galaxie se vážou extrémně mladé objekty, tzv. hvězdné asociace O, B a T, mladé otevřené hvězdokupy, H II oblasti, molekulární mračna U naší Galaxie nemůžeme spirální ramena studovat přímo, neboť sluneční soustava leží v blízkostí galaktické roviny
Stavba a parametry Galaxie – VI. Galaktický (hvězdný) disk Rozprostírá se od jádra do vzdálenosti zhruba 25 kpc V galaktickém disku nacházíme množství nepříliš početných hvězdných soustav nazývaných otevřené hvězdokupy Podobný plochý disk s množstvím hvězd nacházíme i u ostatních spirálních galaxií
Srážky HVC s galaktickým diskem
P. Jelínek, G. Hensler, The Collisions of High Velocity Clouds with Galactic Halo, Comp. Phys. Commun.,1784 - 1789, 182, 2011.
Pohyby hvězd v Galaxii V 17. století Halley při srovnávání starých katalogů hvězd s novými polohami hvězd je nutno počítat s vlastními pohyby hvězd Vlastní pohyby hvězd jsou ale většinou malé – největší pohyb má Barnardova hvězda, ročně se posune o ~10,4’’
Rotace Galaxie Galaxie samy o sobě rotují, a rotaci lze odhalit rozborem závislosti pozorovaných radiálních rychlostí a vlastních pohybů µ hvězd Existuje určitá závislost oběžné doby rychlosti hvězdy na její vzdálenosti od centra Galaxie
Oortovy konstanty – I. Snaha o popis kinematických vlastností Galaxie vedla k hledání vhodných parametrů – nejčastěji užívané jsou tzv. Oortovy konstanty
Oortovy konstanty – II. Obdobně dostaneme tangenciální složku rychlosti:
Pokud by se Galaxie otáčela jako tuhé těleso, platilo by: Zmínili jsme se ale o tzv. diferenciální rotaci, tj. funkce ω(R) je klesající funkcí, kterou lze pro blízké objekty rozvinout v Taylorovu řadu a omezit se pouze na první dva členy, pak dostaneme:
Oortovy konstanty – III. A je první Oortovou konstantou, pro druhou Oortovu konstantu B platí:
Měřením kinematických vlastností okolních hvězd byly nalezeny následující přibližné hodnoty Oortových konstant:
Oortovy konstanty uspokojivě popisují galaktickou rotaci ve vzdálenosti Slunce – dále již tato aproximace neplatí, pro přesné zjištění hodnot rychlostí je třeba určit rotační křivku
Rotační křivky galaxií – I. Jedná se o závislost rychlosti rotace na vzdálenosti od centra galaxie z jejíhož průběhu lze zjistit rozložení hmoty v galaxiích
Rotační křivky galaxií – II.
Temná hmota ve vesmíru Nesoulad mezi rotačními křivkami teoreticky předpovězenými a skutečně pozorovanými vedl k domněnce, že existuje ještě další hmota, která gravitačně působí na objekty v galaxii
Protože se jedná o hmotu, která není viditelná a dosud ještě nebyla objevena, nazývá se temnou hmotou (F. Zwicky, 1933)
Uvádí se, že temná hmota by měla tvořit až 96 % veškeré látky ve vesmíru, tj. zářením se projevují pouze 4 % hmoty
Hvězdokupy a asociace Hvězdokupy jsou skupiny hvězd, které mají určité společné vlastnosti a jsou soustředěny v relativně nevelkém objemu
Hvězdokupy jsou seskupení hvězd, které prodělaly společný vývoj a vznikly ve stejném okamžiku
Hvězdokupy se dělí podle vzhledu na: otevřené – nemají pravidelný tvar kulové – vzhled kulově symetrického seskupení hvězd hvězdné asociace – lze je zjistit srovnáním fyzikálních vlastností hvězd ve větším zorném poli
Otevřené hvězdokupy – I. Jsou to útvary obsahující několik desítek až stovek hvězd
Nacházejí se v centrální rovině Galaxie galaktického disku, ve spirálních ramenech
nebo
v blízkosti
Jejich zdánlivé průměry jsou od několika úhlových minut po několik stupňů a lineární rozměry ~ 1 – 10 pc
Jsou více gravitačně vázané, jsou poměrně mladé a jejich stáří je řádově pouze několik desítek milionů let
Otevřené hvězdokupy – II.
Kulové hvězdokupy – I. Kulové hvězdokupy jsou útvary obsahující tisíce až statisíce hvězd a mají průměry od 20 – 100 pc
Jsou ve větší vzájemné blízkosti, jsou silně gravitačně vázané a zaujímají tak v prostoru kulový tvar
Hvězdy uvnitř kulových hvězdokup patří k nejstarším – řádově několik miliard let a nachází se v galaktickém halu
Jedná se o velmi stabilní útvary – ale i zde dochází k tzv. „vypařování“ hvězdokupy – menší hvězdy ji opouštějí při vzájemném přiblížení
Kulové hvězdokupy – II.
Hvězdné asociace – I. V roce 1947 zjistil A. V. Ambarcumjan, že hvězdy typu O a B, stejně jako proměnné hvězdy typu T Tauri se vyskytují ve větším počtu, než by plynulo z náhodného rozložení
Nepříliš výrazné seskupení hvězd, velice rychle se rozpadají, doba „života“ je pouze několik desítek milionů let Hlavní charakteristiky základních skupin hvězdných asociací: T asociace – vedle hvězd typu T Tauri (podskupina RW Aurigae) se zda vyskytují ve značném počtu hvězdy s konstantní jasností a emisními spektry, v nichž se projevuje čára Hα O asociace – asociace raných hvězd tříd O a B
Hvězdné asociace – II.
Exktragalaktické objekty – galaxie Naše Galaxie je jen jeden z mnoha „hvězdných ostrovů“ a obsahuje nepatrnou část hmoty ve vesmíru Dříve se galaxie označovaly jako spirální mlhoviny a až později se podařilo velkými dalekohledy rozpoznat ve spirálních ramenech M31 hvězdy Osamocené galaxie jsou spíše výjimkou, dost často se setkáváme s většími uskupeními galaxií, vznikají tak: Místní skupina galaxií – kolem 30 galaxií, největší M31 a Galaxie Kupa galaxií – hnízdo galaxií, několik stovek až tisíců galaxií Nadkupa galaxií – největší jednotná uskupení, tisíce až stovky tisíc galaxií
Místní skupina galaxií
Kupa galaxií – I. Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky, vzdálená 300 Mly
Kupa galaxií v Panně, vzdálená 45 Mly
Kupa galaxií – II.
Nadkupa galaxií
Klasifikace a třídění galaxií
Eliptické galaxie Eliptická forma galaxie bez jakékoliv výraznější vnitřní struktury Označují se písmenem E a číslem z = 0 – 7, které vyjadřuje míru zploštění:
Spirální galaxie – I. Vyznačují se jasným jádrem, které samo o sobě připomíná galaxie eliptické; k jádru se přimykají většinou dvě symetricky orientovaná spirální ramena označují se S K tomuto písmenu se připojují a, b, c, d, která značí v daném pořadí klesající velikost jádra (vzhledem k zdánlivému rozměru ramen)
Spirální galaxie – II. Zvláštní, jakýsi přechodný typ mezi E a S galaxiemi jsou vřetenovité (čočkovité) galaxie označované jako S0
Spirální galaxie s příčkou Ramena se napojují na příčku, která prochází jádrem Označují se SB; písmena a, b, c opět vyjadřují velikost a výraznost jádra Vyznačují se výraznější symetrií než normální spirální galaxie
Nepravidelné galaxie – I. Charakteristické neuspořádaným vzhledem, žádnou výraznou pravidelnost; označované Irr
struktura
nemá
Irr I – jsou to galaxie, které v Hubbleově třídění můžeme zařadit za typ Sc resp. Sd, obsahují velké množství mladých hvězd typu O, B a mezihvězdné hmoty, v některých lze dokonce pozorovat náznak ramen Irr II – jsou skutečně nepravidelné/amorfní útvary, neobsahují hvězdy jasnější než 4,0m; obsahují též značné množství mezihvězdného plynu a prachu
Patří sem ještě další typy galaxií, jako Seyfertovy galaxie, rádiové galaxie, N-galaxie, modré kompaktní galaxie, kvasagy (QSG) – kvasary bez rádiového záření, kvasary (QSO)
Nepravidelné galaxie – II.
Zajímavé tvary galaxií
Vzdálenost galaxií Metoda určení vzdálenosti galaxií je založena na srovnání jasností samotné galaxie nebo význačného objektu v ní s jasností podobných objektů Klasickou metodou je určování vzdálenosti pomocí cefeid:
Další možností určování vzdálenosti galaxií, je pomocí nov a supernov (ze změny jasnosti se určí modul vzdálenosti)
Hubbleova konstanta V roce 1929 Edwin Hubble (1889 – 1953) objevil rudý posuv ve spektrech galaxií Hubble zjistil korelaci mezi hodnotou posuvu spektrálních čar a vzdáleností, kterou lze vyjádřit jako:
H je Hubbleova konstanta, c je rychlost světla a r je vzdálenost galaxie Hubbleova konstanta prodělala značné změny a její dnešní přijímaná hodnota je (převrácená hodnota H pak udává stáří vesmíru):
Hmotnost galaxií Určení hmotností galaxií patří k základním a nejdůležitějším údajům o galaxii Získání tohoto údaje ovšem patří k neobtížnějším úkolům a dochází tak v velkým chybám U blízkých galaxií, které mají velké úhlové rozměry lze odhadnout hmotnost z rotace objektu Další využívanou metodou je vztah hmotnost-svítivost, který je jiný než v případě hvězd a přibližně platí:
Srážky galaxií – kanibalismus
Kvasary – I. První kvasar byl objeven v šedesátých letech (3C 273, nejjasnější kvasar v souhvězdí Panny 12,9m, zároveň je jedním z nejbližších 749 Mpc = 2,4 Gly)
Jedná se o extrémně zářivé objekty hvězdného vzhledu (quasistellar objects QSO, některé jsou navíc zdrojem intenzivního rádiového záření – QSS), spektrální čáry mají velký rudý posuv
Pravděpodobně se jedná o zárodky budoucích galaxií (vyzařovaná energie odpovídá záření celých galaxií), často s obří černou dírou v centru a s charakteristickým výtryskem hmoty
Kvasary – II. Některé kvasary mění velmi rychle svoji svítivost, z čehož se usuzuje na jejich poměrně malou velikost
Z tohoto důvodu je lze řadit mezi aktivní objekty (aktivní galaktická jádra – Seyfertovy galaxie, mají podobné spektrum) – někteří astronomové se domnívají, že se jedná dokonce o stejné objekty
Do kategorie těchto objektů patří ještě tzv. blazary (BL Lac a kvasar), a jsou to v podstatě kvazary, na které se díváme ve směru výtrysku hmoty
Kvasary – III.
Příklady Naše Galaxie s hmotností přibližně 2,5.1011 MS a galaxie v souhvězdí Andromedy o hmotnosti 3,6.1011 MS jsou dvě největší galaxie v místní skupině galaxií. Předpokládejme, že tvoří dvojnou soustavu a obíhají kolem společného hmotného středu po kruhových drahách. Určete velikost oběžné doby, jestliže vzdálenost mezi nimi je 700 kpc. [~ 7.1010 let]
Ze spektrální diagnostiky čáry O II 327,7 nm v galaxii M 87 byla určena oběžná rychlost plynu na 500 km.s-1 při poloměru 0,25’’. Odhadněte hmotnost centrální oblasti uvnitř prstence. Za předpokladu, že se jedná o černou díru určete její Schwarzschildův poloměr. Hodnota z = 0,004. [17 Mpc; 5,9.1017 m; 2,25.1039 kg; 3,3.1012 m]
Příklady Ve spektru kvasaru 3C 273 je emisní čára vodíku Hβ o laboratorní vlnové délce 486,1 nm posunuta o 77,8 nm směrem k dlouhovlnnému konci spektra. Určete: vzdálenost kvasaru lineární rozměry kvasaru, jestliže úhlový průměr činí 2α = 0,24’’ lineární velikost výtrysku z kvasaru jehož úhlová velikost je 19,5’’ zářivý výkon, jestliže absolutní bolometrická hvězdná velikost je -25m
[680 Mpc; 790 pc; 64 kpc; 7,9.1011 LS]
Příklady – vlastní výpočet Určete přibližné stáří vesmíru, znáte-li hodnotu Hubbleovy konstanty (použijte hodnotu uvedenou v přednášce). [T = (13,7 ± 0,5).109 let]
Vypočítejte oběžnou rychlost Slunce kolem středu Galaxie, víte-li že Slunce oběhne jednou za tzv. galaktický rok – 2,1.108 let a od středu Galaxie je vzdáleno asi 8 kpc. Kolikrát Slunce již oběhlo od doby svého vzniku a kolik oběhů ještě zhruba vykoná? [~ 230 km.s-1; ~ 21krát; ~ 33krát]
