Prezentácia fyziky Mliečnej dráhy. Prezentácia na tému „Mliečna dráha vo fyzike

Snímka 13

Otvorená hviezdokopa M 44 v súhvezdí Raka

Snímka 14

Otvorené hviezdokopy sa skladajú zo stoviek alebo tisícok hviezd. Ich hmotnosť je malá (100–1000 MC Slnka).

Snímka 15

Otvorená hviezdokopa M29 v súhvezdí Labuť

Snímka 16

Otvorená hviezdokopa M6 Motýľ v súhvezdí Škorpión. Mladé masívne hviezdy vyžarujú prevažne modré svetlo, ktoré ionizuje okolitý plyn.

Snímka 17

Snímka 18

Guľová hviezdokopa M13 v súhvezdí Herkules

Snímka 19

Guľová hviezdokopa M80 v súhvezdí Škorpión

Štruktúra vesmíru Štruktúra vesmíru Mliečna dráha Sväté roky Mliečna dráha Galaxia obsahuje podľa najnižšieho odhadu asi 200 miliárd hviezd, pričom väčšina hviezd sa nachádza vo forme plochého disku. K januáru 2009 sa hmotnosť Galaxie odhaduje na 3 · 10 ^ 12 hmotností Slnka alebo 6 · 10 ^ 42 kg.

Jadro V strede Galaxie sa nachádza zhrubnutie nazývané vydutina, ktorá má priemer asi 8 tisíc parsekov. V strede Galaxie sa zjavne nachádza supermasívna čierna diera (Sagittarius A *), okolo ktorej sa pravdepodobne točí čierna diera s priemernou hmotnosťou. Ich spoločné gravitačné pôsobenie na susedné hviezdy spôsobuje, že sa tieto hviezdy pohybujú po neobvyklých trajektóriách Balgemangle supermasívna čierna diera Strelec A * Stred jadra Galaxie sa nachádza v súhvezdí Strelec (α = 265 °, δ = 29 °). Vzdialenosť od Slnka do stredu Galaxie je 8,5 kiloparsekov (2,62 10 ^ 17 km alebo svetelných rokov).

Ramená Galaxia patrí do triedy špirálových galaxií, čo znamená, že Galaxia má špirálové ramená umiestnené v rovine disku. Disk je ponorený do sférického halo a okolo neho je umiestnená sférická koruna. Slnečná sústava sa nachádza vo vzdialenosti 8,5 tisíc parsekov od galaktického stredu, v blízkosti roviny Galaxie (posun k severnému pólu Galaxie je len 10 parsekov), na vnútornom okraji ramena, ktoré je tzv. rameno Oriona. Toto usporiadanie znemožňuje vizuálne pozorovať tvar rukávov. Nové údaje z pozorovaní molekulárneho plynu (CO) naznačujú, že naša Galaxia má dve ramená začínajúce na priečke vo vnútornej časti Galaxie. Okrem toho je na vnútornej strane pár rukávov. Potom sa tieto ramená premenia na štvorramennú štruktúru pozorovanú v neutrálnej vodíkovej línii vo vonkajších častiach Galaxie. Galaxia patrí do triedy špirálových galaxií, čo znamená, že Galaxia má špirálové ramená umiestnené v rovine disku. Disk je ponorený do sférického halo a okolo neho je umiestnená sférická koruna. Slnečná sústava sa nachádza vo vzdialenosti 8,5 tisíc parsekov od galaktického stredu, v blízkosti roviny Galaxie (posun k severnému pólu Galaxie je len 10 parsekov), na vnútornom okraji ramena, ktoré je tzv. rameno Oriona. Toto usporiadanie znemožňuje vizuálne pozorovať tvar rukávov. Nové údaje z pozorovaní molekulárneho plynu (CO) naznačujú, že naša Galaxia má dve ramená začínajúce na priečke vo vnútornej časti Galaxie. Okrem toho je na vnútornej strane pár rukávov. Tieto ramená sa potom premenia na štvorramennú štruktúru pozorovanú v neutrálnej vodíkovej línii vo vonkajších častiach Galaxie.

Halo Halo galaxie je neviditeľná súčasť sférickej galaxie, ktorá presahuje viditeľnú časť galaxie. Pozostáva hlavne zo riedeného horúceho plynu, hviezd a tmavej hmoty. Ten tvorí väčšinu sférickej tmavej hmoty galaxie Galaktické halo Galaktické halo má sférický tvar, ktorý sa rozprestiera za galaxiou na 510 tisíc svetelných rokov a má teplotu asi 5 10 ^ 5 K.

História objavu Galaxie Väčšina nebeských telies je spojená do rôznych rotujúcich systémov. Takže Mesiac sa točí okolo Zeme, satelity obrovských planét tvoria svoje vlastné systémy bohaté na telá. Na vyššej úrovni sa Zem a ostatné planéty točia okolo Slnka. Vyvstala prirodzená otázka: nie je aj Slnko zahrnuté v ešte väčšej sústave? Väčšina nebeských telies je spojená do rôznych rotačných systémov. Takže Mesiac sa točí okolo Zeme, satelity obrovských planét tvoria svoje vlastné systémy bohaté na telá. Na vyššej úrovni sa Zem a ostatné planéty točia okolo Slnka. Vyvstala prirodzená otázka: nie je aj Slnko zahrnuté v ešte väčšej sústave? MesiacSatelity obrovských planét MesiacaSatelity obrovských planét planéty Prvú systematickú štúdiu tejto problematiky uskutočnil v 18. storočí anglický astronóm William Herschel. Spočítal počet hviezd v rôznych oblastiach oblohy a zistil, že na oblohe je veľký kruh (neskôr nazývaný galaktický rovník), ktorý rozdeľuje oblohu na dve rovnaké časti a na ktorej je najväčší počet hviezd. Navyše, čím je hviezd viac, tým je obloha bližšie k tomuto kruhu. Nakoniec sa zistilo, že práve na tomto kruhu sa nachádza Mliečna dráha. Vďaka tomu Herschel uhádol, že všetky hviezdy, ktoré pozorujeme, tvoria obrovský hviezdny systém, ktorý je sploštený smerom ku galaktickému rovníku. Prvú systematickú štúdiu tejto problematiky uskutočnil v 18. storočí anglický astronóm William Herschel. Spočítal počet hviezd v rôznych oblastiach oblohy a zistil, že na oblohe je veľký kruh (neskôr nazývaný galaktický rovník), ktorý rozdeľuje oblohu na dve rovnaké časti a na ktorej je najväčší počet hviezd. Navyše, čím je hviezd viac, tým je obloha bližšie k tomuto kruhu. Nakoniec sa zistilo, že práve na tomto kruhu sa nachádza Mliečna dráha. Vďaka tomu Herschel uhádol, že všetky hviezdy, ktoré pozorujeme, tvoria gigantický hviezdny systém, ktorý je sploštený ku galaktickému rovníku 18. storočie William Herschel Galaktický rovník Mliečna dráha XVIII. storočie William Herschel Galaktický rovník Mliečna dráha Najprv sa predpokladalo, že všetky objekty vo vesmíre sú časti našej Galaxie, hoci niektoré z nich boli stále súčasťou našej Galaxie. hmloviny môžu byť galaxiami ako Mliečna dráha. Ešte v roku 1920 rozprúdila diskusiu otázka existencie extragalaktických objektov (napríklad slávny Veľký spor medzi Harlowom Shapleym a Geberom Curtisom; prvý obhajoval jedinečnosť našej Galaxie). Kantova hypotéza bola definitívne dokázaná až v 20. rokoch 20. storočia, keď Edwin Hubble dokázal zmerať vzdialenosť k niektorým špirálovým hmlovinám a ukázal, že vzhľadom na ich vzdialenosť nemôžu byť súčasťou Galaxie. Spočiatku sa predpokladalo, že všetky objekty vo vesmíre sú časťami našej Galaxie, hoci aj Kant naznačil, že niektoré hmloviny môžu byť galaxie podobné Mliečnej dráhe. Ešte v roku 1920 rozprúdila diskusiu otázka existencie extragalaktických objektov (napríklad slávny Veľký spor medzi Harlowom Shapleym a Geberom Curtisom; prvý obhajoval jedinečnosť našej Galaxie). Kantova hypotéza bola definitívne potvrdená až v 20. rokoch 20. storočia, keď Edwin Hubble dokázal zmerať vzdialenosť k niektorým špirálovým hmlovinám a ukázal, že svojou odľahlosťou nemôžu byť súčasťou Galaxie.

Skoré pokusy o klasifikáciu Pokusy o klasifikáciu galaxií sa začali súbežne s objavom prvých špirálových hmlovín Lordom Rossom v B.C. V tom čase však prevládala teória, že všetky hmloviny patria do našej Galaxie. To, že množstvo hmlovín je negalaktickej povahy, dokázal až E. Hubble v roku 1924. Galaxie boli teda klasifikované rovnakým spôsobom ako galaktické hmloviny, špirálové hmloviny galaxie Lordom Rossomom v našej galaxii E. Hubble 1924 Skorým fotografickým prieskumom dominovali špirálové hmloviny, čo umožnilo ich rozlíšenie do samostatnej triedy. V roku 1888 vykonal A. Roberts hĺbkový prieskum oblohy, ktorého výsledkom bol objav veľkého množstva eliptických bezštruktúrnych a veľmi pretiahnutých vretenových hmlovín. V roku 1918 GD Curtis vyčlenil špirály s mostíkom a prstencovou štruktúrou do samostatnej skupiny Φ do samostatnej skupiny. Okrem toho interpretoval vretenové hmloviny ako okrajové špirály 1888 A. Robertselliptické bezštruktúrne vretená 1918 D. Curtis

Harvardská klasifikácia Všetky galaxie v Harvardskej klasifikácii boli rozdelené do 5 tried: Všetky galaxie v Harvardskej klasifikácii boli rozdelené do 5 tried: Galaxie triedy A jasnejšie ako 12 m Galaxie triedy A jasnejšie ako 12 mm Galaxie triedy B od 12 m do 14 m Galaxie triedy B od 12 m do 14 mm Galaxie triedy C od 14 m do 16 m Galaxie triedy C od 14 m do 16 mm Galaxie triedy D od 16 m do 18 m Galaxie triedy D od 16 m do 18 mm Galaxie triedy E od 18 m do 20 m Galaxie triedy E od 18 m do 20 mm

Eliptické galaxie Eliptické galaxie majú hladký eliptický tvar (od vysoko splošteného až po takmer kruhový) bez charakteristických znakov, s rovnomerným poklesom jasu od stredu k okrajom. Označujú sa písmenom E a číslom, ktoré je indexom sploštenej galaxie. Okrúhla galaxia bude teda označená ako E0 a galaxia s jednou z hlavných polosí dvakrát tak veľkou ako druhá, E5. Eliptické galaxie majú hladký eliptický tvar (od vysoko splošteného až po takmer kruhový) bez charakteristických znakov, s rovnomerným poklesom jasu od stredu k okrajom. Označujú sa písmenom E a číslom, ktoré je indexom sploštenej galaxie. Okrúhla galaxia bude teda označená ako E0 a galaxia s jednou z hlavných polosí dvakrát tak veľkou ako druhá, E5. Eliptické galaxie Eliptické galaxie M87

Špirálové galaxie Špirálové galaxie sa skladajú zo splošteného disku hviezd a plynu, v strede ktorého je sférické zhutnenie nazývané vydutina, a rozsiahleho sférického halo. V rovine disku sa vytvárajú jasné špirálové ramená, ktoré pozostávajú najmä z mladých hviezd, plynu a prachu. Hubble rozdelil všetky známe špirálové galaxie na normálne špirálové (označené symbolom S) a špirálové s priečkou (SB), ktoré sa v ruskej literatúre často nazývajú galaxie s priečkou alebo skrížené. V normálnych špirálach sa špirálové vetvy rozvetvujú tangenciálne od jasného centrálneho jadra a rozprestierajú sa v priebehu jednej otáčky. Počet vetiev môže byť rôzny: 1, 2, 3, ... ale najčastejšie sú galaxie len s dvoma vetvami. V pretínajúcich sa galaxiách sa špirálové ramená rozprestierajú v pravom uhle od koncov priečky. Medzi nimi sú aj galaxie, ktorých počet vetiev nie je rovný dvom, ale skrížené galaxie majú väčšinou dve špirálové vetvy. V závislosti od toho, či sú špirálové ramená pevne skrútené alebo zhlukované, alebo podľa pomeru veľkostí jadra a vydutia sa pridávajú symboly a, b alebo c. Galaxie Sa sa teda vyznačujú veľkým vydutím a pevne skrútenou pravidelnou štruktúrou, zatiaľ čo galaxie Sc majú malé vydutie a zhluknutú špirálovitú štruktúru. Podtrieda Sb zahŕňa galaxie, ktoré z akéhokoľvek dôvodu nemožno priradiť jednej z extrémnych podtried: Sa alebo Sc. Galaxia M81 má teda veľkú vydutinu a zhlukovanú špirálovitú štruktúru. Špirálové galaxie sa skladajú zo splošteného disku hviezd a plynu, v strede ktorého je sférické zhutnenie nazývané vydutina, a rozsiahleho sférického halo. V rovine disku sa vytvárajú jasné špirálové ramená, ktoré pozostávajú najmä z mladých hviezd, plynu a prachu. Hubble rozdelil všetky známe špirálové galaxie na normálne špirálové (označené symbolom S) a špirálové s priečkou (SB), ktoré sa v ruskej literatúre často nazývajú galaxie s priečkou alebo skrížené. V normálnych špirálach sa špirálové vetvy rozvetvujú tangenciálne od jasného centrálneho jadra a rozprestierajú sa v priebehu jednej otáčky. Počet vetiev môže byť rôzny: 1, 2, 3, ... ale najčastejšie sú galaxie len s dvoma vetvami. V pretínajúcich sa galaxiách sa špirálové ramená rozprestierajú v pravom uhle od koncov priečky. Medzi nimi sú aj galaxie s počtom vetiev, ktorý sa nerovná dvom, ale skrížené galaxie majú väčšinou dve špirálové vetvy. V závislosti od toho, či sú špirálové ramená pevne skrútené alebo zhlukované, alebo podľa pomeru veľkostí jadra a vydutia sa pridávajú symboly a, b alebo c. Galaxie Sa sa teda vyznačujú veľkým vydutím a pevne skrútenou pravidelnou štruktúrou, zatiaľ čo galaxie Sc majú malé vydutie a zhluknutú špirálovitú štruktúru. Podtrieda Sb zahŕňa galaxie, ktoré z akéhokoľvek dôvodu nemožno priradiť jednej z extrémnych podtried: Sa alebo Sc. Galaxia M81 má teda veľkú vydutinu a zhlukovanú špirálovitú štruktúru. Špirálové galaxie

Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Galaxia bez rotačnej symetrie a významného jadra. Magellanove oblaky sú typickým predstaviteľom nepravidelných galaxií. Existoval dokonca výraz „Magellanova hmlovina“. Nepravidelné galaxie sa vyznačujú rôznymi tvarmi, zvyčajne malých rozmerov, a množstvom plynu, prachu a mladých hviezd. Označené ako I. Vzhľadom na to, že tvar nepravidelných galaxií nie je pevne určený, ako sú nepravidelné galaxie často klasifikované ako zvláštne galaxie. Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie sú galaxiou bez rotačnej symetrie a významného jadra. Magellanove oblaky sú typickým predstaviteľom nepravidelných galaxií. Existoval dokonca výraz „Magellanova hmlovina“. Nepravidelné galaxie sa vyznačujú rôznymi tvarmi, zvyčajne malých rozmerov, a množstvom plynu, prachu a mladých hviezd. Označené ako I. Vzhľadom na to, že tvar nepravidelných galaxií nie je pevne určený, ako sú nepravidelné galaxie často klasifikované ako zvláštne galaxie. Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Magellanove mraky zvláštne galaxie Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Magellanove mraky zvláštne galaxie M82

Lentikulárne galaxie Lentikulárne galaxie sú diskové galaxie (ako špirálové galaxie), ktoré minuli alebo stratili svoju medzihviezdnu hmotu (ako eliptické galaxie). V prípadoch, keď je galaxia obrátená na stranu pozorovateľa, je často ťažké jasne rozlíšiť lentikulárne a eliptické galaxie kvôli nevýraznosti špirálových ramien lentikulárnej galaxie. Lentikulárne galaxie sú diskové galaxie (ako špirálové galaxie), ktoré minuli alebo stratili svoju medzihviezdnu hmotu (ako eliptické galaxie). V prípadoch, keď je galaxia obrátená na stranu pozorovateľa, je často ťažké jasne rozlíšiť lentikulárne a eliptické galaxie kvôli nevýraznosti špirálových ramien lentikulárnej galaxie. diskové galaxie medzihviezdna hmota diskové galaxie medzihviezdna hmota NGC 5866

Čierna diera je oblasť v časopriestore, ktorej gravitačná príťažlivosť je taká veľká, že ju nedokážu opustiť ani objekty pohybujúce sa rýchlosťou svetla (vrátane kvánt samotného svetla). Čierna diera je oblasť v časopriestore, ktorej gravitačná príťažlivosť je taká veľká, že ju nedokážu opustiť ani objekty pohybujúce sa rýchlosťou svetla (vrátane kvánt samotného svetla) Časopriestorová gravitačná príťažlivosť rýchlosťou svetelných kvánt svetla v časopriestore gravitačná príťažlivosť rýchlosťou svetla kvantá svetla Hranica tejto oblasti sa nazýva horizont udalostí a jej charakteristickou veľkosťou je gravitačný polomer. V najjednoduchšom prípade sféricky symetrickej čiernej diery sa rovná Schwarzschildovmu polomeru. Otázka skutočnej existencie čiernych dier úzko súvisí s tým, nakoľko je správna teória gravitácie, z ktorej ich existencia vyplýva. V modernej fyzike je štandardnou teóriou gravitácie, ktorá je najlepšie potvrdená experimentálne, všeobecná relativita (GR), ktorá s istotou predpovedá možnosť vzniku čiernych dier (ich existencia je však možná v rámci iných (nie všetkých) modelov pozri: Alternatívne teórie gravitácie). Pozorovacie údaje sú preto analyzované a interpretované predovšetkým v kontexte všeobecnej relativity, aj keď, prísne vzaté, táto teória nie je experimentálne potvrdená pre podmienky zodpovedajúce oblasti časopriestoru v bezprostrednej blízkosti čiernych dier hviezd. hmotnosti (je to však dobre potvrdené za podmienok zodpovedajúcich supermasívnym čiernym dieram). Preto tvrdenia o priamych dôkazoch o existencii čiernych dier, vrátane v tomto článku nižšie, prísne vzaté, by sa mali chápať v zmysle potvrdenia existencie astronomických objektov, takých hustých a masívnych, ako aj tých, ktoré majú niektoré ďalšie pozorovateľné vlastnosti. možno interpretovať ako všeobecnú teóriu relativity čiernych dier. Hranica tejto oblasti sa nazýva horizont udalostí a jej charakteristickou veľkosťou je gravitačný polomer. V najjednoduchšom prípade sféricky symetrickej čiernej diery sa rovná Schwarzschildovmu polomeru. Otázka skutočnej existencie čiernych dier úzko súvisí s tým, nakoľko je správna teória gravitácie, z ktorej ich existencia vyplýva. V modernej fyzike je štandardnou teóriou gravitácie, najlepšie potvrdenou experimentálne, všeobecná teória relativity (GR), ktorá s istotou predpovedá možnosť vzniku čiernych dier (ich existencia je však možná v rámci iných (nie všetkých)). modely, pozri kap. : Alternatívne teórie gravitácie). Pozorovacie údaje sú preto analyzované a interpretované predovšetkým v kontexte všeobecnej relativity, aj keď, prísne vzaté, táto teória nie je experimentálne potvrdená pre podmienky zodpovedajúce oblasti časopriestoru v bezprostrednej blízkosti čiernych dier hviezd. hmotnosti (je to však dobre potvrdené za podmienok zodpovedajúcich supermasívnym čiernym dieram). Preto tvrdenia o priamych dôkazoch o existencii čiernych dier, vrátane v tomto článku nižšie, prísne vzaté, by sa mali chápať v zmysle potvrdenia existencie astronomických objektov, takých hustých a masívnych, ako aj tých, ktoré majú niektoré ďalšie pozorovateľné vlastnosti. možno interpretovať ako čierne diery všeobecná teória relativity horizont udalostí gravitačný polomer podľa Schwarzschildovho polomeru teória gravitácie všeobecná teória relativity Alternatívne teórie gravitácie horizont udalostí gravitačný polomer k Schwarzschildovmu polomeru teória gravitácie všeobecná teória relativity Alternatívne teórie gravitácie

Magnetar alebo magnetar je neutrónová hviezda s mimoriadne silným magnetickým poľom (až 1011 T). Teoreticky bola existencia magnetarov predpovedaná v roku 1992 a prvý dôkaz o ich skutočnej existencii bol získaný v roku 1998 pri pozorovaní silného záblesku gama a röntgenového žiarenia zo zdroja SGR v súhvezdí Orla. Životnosť magnetarov je krátka, pohybuje sa okolo rokov. Magnetary sú zle pochopeným typom neutrónovej hviezdy kvôli skutočnosti, že len málo z nich je dostatočne blízko k Zemi. Magnetary majú priemer asi 20 km, no väčšina hmotností prevyšuje hmotnosť Slnka. Magnetar je tak stlačený, že hrášok jeho hmoty by vážil viac ako 100 miliónov ton. Väčšina známych magnetarov sa otáča veľmi rýchlo, aspoň niekoľko otáčok za sekundu na osi. Životný cyklus magnetaru je pomerne krátky. Ich silné magnetické polia zmiznú asi po rokoch, potom ich aktivita a emisia röntgenového žiarenia ustanú. Podľa jedného z predpokladov mohlo v našej galaxii za celú dobu jej existencie vzniknúť až 30 miliónov magnetarov. Magnetary sú tvorené z masívnych hviezd s počiatočnou hmotnosťou asi 40 M. Magnetar alebo magnetar je neutrónová hviezda s mimoriadne silným magnetickým poľom (až 1011 T). Teoreticky bola existencia magnetarov predpovedaná v roku 1992 a prvý dôkaz o ich skutočnej existencii bol získaný v roku 1998 pri pozorovaní silného záblesku gama a röntgenového žiarenia zo zdroja SGR v súhvezdí Orla. Životnosť magnetarov je krátka, pohybuje sa okolo rokov. Magnetary sú zle pochopeným typom neutrónovej hviezdy kvôli skutočnosti, že len málo z nich je dostatočne blízko k Zemi. Magnetary majú priemer asi 20 km, no väčšina hmotností prevyšuje hmotnosť Slnka. Magnetar je tak stlačený, že hrášok jeho hmoty by vážil viac ako 100 miliónov ton. Väčšina známych magnetarov sa otáča veľmi rýchlo, aspoň niekoľko otáčok za sekundu na osi. Životný cyklus magnetaru je pomerne krátky. Ich silné magnetické polia zmiznú asi po rokoch, potom ich aktivita a emisia röntgenového žiarenia ustanú. Podľa jedného z predpokladov mohlo v našej galaxii za celú dobu jej existencie vzniknúť až 30 miliónov magnetarov. Magnetary sú tvorené z masívnych hviezd s počiatočnou hmotnosťou asi 40 M. Neutrónová hviezda s magnetickým poľom T 1992 1998 gama-röntgenové žiarenie SGR Orlie neutrónové hviezdy Zem Slnko našich galaxií Neutrónová hviezda s magnetickým poľom T 1992 1998 Gama-röntgenové žiarenie v magnetickom poli Zeme Tl 1992 1998 gama-röntgenové žiarenie na Zemi SGR neutrónové magnetické hviezdy aj kolísanie magnetického poľa, ktoré ich sprevádza, vedie často k obrovským emisiám gama žiarenia, ktoré boli na Zemi zaznamenané v roku 1979, 1998 a 2004. Magnetické pole neutrónovej hviezdy je milión miliónkrát väčšie ako pole Zeme v rokoch 1979, 1998 a 2004. Magnetické pole neutrónovej hviezdy je milión miliónkrát väčšie ako magnetické pole Zeme v rokoch
Pulsar je vesmírny zdroj rádiového (rádiopulsar), optického (optický pulzar), röntgenového (röntgenového pulzaru) a/alebo gama (gama-pulsar) žiarenia, ktoré prichádza na Zem vo forme periodických zábleskov (pulzov) . Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie, čo moduluje žiarenie prichádzajúce na Zem. Prvý pulzar objavila v júni 1967 Jocelyn Bell, postgraduálna študentka E. Hewisha, na meridiánovom rádioteleskope Mallard Radio Astronomy Observatory, Cambridge University pri vlnovej dĺžke 3,5 m (85,7 MHz). Za tento výnimočný výkon dostal Hewish v roku 1974 Nobelovu cenu. Moderné názvy tohto pulzaru PSR B alebo PSR J Pulsar je kozmický zdroj rádiového (rádiový pulzar), optického (optický pulzar), röntgenového (röntgenového pulzaru) a/alebo gama (gama-pulsar) žiarenia prichádzajúceho do Zem vo forme periodických výbojov (impulzov). Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie, čo moduluje žiarenie prichádzajúce na Zem. Prvý pulzar objavila v júni 1967 Jocelyn Bell, postgraduálna študentka E. Hewisha, na meridiánovom rádioteleskope Mallard Radio Astronomy Observatory, Cambridge University pri vlnovej dĺžke 3,5 m (85,7 MHz). Za tento výnimočný výkon dostal Hewish v roku 1974 Nobelovu cenu. Moderné názvy tohto pulzaru sú PSR B alebo PSR J Kozmický rádio-rádiový pulzar optický pulzar Röntgenový röntgenový pulzar gama-gama pulzar Zemské periodické pulzy astrofyzikálnych neutrónových hviezd magnetické pole a modulácia rotácie 1967 Jocelyn Bellaspirant. Hewishov rádioteleskop na Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge pri vlnovej dĺžke 1974 Nobelova cena PSR B vesmírny rádio-rádiopulsaroptický optický pulzar Röntgenový röntgenový pulzar Hewish Radio Telescope na Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge, 1974 Nobelova cena PSR B Výsledky pozorovania boli niekoľko mesiacov utajované a prvý objavený pulzar dostal názov LGM-1 (skratka pre Little Green Men). Tento názov bol spojený s predpokladom, že tieto prísne periodické impulzy rádiového vyžarovania sú umelého pôvodu. Dopplerovský frekvenčný posun (charakteristický pre zdroj obiehajúci okolo hviezdy) sa však nezistil. Okrem toho Hewishova skupina našla ďalšie 3 zdroje podobných signálov. Potom hypotéza o signáloch mimozemskej civilizácie zmizla a vo februári 1968 sa v časopise „Nature“ objavila správa o objave rýchlo sa meniacich mimozemských rádiových zdrojov neznámej povahy s vysoko stabilnou frekvenciou. Výsledky pozorovania boli niekoľko mesiacov utajované a prvý objavený pulzar dostal názov LGM-1 (skratka pre Little Green Men, malí zelení mužíci). Tento názov bol spojený s predpokladom, že tieto prísne periodické impulzy rádiového vyžarovania sú umelého pôvodu. Dopplerovský frekvenčný posun (charakteristický pre zdroj obiehajúci okolo hviezdy) sa však nezistil. Okrem toho Hewishova skupina našla ďalšie 3 zdroje podobných signálov. Potom hypotéza o signáloch mimozemskej civilizácie zmizla a vo februári 1968 sa v časopise „Nature“ objavila správa o objave rýchlo sa meniacich mimozemských rádiových zdrojov neznámej povahy s vysoko stabilnou frekvenciou. Do konca roku 1968 rôzne hvezdárne sveta objavili ďalších 58 objektov, nazývaných pulzary, pričom počet publikácií, ktoré sa im venovali v prvých rokoch po ich objavení, predstavoval niekoľko stoviek. Astrofyzici čoskoro dospeli k všeobecnému názoru, že pulzar, alebo skôr rádiový pulzar, je neutrónová hviezda. Vysiela úzko smerované toky rádiovej emisie a v dôsledku rotácie neutrónovej hviezdy sa tok v pravidelných intervaloch dostáva do zorného poľa vonkajšieho pozorovateľa, takže vznikajú pulzy pulzaru. Správa vyvolala vedeckú senzáciu. Do konca roku 1968 rôzne hvezdárne sveta objavili ďalších 58 objektov, nazývaných pulzary, pričom počet publikácií, ktoré sa im venovali v prvých rokoch po ich objavení, predstavoval niekoľko stoviek. Astrofyzici čoskoro dospeli k všeobecnému názoru, že pulzar, alebo skôr rádiový pulzar, je neutrónová hviezda. Vyžaruje úzko smerované toky rádiovej emisie a v dôsledku rotácie neutrónovej hviezdy sa tok v pravidelných intervaloch dostáva do zorného poľa vonkajšieho pozorovateľa, takto vznikajú pulzy pulzaru. Najbližšie sa nachádzajú vo vzdialenosti asi 0,12 kpc (asi 390 svetelných rokov) od Slnka. V roku 2008 je už známych asi 1790 rádiových pulzarov (podľa katalógu ATNF). Najbližšie z nich sa nachádzajú vo vzdialenosti asi 0,12 kpc (asi 390 svetelných rokov) od Slnka ATNFkpc svetelných rokov Slnka ATNFkpc svetelných rokov Slnka O niečo neskôr sa objavili zdroje periodického röntgenového žiarenia, tzv. boli objavené pulzary. Podobne ako rádio, aj röntgenové pulzary sú vysoko magnetizované neutrónové hviezdy. Na rozdiel od rádiových pulzarov, ktoré spotrebúvajú svoju vlastnú rotačnú energiu na žiarenie, röntgenové pulzary vyžarujú v dôsledku narastania hmoty zo susednej hviezdy, ktorá zaplnila jej Rocheov lalok a vplyvom pulzaru sa postupne premení na bieleho trpaslíka. V dôsledku toho hmotnosť pulzaru pomaly rastie, jeho moment zotrvačnosti a frekvencia rotácie sa zvyšujú, zatiaľ čo rádiové pulzary sa naopak časom spomaľujú. Bežný pulzar urobí otáčku za čas od niekoľkých sekúnd do niekoľkých desatín sekundy, zatiaľ čo röntgenový pulzar urobí stovky otáčok za sekundu. O niečo neskôr boli objavené zdroje periodického röntgenového žiarenia, nazývané röntgenové pulzary. Podobne ako rádio, aj röntgenové pulzary sú vysoko magnetizované neutrónové hviezdy. Na rozdiel od rádiových pulzarov, ktoré spotrebúvajú svoju vlastnú rotačnú energiu na žiarenie, röntgenové pulzary vyžarujú v dôsledku narastania hmoty zo susednej hviezdy, ktorá zaplnila jej Rocheov lalok a vplyvom pulzaru sa postupne premení na bieleho trpaslíka. V dôsledku toho hmotnosť pulzaru pomaly rastie, jeho moment zotrvačnosti a frekvencia rotácie sa zvyšujú, zatiaľ čo rádiové pulzary sa naopak časom spomaľujú. Bežný pulzar urobí otáčku za čas od niekoľkých sekúnd do niekoľkých desatín sekundy, zatiaľ čo röntgenový pulzar urobí stovky otáčok za sekundu. Röntgenové pulzary

Práce vykonal žiak 7. (11) -B triedy prvomájového gymnázia Klimenko Daria.

Naša Galaxia je hviezdny systém, v ktorom je ponorená slnečná sústava, nazývaná Mliečna dráha. Mliečna dráha je kolosálny zhluk hviezd viditeľných na oblohe ako jasný, zahmlený pruh.
V našej Galaxii - Mliečnej dráhe - je viac ako 200 miliárd hviezd rôznych svietivostí a farieb.
NAŠA GALAXIA JE MLIEČNA DRÁHA

MILKY WAY, hmlistá žiara na nočnej oblohe z miliárd hviezd v našej Galaxii. Pruh Mliečnej dráhy obopína oblohu v širokom prstenci. Mliečna dráha je obzvlášť viditeľná ďaleko od svetiel mesta. Na severnej pologuli je vhodné ju pozorovať okolo polnoci v júli, o 22. hodine v auguste alebo o 20. hodine v septembri, keď je Severný kríž súhvezdia Labuť blízko svojho zenitu. Po našom pohľade na mihotavý pás Mliečnej dráhy na severe alebo severovýchode míňame súhvezdie Cassiopeia (v tvare písmena W) a smerujeme k jasnej hviezde Capella. Za Capellou môžete vidieť, ako menej široká a jasnejšia časť Mliečnej dráhy prechádza tesne na východ od Orionovho pásu a nakláňa sa k horizontu neďaleko Siriusa, najjasnejšej hviezdy na oblohe. Najjasnejšia časť Mliečnej dráhy je viditeľná na juhu alebo juhozápade, zatiaľ čo Severný kríž je nad hlavou. V tomto prípade sú viditeľné dve vetvy Mliečnej dráhy, oddelené tmavou medzerou. Oblak v Štíte, ktorý E. Barnard nazval „perlou Mliečnej dráhy“, sa nachádza na polceste k zenitu a pod ním sú viditeľné veľkolepé súhvezdia Strelec a Škorpión.

Z čoho je galaxia vyrobená?
V roku 1609, keď veľký Talian Galileo Galilei ako prvý namieril ďalekohľad na oblohu, okamžite urobil veľký objav: rozlúštil, čo je Mliečna dráha. Galileo dokázal pomocou primitívneho teleskopu rozdeliť najjasnejšie oblaky v Mliečnej dráhe na jednotlivé hviezdy. Za nimi však objavil nové, slabšie oblaky, ktorých hádanku nedokázal rozlúštiť svojim primitívnym ďalekohľadom. Galileo však urobil správny záver, že tieto slabo svietiace oblaky viditeľné cez jeho ďalekohľad musia pozostávať aj z hviezd.
Mliečna dráha, ktorú nazývame naša Galaxia, sa v skutočnosti skladá z približne 200 miliárd hviezd. A Slnko so svojimi planétami je len jedným z nich. Naša slnečná sústava sa navyše nenachádza v strede Mliečnej dráhy, ale je od nej vzdialená asi o dve tretiny jej polomeru. Žijeme na okraji našej Galaxie.
Hmlovina Konská hlava je studený oblak plynu a prachu, ktorý blokuje hviezdy a galaxie za ňou.

Mliečna dráha obopína nebeskú sféru vo veľkom kruhu. Obyvateľom severnej pologule Zeme sa v jesenných večeroch podarí vidieť tú časť Mliečnej dráhy, ktorá prechádza cez Cassiopeia, Cepheus, Labuť, Orol a Strelec, a ráno sa objavia ďalšie súhvezdia. Na južnej pologuli Zeme sa Mliečna dráha tiahne od súhvezdia Strelec až po súhvezdia Škorpión, Kompas, Kentaurus, Južný kríž, Carina, Šíp.

Existuje veľa legiend o vzniku Mliečnej dráhy. Osobitnú pozornosť si zaslúžia dva podobné starogrécke mýty, ktoré odhaľujú etymológiu slova Galaxias a jeho súvislosť s mliekom. Jedna z legiend hovorí o materskom mlieku bohyne Héry, ktorá kojila Herkula, rozprestierajúceho sa po oblohe. Keď Hera zistila, že bábätko, ktoré dojčí, nie je jej vlastné dieťa, ale nemanželský syn Dia a pozemská žena, odstrčila ho a z rozliateho mlieka sa stala Mliečna dráha. Iná legenda hovorí, že rozliate mlieko je mliekom Rhey, manželky Kronosa, a dieťaťom bol samotný Zeus. Kronos požieral svoje deti, keďže mu bolo predpovedané, že ho zvrhne z vrcholu Panteónu jeho vlastný syn. Rhea vymyslela plán na záchranu svojho šiesteho syna, novorodenca Zeusa. Zabalila kameň do detského oblečenia a vsunula ho Kronosovi. Kronos ju požiadal, aby nakŕmila svojho syna ešte raz, kým ho prehltne. Mlieko vyliate z Rheiných pŕs na holý kameň sa neskôr nazývalo Mliečna dráha.
Legenda…

Systém Mliečnej dráhy
Systém Mliečnej dráhy je rozsiahly hviezdny systém (galaxia), do ktorého patrí Slnko. Systém Mliečnej dráhy pozostáva z mnohých rôznych typov hviezd, ako aj z hviezdokôp a asociácií, plynových a prachových hmlovín a jednotlivých atómov a častíc rozptýlených v medzihviezdnom priestore. Väčšina z nich zaberá šošovkovitý objem s priemerom asi 100 000 a hrúbkou asi 12 000 svetelných rokov. Menšia časť vypĺňa takmer guľový objem s polomerom asi 50 000 svetelných rokov. Všetky zložky Galaxie sú spojené do jediného dynamického systému otáčajúceho sa okolo vedľajšej osi symetrie. Stred sústavy je v smere súhvezdie Strelec.

Srdce Mliečnej dráhy
Vedcom sa podarilo pozrieť do srdca našej galaxie. Vesmírny teleskop Chandra zostavil mozaikový obrázok, ktorý zaberá 400 x 900 svetelných rokov. Vedci na ňom videli miesto, kde hviezdy umierajú a znovu sa rodia s úžasnou frekvenciou. Okrem toho bolo v tomto sektore objavených viac ako tisíc nových zdrojov röntgenového žiarenia. Väčšina röntgenových lúčov neprenikne do zemskej atmosféry, takže takéto pozorovania možno robiť len pomocou vesmírnych teleskopov. Keď hviezdy umierajú, zanechávajú oblaky plynu a prachu, ktoré sú vytláčané zo stredu a keď sa ochladzujú, presúvajú sa do vzdialených oblastí galaxie. Tento kozmický prach obsahuje celé spektrum prvkov, vrátane tých, ktoré sú staviteľmi nášho tela. Takže sme doslova hviezdny popol.

Existuje veľa vesmírnych objektov, ktoré môžeme vidieť - sú to hviezdy, hmloviny, planéty. Väčšina vesmíru je však neviditeľná. Napríklad čierne diery. Čierna diera je jadrom masívnej hviezdy, ktorej hustota a gravitácia po výbuchu supernovy narástli natoľko, že z jej povrchu neunikne ani svetlo. Čierne diery sa preto zatiaľ nikomu nepodarilo vidieť. Týmito objektmi sa stále zaoberá teoretická astronómia. Mnohí vedci sú však presvedčení o existencii čiernych dier. Veria, že len v našej Galaxii je ich viac ako 100 miliónov a každý z nich je pozostatkom obrovskej hviezdy, ktorá vybuchla v dávnej minulosti. Hmotnosť čiernej diery musí byť kolosálna, mnohonásobne väčšia ako hmotnosť Slnka, pretože absorbuje všetko, čo je nablízku: medzihviezdny plyn aj akúkoľvek inú kozmickú hmotu. Podľa astronómov je väčšina hmoty vesmíru ukrytá v čiernych dierach. O ich existencii zatiaľ svedčí len röntgenové žiarenie pozorované na niektorých miestach vo vesmíre, kde nie je nič vidieť ani v optickom, ani v rádioteleskope.
Čo je čierna diera?

Snímka 2

Mliečna dráha je galaxia, ktorá obsahuje Zem, slnečnú sústavu a všetky jednotlivé hviezdy viditeľné voľným okom. Vzťahuje sa na špirálové galaxie s priečkou. Mliečna dráha spolu s galaxiou Andromeda (M31), galaxiou v trojuholníku (M33) a viac ako 40 jej malými satelitnými galaxiami a Andromedou tvoria Miestnu skupinu galaxií, ktorá je súčasťou Miestnej nadkopy (nadkopa Panny).

Snímka 3

Etymológia Názov Mliečnej dráhy je pauzovací papier z lat. vialactea „mliečna cesta“, čo je zase pauzovací papier zo starej gréčtiny. ϰύϰλος γαλαξίας „mliečny kruh“. Podľa starogréckej legendy sa Zeus rozhodol urobiť svojho syna Herkulesa, narodeného zo smrteľnej ženy, nesmrteľným, a preto zasadil svoju spiacu manželku Héru, aby Herkules pil božské mlieko. Hera, ktorá sa prebudila, videla, že svoje dieťa nekŕmi, a odstrčila ho od seba. Prúd mlieka striekajúci z hrude bohyne sa zmenil na Mliečnu dráhu. V sovietskej astronomickej škole bola Mliečna dráha jednoducho nazývaná „naša galaxia“ alebo „systém Mliečnej dráhy“; fráza "Mliečna dráha" sa používa na označenie viditeľných hviezd, ktoré pre pozorovateľa opticky tvoria Mliečnu dráhu.

Snímka 4

Štruktúra galaxie Priemer galaxie je asi 30 000 parsekov (asi 100 000 svetelných rokov, 1 quintilión kilometrov) s odhadovanou priemernou hrúbkou asi 1 000 svetelných rokov. Galaxia obsahuje podľa najnižšieho odhadu asi 200 miliárd hviezd (moderné odhady sa pohybujú od 200 do 400 miliárd). Väčšina hviezd sa nachádza vo forme plochého disku. K januáru 2009 sa hmotnosť Galaxie odhaduje na 3 × 1012 hmotností Slnka alebo 6 × 1042 kg. Nový minimálny odhad určuje hmotnosť galaxie iba na 5 × 1011 hmotností Slnka. Väčšina hmoty Galaxie nie je obsiahnutá vo hviezdach a medzihviezdnom plyne, ale v nesvietivom halo tmavej hmoty.

Snímka 5

Disc Scientists odhadujú, že galaktický disk, vyčnievajúci v rôznych smeroch v oblasti galaktického stredu, má priemer asi 100 000 svetelných rokov. V porovnaní so svätožiarou sa disk otáča citeľne rýchlejšie. Jeho rýchlosť otáčania nie je rovnaká v rôznych vzdialenostiach od stredu.

Snímka 6

Jadro V strede Galaxie sa nachádza zhrubnutie nazývané vydutina, ktorá má priemer asi 8 tisíc parsekov. Stred galaktického jadra sa nachádza v súhvezdí Strelec (α = 265 °, δ = −29 °). Vzdialenosť od Slnka do stredu Galaxie je 8,5 kiloparsekov (2,62 · 1017 km alebo 27 700 svetelných rokov). V strede Galaxie sa zrejme nachádza supermasívna čierna diera (Sagittarius A *), okolo ktorej sa pravdepodobne nachádza. Centrálne oblasti Galaxie sa vyznačujú silnou koncentráciou hviezd: v každom kubickom parseku blízko stredu je ich mnoho tisíc. Vzdialenosti medzi hviezdami sú desiatky a stokrát menšie ako v blízkosti Slnka. Rovnako ako vo väčšine iných galaxií je distribúcia hmoty v Mliečnej dráhe taká, že obežná rýchlosť väčšiny hviezd v tejto galaxii vo veľkej miere nezávisí od ich vzdialenosti od stredu. Ďalej od centrálnej priečky k vonkajšiemu kruhu je zvyčajná rýchlosť rotácie hviezd 210-240 km/s. Takéto rozloženie rýchlostí, ktoré nie je pozorované v slnečnej sústave, kde rôzne dráhy majú výrazne rozdielne obežné rýchlosti, je teda jedným z predpokladov existencie tmavej hmoty.

Snímka 7

Ramená Galaxia patrí do triedy špirálových galaxií, čo znamená, že Galaxia má špirálové ramená umiestnené v rovine disku. Disk je ponorený do sférického halo a okolo neho je umiestnená sférická koruna. Slnečná sústava sa nachádza vo vzdialenosti 8,5 tisíc parsekov od galaktického stredu, v blízkosti galaktickej roviny, na vnútornom okraji ramena, ktoré sa nazýva Orionovo rameno. Toto usporiadanie znemožňuje vizuálne pozorovať tvar rukávov. Nové údaje z pozorovaní molekulárneho plynu (CO) naznačujú, že naša Galaxia má dve ramená začínajúce na priečke vo vnútornej časti Galaxie. Okrem toho je na vnútornej strane pár rukávov. Potom sa tieto ramená premenia na štvorramennú štruktúru pozorovanú v neutrálnej vodíkovej línii vo vonkajších častiach Galaxie.

Snímka 8

Halo Galaktické halo má guľový tvar, ktorý sa rozprestiera za galaxiou na 5-10 tisíc svetelných rokov a má teplotu asi 5 · 105 K. Stred symetrie halo Mliečnej dráhy sa zhoduje so stredom galaktického disku. Halo pozostáva hlavne z veľmi starých, matných hviezd s nízkou hmotnosťou. Nachádzajú sa jednotlivo aj vo forme guľových hviezdokôp, ktoré môžu obsahovať až milión hviezd. Vek populácie guľovej zložky Galaxie presahuje 12 miliárd rokov, zvyčajne sa považuje za vek samotnej Galaxie.

Snímka 9

Evolúcia a budúcnosť galaxií Zrážky našej Galaxie s inými galaxiami, vrátane takej veľkej galaxie ako je Andromeda, sú možné, avšak konkrétne predpovede sú zatiaľ nemožné pre neznalosť priečnej rýchlosti extragalaktických objektov.

Snímka 10

Zobraziť všetky snímky

1 snímka

2 snímka

Z čoho je galaxia vyrobená? V roku 1609, keď veľký Talian Galileo Galilei ako prvý nasmeroval ďalekohľad na oblohu, okamžite urobil veľký objav: prišiel na to, čo je Mliečna dráha. Pomocou svojho primitívneho teleskopu dokázal rozdeliť najjasnejšie oblaky v Mliečnej dráhe na jednotlivé hviezdy! Ale za nimi som rozoznal slabšie oblaky, ale nedokázal som vyriešiť ich hádanku, hoci som urobil správny záver, že by mali pozostávať aj z hviezd. Dnes vieme, že mal pravdu.

3 snímka

Mliečnu dráhu v skutočnosti tvorí 200 miliárd hviezd. A Slnko so svojimi planétami je len jedným z nich. Navyše, naša slnečná sústava je vzdialená od stredu Mliečnej dráhy asi o dve tretiny jej polomeru. Žijeme na okraji našej Galaxie. Mliečna dráha je kruhová. V jeho strede sú hviezdy hustejšie a tvoria obrovskú hustú hviezdokopa. Vonkajšie okraje kruhu sú zreteľne vyhladené a po okrajoch tenšie. Pri pohľade zvonku sa Mliečna dráha pravdepodobne podobá planéte Saturn s jej prstencami.

4 snímka

Plynové hmloviny Neskôr sa zistilo, že Mliečna dráha pozostáva nielen z hviezd, ale aj z oblakov plynu a prachu, ktoré víria pomerne pomaly a náhodne. V tomto prípade sa však oblaky plynu nachádzajú iba vo vnútri disku. Niektoré plynové hmloviny žiaria farebným svetlom. Jednou z najznámejších je hmlovina v súhvezdí Orion, ktorá je viditeľná aj voľným okom. Dnes vieme, že takéto plynné alebo difúzne hmloviny sú kolískou mladých hviezd.

5 snímka

Mliečna dráha obopína nebeskú sféru vo veľkom kruhu. Obyvateľom severnej pologule Zeme sa v jesenných večeroch podarí vidieť tú časť Mliečnej dráhy, ktorá prechádza cez Cassiopeia, Cepheus, Labuť, Orol a Strelec, a ráno sa objavia ďalšie súhvezdia. Na južnej pologuli Zeme sa Mliečna dráha tiahne od súhvezdia Strelec až po súhvezdia Škorpión, Kompas, Kentaurus, Južný kríž, Carina, Šíp.

6 snímka

Mliečna dráha, ktorá prechádza hviezdnou ryžou južnej pologule, je úžasne krásna a svetlá. V súhvezdí Strelec, Škorpión, Štít je veľa jasne žiariacich hviezdnych oblakov. V tomto smere sa nachádza stred našej Galaxie. V tej istej časti Mliečnej dráhy sú obzvlášť zreteľne rozlíšené tmavé oblaky kozmického prachu - tmavé hmloviny. Ak by nebolo týchto tmavých, nepriehľadných hmlovín, Mliečna dráha smerom k stredu Galaxie by bola tisíckrát jasnejšia. Pri pohľade na Mliečnu dráhu nie je ľahké si predstaviť, že je zložená z mnohých voľným okom nerozoznateľných hviezd. Ale to ľudia uhádli už dávno. Jeden z týchto odhadov sa pripisuje vedcovi a filozofovi starovekého Grécka Demokritovi. Žil takmer o dvetisíc rokov skôr ako Galileo, ktorý ako prvý dokázal hviezdny charakter Mliečnej dráhy na základe pozorovaní ďalekohľadom. Galileo vo svojom slávnom „Hviezdnom poslovi“ v roku 1609 napísal: „Obrátil som sa na pozorovanie podstaty alebo hmoty Mliečnej dráhy a pomocou ďalekohľadu bolo možné sprístupniť to nášmu zraku natoľko, že všetky spory stíchli sami od seba vďaka jasnosti a dôkazom, ktoré som vyňatý z podrobného sporu. V skutočnosti Mliečna dráha nie je nič iné ako nespočetné množstvo hviezd, ktoré sú akoby usporiadané v hromadách, bez ohľadu na to, kam je ďalekohľad nasmerovaný, teraz je viditeľný obrovský počet hviezd, z ktorých je veľmi veľa jasných a celkom rozlíšiteľných. číslo, ktoré si slabšie hviezdy vôbec nepripúšťajú." Aký vzťah majú hviezdy Mliečnej dráhy k jedinej hviezde v slnečnej sústave, k nášmu Slnku? Odpoveď je dnes dobre známa. Slnko je jednou z hviezd našej Galaxie, Galaxia je Mliečna dráha. Aké miesto zaberá Slnko v Mliečnej ceste? Už z toho, že Mliečna dráha obopína našu oblohu vo veľkom kruhu, vedci usúdili, že Slnko sa nachádza blízko hlavnej roviny Mliečnej dráhy. Aby sme získali presnejšiu predstavu o polohe Slnka v Mliečnej dráhe a následne si predstavili, aký je tvar našej Galaxie vo vesmíre, astronómovia (V. Herschel, V. Ya. Struve atď.) použili tzv. metóda hviezdnych výpočtov. Pointa je, že v rôznych častiach oblohy sa počet hviezd počíta v sekvenčnom intervale hviezdnych magnitúd. Ak predpokladáme, že svietivosti hviezd sú rovnaké, potom možno pozorovanú jasnosť posudzovať na základe vzdialeností k hviezdam, potom za predpokladu, že hviezdy v priestore sú rovnomerne rozmiestnené, zvážte počet hviezd v sférických objemoch so stredom v slnko.

7 snímka

Horúce hviezdy v južnej Mliečnej dráhe V tejto pôsobivej oblasti Mliečnej dráhy v južnom súhvezdí Ara sú roztrúsené horúce modré hviezdy, žiariaci červený plynný vodík a tmavé, zatemňujúce oblaky prachu. Hviezdy vľavo, 4000 svetelných rokov od Zeme, sú mladé, masívne, vyžarujú energetické ultrafialové žiarenie, ktoré ionizuje okolité hviezdotvorné oblaky vodíka, čo spôsobuje charakteristickú červenú žiaru čiary. Napravo je na pozadí tmavej prachovej hmloviny vidieť malý zhluk zrodených hviezd.

8 snímka

Centrálna oblasť Mliečnej dráhy. V 90. rokoch 20. storočia satelit COsmic Background Explorer (COBE) skenoval celú oblohu v infračervenom svetle. Obrázok, ktorý vidíte, je výsledkom prieskumu centrálnej oblasti Mliečnej dráhy. Mliečna dráha je bežná špirálová galaxia, ktorá má centrálnu vydutinu a predĺžený hviezdny disk. Plyn a prach v disku absorbujú žiarenie vo viditeľnom rozsahu, čo ruší pozorovania galaktického centra. Keďže infračervené svetlo je menej absorbované plynom a prachom, experiment DIRBE (Diffuse InfraRed Background Experiment) na palube družice COBE Cosmic Background Satellite deteguje toto žiarenie z hviezd obklopujúcich galaktický stred. Obrázok hore je pohľad na galaktický stred zo vzdialenosti 30 000 svetelných rokov (to je vzdialenosť od Slnka do stredu našej galaxie). Experiment DIBRE využíva zariadenie chladené tekutým héliom špeciálne na detekciu infračerveného žiarenia, na ktoré je ľudské oko necitlivé.

9 snímka

V strede Mliečnej dráhy V strede našej galaxie Mliečna dráha sa nachádza čierna diera s hmotnosťou viac ako dva milióny krát väčšou ako Slnko. Predtým to bolo kontroverzné tvrdenie, ale teraz je tento prekvapivý záver takmer nepochybný. Vychádza z výsledkov pozorovaní hviezd obiehajúcich okolo stredu Galaxie veľmi blízko nej. Pomocou jedného z veľmi veľkých teleskopov observatória Paranal a pokročilej infračervenej kamery NACO astronómovia trpezlivo sledovali obežnú dráhu jednej z hviezd označenej S2, ktorá sa priblížila k stredu Mliečnej dráhy na vzdialenosť asi 17 svetelných hodín (17. svetelných hodín je iba trojnásobok polomeru obežnej dráhy Pluta). Ich výsledky presvedčivo ukazujú, že S2 poháňa kolosálna gravitačná sila neviditeľného objektu, ktorý by mal byť mimoriadne kompaktný – supermasívna čierna diera. Tento hlboký, takmer infračervený obraz z kamery NACO ukazuje hviezdnu oblasť s dĺžkou 2 svetelné roky v strede Mliečnej dráhy so šípkami smerujúcimi do presného stredu. Vďaka schopnostiam kamery NACO sledovať hviezdy tak blízko galaktického stredu môžu astronómovia pozorovať pohyb hviezdy na obežnej dráhe okolo supermasívnej čiernej diery. To umožňuje presne určiť hmotnosť čiernej diery a pravdepodobne vykonať predtým nemožný test Einsteinovej teórie gravitácie.

10 snímka

Ako vyzerá Mliečna dráha? Ako vyzerá naša galaxia Mliečna dráha z diaľky? Nikto to nevie s istotou, keďže sme vo vnútri našej Galaxie, navyše nepriehľadný prach obmedzuje náš výhľad vo viditeľnom svetle. Tento údaj však ukazuje celkom prijateľný predpoklad založený na početných pozorovaniach. V strede Mliečnej dráhy je veľmi jasné jadro, ktoré obklopuje obrovskú čiernu dieru. Jasná centrálna vydutina Mliečnej dráhy sa teraz považuje za asymetrickú priečku relatívne starých červených hviezd. Vonkajšie oblasti obsahujú špirálové ramená, ktoré sú tvarované otvorenými zhlukami mladých, jasne modrých hviezd, červených emisných hmlovín a tmavého prachu. Špirálové ramená sú umiestnené v disku, ktorého podstatnú časť hmoty tvoria relatívne slabé hviezdy a riedky plyn – väčšinou vodík. Na obrázku nie je vidieť obrovské sférické halo neviditeľnej temnej hmoty, ktorá tvorí väčšinu hmoty Mliečnej dráhy a určuje pohyb hviezd ďaleko od jej stredu.

11 snímka

MILKY WAY, hmlistá žiara na nočnej oblohe z miliárd hviezd v našej Galaxii. Pruh Mliečnej dráhy obopína oblohu v širokom prstenci. Mliečna dráha je obzvlášť viditeľná ďaleko od svetiel mesta. Na severnej pologuli je vhodné ju pozorovať okolo polnoci v júli, o 22. hodine v auguste alebo o 20. hodine v septembri, keď je Severný kríž súhvezdia Labuť blízko svojho zenitu. Po našom pohľade na mihotavý pás Mliečnej dráhy na severe alebo severovýchode míňame súhvezdie Cassiopeia (v tvare písmena W) a smerujeme k jasnej hviezde Capella. Za Capellou môžete vidieť, ako menej široká a jasnejšia časť Mliečnej dráhy prechádza tesne na východ od Orionovho pásu a nakláňa sa k horizontu neďaleko Siriusa, najjasnejšej hviezdy na oblohe. Najjasnejšia časť Mliečnej dráhy je viditeľná na juhu alebo juhozápade, zatiaľ čo Severný kríž je nad hlavou. V tomto prípade sú viditeľné dve vetvy Mliečnej dráhy, oddelené tmavou medzerou. Oblak v Štíte, ktorý E. Barnard nazval „perlou Mliečnej dráhy“, sa nachádza na polceste k zenitu a pod ním sú viditeľné veľkolepé súhvezdia Strelec a Škorpión.

12 snímka

KEĎ SA MLIEČNA DRÁHA Zrazila S INOU GALAXIOU Nedávne štúdie astronómov naznačujú, že pred miliardami rokov sa naša galaxia Mliečna dráha zrazila s inou menšou galaxiou a výsledky tejto interakcie vo forme zvyškov tejto galaxie sú vo vesmíre stále prítomné. Medzinárodný tím výskumníkov pri pozorovaní asi 1500 hviezd podobných slnku dospel k záveru, že trajektória ich pohybu, ako aj vzájomná poloha môžu byť dôkazom takejto zrážky. „Mliečna dráha je veľká galaxia a veríme, že bola výsledkom zlúčenia niekoľkých menších,“ povedala Rosemary Wyseová z Johns Hopkins University. Vis a jej kolegovia zo Spojeného kráľovstva a Austrálie monitorovali okrajové zóny Mliečnej dráhy a verili, že práve tu môžu byť stopy po zrážkach. Predbežná analýza výsledkov výskumu potvrdila ich predpoklad a rozšírené vyhľadávanie (vedci očakávajú, že budú študovať asi 10 000 hviezd) to potvrdí s presnosťou. Kolízie v minulosti sa môžu v budúcnosti opakovať. Podľa výpočtov by sa teda o miliardy rokov mala zraziť Mliečna dráha a hmlovina Andromeda, ktorá je nám najbližšou špirálovou galaxiou.

13 snímka

Legenda ... Existuje veľa legiend o vzniku Mliečnej dráhy. Osobitnú pozornosť si zaslúžia dva podobné starogrécke mýty, ktoré odhaľujú etymológiu slova Galaxias (????????) a jeho súvislosť s mliekom (????). Jedna z legiend hovorí o materskom mlieku bohyne Héry, ktorá kojila Herkula, rozprestierajúceho sa po oblohe. Keď Hera zistila, že bábätko, ktoré dojčí, nie je jej vlastné dieťa, ale nemanželský syn Dia a pozemská žena, odstrčila ho a z rozliateho mlieka sa stala Mliečna dráha. Iná legenda hovorí, že rozliate mlieko je mliekom Rhey, manželky Kronosa, a dieťaťom bol samotný Zeus. Kronos požieral svoje deti, keďže mu bolo predpovedané, že ho zvrhne z vrcholu Panteónu jeho vlastný syn. Rhea vymyslela plán na záchranu svojho šiesteho syna, novorodenca Zeusa. Zabalila kameň do detského oblečenia a vsunula ho Kronosovi. Kronos ju požiadal, aby nakŕmila svojho syna ešte raz, kým ho prehltne. Mlieko vyliate z Rheiných pŕs na holý kameň sa neskôr nazývalo Mliečna dráha.

14 snímka

Superpočítač (1. časť) Jeden z najrýchlejších počítačov na svete bol navrhnutý špeciálne na simuláciu gravitačnej interakcie astronomických objektov. Jeho uvedením do prevádzky dostali vedci silný nástroj na štúdium vývoja zhlukov hviezd a galaxií. Nový superpočítač s názvom GravitySimulator navrhol David Merritt z Rochester Institute of Technology (RIT), New York. Implementuje novú technológiu - zvýšenie výkonu bolo dosiahnuté použitím špeciálnych akceleračných kariet Gravity Pipelines. S výkonnostným hitom 4 biliónov. operácií za sekundu GravitySimulator vstúpil do top 100 najvýkonnejších superpočítačov na svete a stal sa druhým najvýkonnejším strojom tejto architektúry. Jeho cena je 500 tisíc dolárov Podľa Universe Today je GravitySimulator navrhnutý tak, aby riešil klasický problém gravitačnej interakcie N-telies. Produktivita na úrovni 4 biliónov. operácií za sekundu umožňuje zostaviť model súčasnej interakcie 4 miliónov hviezd, čo je absolútny rekord v praxi astronomických výpočtov. Doteraz boli štandardné počítače schopné simulovať gravitačnú interakciu nie viac ako niekoľkých tisícok hviezd súčasne. Po inštalácii superpočítača na RIT túto jar, Merit a jeho spolupracovníci boli schopní prvýkrát postaviť model blízkeho páru čiernych dier, ktoré sa tvoria, keď sa spoja dve galaxie.

15 snímka

Superpočítač (2. časť) „Je známe, že v strede väčšiny galaxií je čierna diera,“ vysvetľuje Dr. Merit podstatu problému. - Keď sa galaxie spoja, vznikne jedna väčšia čierna diera. Samotný proces splývania je sprevádzaný pohlcovaním a zároveň vyhadzovaním hviezd nachádzajúcich sa v bezprostrednej blízkosti stredu galaxií smerom von. Zdá sa, že pozorovania blízkych interagujúcich galaxií podporujú teoretické modely. Dostupný výkon počítačov však doteraz neumožňoval zostaviť numerický model na testovanie teórie. Toto je prvýkrát, čo sa nám to podarilo." Ďalšou výzvou, na ktorej budú astrofyzici RIT pracovať, je štúdium dynamiky hviezd v centrálnych oblastiach Mliečnej dráhy, aby sme pochopili povahu formovania čiernej diery v strede našej vlastnej galaxie. Dr. Merit verí, že okrem riešenia konkrétnych rozsiahlych problémov v oblasti astronómie, inštalácia jedného z najvýkonnejších počítačov na svete urobí z Rochester Institute of Technology lídra v iných oblastiach vedy. Najvýkonnejším superpočítačom už druhý rok zostáva BlueGene / L, vytvorený spoločnosťou IBM a inštalovaný v laboratóriu Lawrence v Livermore v USA. Jeho aktuálna rýchlosť dosahuje 136,8 teraflopov, no vo finálnej konfigurácii, ktorá zahŕňa 65536 procesorov, bude toto číslo minimálne dvojnásobné.

16 snímka

Systém Mliečnej dráhy Systém Mliečnej dráhy je rozsiahly hviezdny systém (galaxia), do ktorého patrí Slnko. Systém Mliečnej dráhy pozostáva z mnohých rôznych typov hviezd, ako aj z hviezdokôp a asociácií, plynových a prachových hmlovín a jednotlivých atómov a častíc rozptýlených v medzihviezdnom priestore. Väčšina z nich zaberá šošovkovitý objem s priemerom asi 100 000 a hrúbkou asi 12 000 svetelných rokov. Menšia časť vypĺňa takmer guľový objem s polomerom asi 50 000 svetelných rokov. Všetky zložky Galaxie sú spojené do jediného dynamického systému otáčajúceho sa okolo vedľajšej osi symetrie. Stred sústavy je v smere súhvezdie Strelec.

17 snímka

Vek Mliečnej dráhy sa odhadoval pomocou rádioizotopov.Vek Galaxie (a všeobecne povedané aj vesmíru) sa pokúšali určiť podobným spôsobom, aký používajú archeológovia. Nicholas Daufas z Chicagskej univerzity na to navrhol porovnať obsah rôznych rádioizotopov na periférii Mliečnej dráhy a v telesách slnečnej sústavy. Článok o tom bol publikovaný v časopise Nature. Na posúdenie boli vybrané tórium-232 a urán-238: ich polčasy rozpadu sú porovnateľné s časom, ktorý uplynul od Veľkého tresku. Ak na začiatku poznáte presný pomer ich množstiev, potom podľa aktuálnych koncentrácií je ľahké odhadnúť, koľko času ubehlo. Koľko tória a uránu obsahuje, sa astronómom podarilo zistiť zo spektra jednej starej hviezdy, ktorá sa nachádza na okraji Mliečnej dráhy. Problém bol v tom, že pôvodné zloženie hviezdy nebolo známe. Daufas sa musel obrátiť na informácie o meteoritoch. Ich vek (asi 4,5 miliardy rokov) je známy s dostatočnou presnosťou a je porovnateľný s vekom slnečnej sústavy a obsah ťažkých prvkov v čase vzniku bol rovnaký ako v slnečnej hmote. Daufas, ktorý považoval Slnko za „priemernú“ hviezdu, preniesol tieto charakteristiky na pôvodný predmet analýzy. Výpočty ukázali, že vek Galaxie je 14 miliárd rokov a chyba predstavuje asi jednu sedminu samotnej hodnoty. Predchádzajúci údaj – 12 miliárd – sa k tomuto výsledku dosť približuje. Astronómovia ho získali porovnaním vlastností guľových hviezdokôp a jednotlivých bielych trpaslíkov. Ako však poznamenáva Daufas, tento prístup si vyžaduje ďalšie predpoklady o vývoji hviezd, zatiaľ čo jeho metóda je založená na základných fyzikálnych princípoch.

18 snímka

Srdce Mliečnej dráhy Vedcom sa podarilo pozrieť sa do srdca našej galaxie. Vesmírny teleskop Chandra zostavil mozaikový obrázok, ktorý zaberá 400 x 900 svetelných rokov. Vedci na ňom videli miesto, kde hviezdy umierajú a znovu sa rodia s úžasnou frekvenciou. Okrem toho bolo v tomto sektore objavených viac ako tisíc nových zdrojov röntgenového žiarenia. Väčšina röntgenových lúčov neprenikne do zemskej atmosféry, takže takéto pozorovania možno robiť len pomocou vesmírnych teleskopov. Keď hviezdy umierajú, zanechávajú oblaky plynu a prachu, ktoré sú vytláčané zo stredu a keď sa ochladzujú, presúvajú sa do vzdialených oblastí galaxie. Tento kozmický prach obsahuje celé spektrum prvkov, vrátane tých, ktoré sú staviteľmi nášho tela. Takže sme doslova hviezdny popol.

19 snímka

Mliečna dráha našla ďalšie štyri satelity Pred piatimi storočiami, v auguste 1519, sa portugalský admirál Fernando Magellan vydal na cestu okolo sveta. Počas plavby boli určené presné rozmery Zeme, objavená dátumová hranica a tiež dva malé hmlisté oblaky na oblohe južných zemepisných šírok, ktoré sprevádzali námorníkov za jasných hviezdnych nocí. A hoci veľký námorný veliteľ nevedel o skutočnom pôvode týchto prízračných kondenzátov, neskôr nazývaných Veľký a Malý Magellanov oblak, práve vtedy boli objavené prvé satelity (trpasličie galaxie) Mliečnej dráhy. Povaha týchto veľkých zhlukov hviezd sa definitívne objasnila až začiatkom 20. storočia, keď sa astronómovia naučili určovať vzdialenosti k takýmto nebeským objektom. Ukázalo sa, že svetlo z Veľkého Magellanovho mračna k nám ide 170 000 rokov az Malého - 200 000 rokov a oni sami predstavujú rozsiahly zhluk hviezd. Viac ako pol storočia boli tieto trpasličie galaxie považované za jediné v okolí našej Galaxie, no v súčasnom storočí ich počet narástol na 20 a posledných 10 satelitov bolo objavených v priebehu dvoch rokov! K ďalšiemu kroku pri hľadaní nových členov rodiny Mliečnej dráhy pomohli pozorovania v Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Nedávno vedci našli na snímkach SDSS štyri nové satelity, ktoré sa nachádzajú vo vzdialenosti 100 až 500 tisíc svetelných rokov od Zeme. Nachádzajú sa na nebeskej klenbe v smere súhvezdí Coma Veronica, Psie psy, Herkules a Lev. Medzi astronómami sú trpasličie galaxie obiehajúce okolo stredu nášho hviezdneho systému (ktorý má priemer asi 100 000 svetelných rokov) zvyčajne pomenované podľa súhvezdí, kde sa nachádzajú. V dôsledku toho boli nové nebeské objekty pomenované Hair of Veronica, Hounds Dogs II, Hercules a Leo IV. To znamená, že druhá takáto galaxia už bola objavená v súhvezdí Psí psy a štvrtá v súhvezdí Lev. Najväčším členom tejto skupiny je Herkules, ktorý má priemer 1 000 svetelných rokov a najmenší je Veronikine vlasy (200 svetelných rokov). Je potešujúce, že všetky štyri minigalaxie objavila skupina Cambridgeskej univerzity (Veľká Británia), ktorú vedie ruský vedec Vasilij Belokurov.

20 snímka

Takéto relatívne malé hviezdne systémy možno pripísať skôr veľkým guľovým hviezdokopám ako galaxiám, takže vedci uvažujú o použití nového termínu na takéto objekty – „hobiti“ (hobiti alebo malí gnómovia). Názov novej triedy objektov je len otázkou času. Najdôležitejšie je, že teraz majú astronómovia jedinečnú príležitosť odhadnúť celkový počet trpasličích hviezdnych systémov v okolí Mliečnej dráhy. Predbežné výpočty nám umožňujú myslieť si, že toto číslo dosahuje päťdesiat. Nájsť zvyšok skrytých „škriatkov“ bude náročnejšie, keďže ich lesk je extrémne slabý. Iné hviezdokopy im pomáhajú skrývať sa a vytvárajú dodatočné pozadie pre prijímače žiarenia. Jediná vec, ktorá pomáha, je vlastnosť trpasličích galaxií obsahovať hviezdy, ktoré sú charakteristické len pre tento typ objektov. Preto po nájdení potrebných hviezdnych asociácií na obrázkoch zostáva len uistiť sa o ich skutočnej polohe na oblohe. Dostatočný počet takýchto objektov však vyvoláva nové otázky pre priaznivcov takzvanej „teplej“ temnej hmoty, ktorej pohyb je rýchlejší ako v rámci teórie „studenej“ neviditeľnej látky. Vznik trpasličích galaxií je skôr možný pri pomalom pohybe hmoty, čo lepšie zabezpečuje splývanie gravitačných „hrúd“ a v dôsledku toho aj vznik galaktických zhlukov. Napriek tomu je v každom prípade prítomnosť tmavej hmoty počas formovania minigalaxií povinná, a preto sa týmto objektom venuje taká veľká pozornosť. Podľa moderných kozmologických názorov navyše prototypy budúcich obrích hviezdnych systémov „vyrastajú“ z trpasličích galaxií v procese spájania. Vďaka najnovším objavom sa o periférii vo všeobecnom zmysle slova dozvedáme čoraz viac detailov. Okraj slnečnej sústavy o sebe dávajú cítiť nové objekty Kuiperovho pásu, okolie našej Galaxie, ako vidíme, tiež nie je prázdne. Napokon sa okrajové časti pozorovateľného vesmíru stali ešte slávnejšími: vo vzdialenosti 11 miliárd svetelných rokov bola objavená najvzdialenejšia kopa galaxií. Ale o tom viac v ďalších správach.