Přechodná spirální galaxie

Přechodná spirální galaxie je galaxie klasifikovaná mezi spirální galaxie s příčkou a spirální galaxie  bez příčky . [1] [2] Označený symboly SAB v morfologickém klasifikačním schématu pro galaxie . [1] [2] Podle definice je galaxie sbírka hvězd, které drží pohromadě gravitace. [3] Až do začátku 20. století astronomové neznali měřítko vesmíru. V roce 1920 se v Národní akademii věd uskutečnila debata mezi H. Shapleyem a H. Curtisem o otázce, zda jsou „mlhoviny“ objekty v blízkosti Mléčné dráhy nebo oddělené vzdálené galaxie. V rámci debaty nebyla obdržena jednoznačná odpověď, protože ani jedna strana nebyla schopna poskytnout dostatečně přesvědčivé důkazy. [4] V roce 1923 Edwin Hubble izoloval jednotlivé hvězdy z fotografií mlhoviny v Andromedě a byla objevena jasná Cefeida . Odhad vzdálenosti ke Cefeidě byl důkazem, že mlhovina Andromeda leží mimo Mléčnou dráhu. [4] Hubbleův teleskop tedy ukázal, že vesmír je vyplněn obrovským množstvím galaxií. [4] Existuje mnoho různých typů galaxií: eliptické , spirály s příčkou a bez příčky; Galaxie se liší tvarem a velikostí, ale obecně jsou spirální galaxie nejčastější. [5]

Struktura

Galaxie začíná existovat jako obří mrak studeného plynu. Teplota plynu musí být blízká absolutní nule , jinak budou mít atomy příliš mnoho kinetické energie a nebudou schopny kondenzovat. Když hmotnost mraku dosáhne hmotnosti asi 10 9 −10 11 hmotností Slunce, mrak se vlivem gravitace zhroutí . Aby se vytvořila mezilehlá spirální galaxie, musí se oblak otáčet a časem vytvořit disk. Při konstantní hmotnosti se díky zákonu zachování momentu hybnosti zvyšuje rychlost otáčení disku. V samém středu galaxie je plyn tak hustě distribuován, že je možné vytvořit supermasivní černou díru . Všechny spirální galaxie v centrální oblasti (galaktické jádro) mají černou díru o hmotnosti od 10 6 do asi 10 9 hmotností Slunce. [čtyři]

Centrální výduť obsahuje hvězdy populačního typu II, což jsou většinou staré nízkokovové objekty s nízkou povrchovou teplotou. Z tohoto důvodu má boule oranžovou nebo červenou barvu. V disku galaxie probíhají procesy tvorby hvězd, zatímco hvězdy prvního typu populace bohaté na kovy s vysokou povrchovou teplotou dodávají disku modrou barvu. Galaxii obklopuje halo, které obsahuje hvězdy druhého typu populace a kulové hvězdokupy (kulové skupiny starých hvězd obsahující asi milion objektů). Ve spirálních ramenech galaxie je tvorba hvězd obzvláště rychlá. Lineární rychlost otáčení je na většině disku prakticky konstantní. Příčinou je velké halo temné hmoty zasahující za disk galaxie. Takové halo může obsahovat až 90 % celé hmoty galaxie. [čtyři]

Historie

V roce 1920 na Akademii věd dva vědci obhajovali dva pohledy na problém určování vzdáleností k mlhovinám, které v té době zahrnovaly galaxie. Harlow Shapley tvrdil, že mlhoviny leží v Mléčné dráze, v halu, spolu s kulovými hvězdokupami. Geber Curtis tvrdil, že mlhoviny jsou vzdálenější objekty. Žádná ze stran nepředložila konkrétní průkazné důkazy. V roce 1923 objevil Edwin Hubble cefeidu v jedné z hvězdokup mlhoviny Andromeda. Pomocí rovnice Hubble odhadl vzdálenost ke cefeidě a dokázal existenci dalších galaxií. V roce 1930 provedl Robert Trumpler studii jasnosti galaxií v různých vzdálenostech od Země; výsledky výpočtů se neshodovaly s pozorováním. Trumpler došel k závěru, že na linii pohledu mezi pozorovatelem a galaxií je určité množství prachu, které část záření pohlcuje a rozptyluje. Tento jev se nazývá mezihvězdné vyhasínání a je vytvářen malými částicemi, které jsou v rovině galaxie. Prachové částice rozptylují modré světlo a propouštějí červené světlo. [čtyři]

Příklady

Poznámky

1. ↑ 1 2 "Building Galaxies", Leslie Kipp Hunt , 15. října 2004
2. ↑ 1 2 "Galaxy Formation", Malcolm S. Longair , 1998 , Springer, ISSN 0941-7834
3. ↑ Sparke & Gallagher III 2000
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kaufmann III, William. vesmír. W. H. Freeman and Company, 2014.
5. ↑ Redd, Nola Taylor "Fakta a definice spirální galaxie | Space.com." space.com. Np, 15. srpna 2013. Web. 11. února 2015.