Prezentace na téma "Naše galaxie. Mléčná dráha"

Na konci roku 1610 G. Galileo při pozorování Mléčné dráhy dalekohledem zjistil, že se skládá z obrovského množství velmi slabých hvězd; jeho hvězdná struktura je dobře viditelná i běžným dalekohledem. Mléčná dráha se táhne jako stříbrný pruh přes obě polokoule a uzavírá se do prstence hvězd. Pozorování prokázala, že všechny hvězdy tvoří obrovský hvězdný systém nazývaný Galaxie (z řeckého slova galakikos mléčná), jehož velká většina hvězd je soustředěna v Mléčné dráze. Sluneční soustava je součástí Galaxie.

Plyn a prach jsou v Galaxii distribuovány velmi heterogenně. Kromě tenkých oblaků prachu jsou pozorována hustá tmavá oblaka prachu. Když jsou tato hustá mračna osvětlena jasnými hvězdami, odrážejí jejich světlo a pak vidíme reflexní mlhoviny, jako jsou ty, které vidíme v hvězdokupě Plejády. Pokud je v blízkosti oblaku plynu a prachu horká hvězda, pak vybuzuje záři plynu a pak vidíme difuzní mlhovinu, jejímž příkladem je mlhovina v Orionu. Hvězdokupa Plejády Mlhovina v Orionu

Studie distribuce hvězd, plynu a prachu ukázaly, že naše Galaxie Mléčná dráha je plochý systém se spirální strukturou. V Galaxii je asi 100 miliard hvězd. Průměrná vzdálenost mezi hvězdami v Galaxii je asi 5 světelných let. let. Střed Galaxie, který se nachází v souhvězdí Střelce, nám ukrývá velké množství plynu a prachu, který pohlcuje světlo hvězd.

Galaxie se točí. Slunce, které se nachází ve vzdálenosti asi 8 kpc (světelných let) od středu Galaxie, se kolem středu Galaxie otáčí rychlostí asi 220 km/s a dokončí jednu otáčku za téměř 200 milionů let. Hmota o hmotnosti asi 1011 M je soustředěna uvnitř oběžné dráhy Slunce a celková hmotnost Galaxie se odhaduje na několik set miliard slunečních hmot.

Rozložení hvězd v „těle“ Galaxie má dva odlišné rysy: za prvé, velmi vysoká koncentrace hvězd v galaktické rovině a velmi malá mimo ni, a za druhé, extrémně vysoká koncentrace hvězd ve středu Galaxie. . Pokud tedy v blízkosti Slunce na disku připadá jedna hvězda na 16 kubických parseků, pak ve středu Galaxie jsou hvězdy v jednom kubickém parseku.

Pozorování pohybu jednotlivých hvězd v blízkosti středu Galaxie ukázala, že se tam v malé oblasti s rozměry srovnatelnými s velikostí Sluneční soustavy soustřeďuje neviditelná hmota, jejíž hmotnost přesahuje hmotnost Slunce o 2 mil. časy. To naznačuje existenci masivní černé díry ve středu Galaxie.

Ramena galaxie Spirální galaxie mají ramena, která vyčnívají ze středu, jako paprsky kol, které se stáčejí do spirály. Naše sluneční soustava se nachází ve střední části jednoho z ramen, které se nazývá Orionovo rameno. Orion Arm byl kdysi považován za malou „odnož“ větších ramen, jako je Perseus Arm nebo Scutum-Centauri Arm. Není to tak dávno, co bylo navrženo, že rameno Oriona je skutečně větví ramene Persea a nevybíhá ze středu galaxie. Problém je v tom, že naši galaxii zvenčí nevidíme. Můžeme pouze pozorovat ty věci, které jsou kolem nás, a posuzovat, jaký tvar má galaxie, jsouc jakoby uvnitř. Vědci však dokázali spočítat, že toto rameno je přibližně 11 tisíc světelných let dlouhé a 3500 světelných let tlusté.

Animace ukazuje skutečný pohyb hvězd kolem černé díry v letech 1997 až 2011 v oblasti jednoho kubického parseku v centru naší galaxie. Když se hvězdy přiblíží k černé díře, obtáčí se kolem ní neuvěřitelnou rychlostí. Například jedna z těchto hvězd, S0-2, se pohybuje rychlostí 18 milionů kilometrů za hodinu: černá díra ji nejprve přitáhne a poté prudce odtlačí.

Galaktický rok Na Zemi je rok dobou, během níž se Zemi podaří provést úplnou revoluci kolem Slunce. Každých 365 dní se vracíme do stejného bodu. Naše sluneční soustava se točí stejným způsobem kolem černé díry umístěné ve středu galaxie. Úplná revoluce však trvá 250 milionů let. To znamená, že od doby, kdy zmizeli dinosauři, jsme udělali jen čtvrtinu úplné revoluce. Popisy sluneční soustavy jen zřídka zmiňují, že se pohybuje vesmírem, jako všechno ostatní v našem světě. Sluneční soustava se vzhledem ke středu Mléčné dráhy pohybuje rychlostí 792 tisíc kilometrů za hodinu. Abychom uvedli věci na pravou míru, pokud byste se pohybovali stejnou rychlostí, mohli byste procestovat svět za 3 minuty. Časový úsek, během kterého se Slunci podaří provést úplnou revoluci kolem středu Mléčné dráhy, se nazývá galaktický rok. Odhaduje se, že Slunce dosud žilo pouze 18 galaktických let. 21

Odkazy: milky-way-galaxy.html milky-way-galaxy.html html BD%D1%8B%D0%B9_%D0%9F%D1%83%D1%82%D1%8C_%E2%80%94_%D0 %BD %D0%B0%D1%88%D0%B0_%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82 %D0%B8%D0%BA%D0%B html BD%D1%8B%D0%B9_%D0%9F%D1%83%D1%82%D1%8C_%E2%80%94_%D0%BD %D0%B0%D1%88%D0%B0_%D0 %93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82 %D0%B8%D0%BA%D0%B0

Snímek 2

Mléčná dráha je galaxie, která obsahuje Zemi, sluneční soustavu a všechny jednotlivé hvězdy viditelné pouhým okem. Týká se spirálních galaxií s příčkou. Mléčná dráha spolu s galaxií v Andromedě (M31), galaxií Triangulum (M33) a více než 40 jejími malými satelitními galaxiemi a Andromedou tvoří Místní skupinu galaxií, která je součástí Místní nadkupy (Nadkupa Panny).

Snímek 3

Etymologie Název Mléčná dráha je pauzovací papír z lat. vialactea „mléčná cesta“, což je zase překlad ze starověké řečtiny. ϰύϰλος γαλαξίας „mléčný kruh“. Podle starořecké legendy se Zeus rozhodl učinit svého syna Herkula, narozeného ze smrtelné ženy, nesmrtelným, a zasadil ho proto své spící manželce Héře, aby Herkules pil božské mléko. Hera, když se probudila, viděla, že své dítě nekrmí, a odstrčila ho od sebe. Proud mléka, který stříkal z prsou bohyně, se proměnil v Mléčnou dráhu. V sovětské astronomické škole byla Mléčná dráha jednoduše nazývána „naše galaxie“ nebo „systém Mléčné dráhy“; Fráze "Mléčná dráha" byla použita k označení viditelných hvězd, které pro pozorovatele opticky tvoří Mléčnou dráhu.

Snímek 4

Struktura Galaxie Průměr Galaxie je asi 30 tisíc parseků (asi 100 000 světelných let, 1 kvintilion kilometrů) s odhadovanou průměrnou tloušťkou asi 1000 světelných let. Galaxie obsahuje podle nejnižšího odhadu asi 200 miliard hvězd (moderní odhady se pohybují od 200 do 400 miliard). Většina hvězd se nachází ve tvaru plochého disku. K lednu 2009 se hmotnost Galaxie odhaduje na 3·1012 hmotností Slunce, neboli 6·1042 kg. Nový minimální odhad uvádí hmotnost galaxie na pouhých 5·1011 hmotností Slunce. Většina hmoty Galaxie není obsažena ve hvězdách a mezihvězdném plynu, ale v nesvítícím halo temné hmoty.

Snímek 5

Disk Scientists odhadují, že galaktický disk, který vyčnívá v různých směrech v oblasti galaktického středu, má průměr asi 100 000 světelných let. Ve srovnání se svatozářem se disk otáčí znatelně rychleji. Rychlost jeho rotace není v různých vzdálenostech od středu stejná.

Snímek 6

Jádro Ve střední části Galaxie se nachází ztluštění zvané boule, které má v průměru asi 8 tisíc parseků. Střed jádra Galaxie se nachází v souhvězdí Střelce (α = 265°, δ = −29°). Vzdálenost od Slunce do středu Galaxie je 8,5 kiloparseků (2,62·1017 km, neboli 27 700 světelných let). Zdá se, že ve středu Galaxie je supermasivní černá díra (Sagittarius A*), kolem které se pravděpodobně nachází. Centrální oblasti Galaxie se vyznačují silnou koncentrací hvězd: každý krychlový parsek blízko středu jich obsahuje mnoho tisíc. Vzdálenosti mezi hvězdami jsou desítky a stokrát menší než v blízkosti Slunce. Stejně jako u většiny ostatních galaxií je rozložení hmoty v Mléčné dráze takové, že oběžná rychlost většiny hvězd v této Galaxii výrazně nezávisí na jejich vzdálenosti od středu. Dále od centrálního mostu k vnějšímu kruhu je obvyklá rychlost rotace hvězd 210-240 km/s. Tedy takové rozložení rychlosti, nepozorované ve Sluneční soustavě, kde různé dráhy mají výrazně rozdílné rychlosti rotace, je jedním z předpokladů existence temné hmoty.

Snímek 7

Ramena Galaxie patří do třídy spirálních galaxií, což znamená, že Galaxie má spirální ramena umístěná v rovině disku. Disk je ponořen do sférického halo a kolem něj je sférická koróna. Sluneční soustava se nachází ve vzdálenosti 8,5 tisíce parseků od galaktického středu, poblíž roviny Galaxie, na vnitřním okraji ramene zvaného Orionovo rameno. Toto uspořádání neumožňuje vizuálně sledovat tvar rukávů. Nová data z pozorování molekulárního plynu (CO) naznačují, že naše Galaxie má dvě ramena, začínající na příčce ve vnitřní části Galaxie. Navíc je ve vnitřní části ještě pár rukávů. Tato ramena se pak transformují do čtyřramenné struktury pozorované v neutrální vodíkové čáře ve vnějších částech Galaxie.

Snímek 8

Halo Galaktické halo má kulovitý tvar, přesahující galaxii o 5-10 tisíc světelných let, a teplotu asi 5·105 K. Střed symetrie halo Mléčné dráhy se shoduje se středem galaktického disku. Halo se skládá hlavně z velmi starých, matných, málo hmotných hvězd. Vyskytují se jednotlivě i ve formě kulových hvězdokup, které mohou obsahovat až milion hvězd. Stáří populace kulové složky Galaxie přesahuje 12 miliard let, obvykle se považuje za stáří samotné Galaxie.

Snímek 9

Vývoj a budoucnost Galaxie Srážky naší Galaxie s jinými galaxiemi, včetně tak velké, jako je Galaxie v Andromedě, jsou možné, ale konkrétní předpovědi zatím nejsou možné kvůli neznalosti příčné rychlosti extragalaktických objektů.

Snímek 10

Zobrazit všechny snímky

Když se večery na podzim setmí, může být na hvězdné obloze jasně vidět široký blikající pruh. Toto je Mléčná dráha - obří oblouk, který se klene přes celou oblohu. Mléčná dráha se v čínských legendách nazývá „Nebeská řeka“. Staří Řekové a Římané ji nazývali „Nebeská cesta“. Dalekohled umožnil zjistit povahu Mléčné dráhy. Toto je záře nesčetných hvězd, tak vzdálených od nás, že je nelze jednotlivě rozeznat pouhým okem.

Průměr Galaxie je asi 30 tisíc parseků (řádově světelné roky) Galaxie obsahuje podle nejnižšího odhadu asi 200 miliard hvězd (moderní odhady se pohybují od 200 do 400 miliard) Od ledna 2009 byla hmotnost galaxie se odhaduje na 3 × 1012 hmotnosti Slunce, neboli 6 × 1042 kg. Většina hmoty Galaxie není obsažena ve hvězdách a mezihvězdném plynu, ale v nesvítícím halo temné hmoty.

Ve střední části Galaxie se nachází ztluštění zvané vyboulenina, která má v průměru asi 8 tisíc parseků. Ve středu Galaxie se zdá, že se nachází supermasivní černá díra (Sagittarius A*), kolem které se pravděpodobně otáčí středně hmotná černá díra.

Galaxie patří do třídy spirálních galaxií, což znamená, že Galaxie má spirální ramena umístěná v rovině disku Nová data z pozorování molekulárního plynu (CO) naznačují, že naše Galaxie má dvě ramena začínající na příčce ve vnitřní součástí Galaxie. Navíc je ve vnitřní části ještě pár rukávů. Tato ramena se pak transformují do čtyřramenné struktury pozorované v neutrální vodíkové čáře ve vnějších částech Galaxie.

Mléčná dráha je na obloze pozorována jako slabě svítící difúzní bělavý pruh procházející přibližně podél velkého kruhu nebeské sféry. Na severní polokouli protíná Mléčná dráha souhvězdí Aquila, Střelec, Liška, Labutě, Kefeus, Cassiopeia, Perseus, Auriga, Býk a Blíženci; na jihu jsou Jednorožec, Hovno, Plachty, Jižní kříž, Kompas, Jižní trojúhelník, Štír a Střelec. Galaktický střed se nachází ve Střelci.

Většina nebeských těles je spojena do různých rotujících systémů. Měsíc tedy obíhá kolem Země, satelity obřích planet tvoří vlastní soustavy, bohaté na tělesa. Na vyšší úrovni se Země a zbytek planet točí kolem Slunce. Vyvstala přirozená otázka: je Slunce také součástí ještě většího systému? První systematické studium této problematiky provedl v 18. století anglický astronom William Herschel.

Spočítal počet hvězd v různých oblastech oblohy a zjistil, že na obloze je velký kruh (později se mu říkalo galaktický rovník), který rozděluje oblohu na dvě stejné části a na kterém je největší počet hvězd. . Navíc, čím blíže je část oblohy tomuto kruhu, tím více je hvězd. Nakonec se zjistilo, že právě na tomto kruhu se nachází Mléčná dráha. Díky tomu Herschel uhodl, že všechny hvězdy, které jsme pozorovali, tvoří obří hvězdný systém, který je zploštělý směrem ke galaktickému rovníku.

Historie vzniku galaxií není dosud zcela jasná. Původně měla Mléčná dráha mnohem více mezihvězdné hmoty (většinou ve formě vodíku a helia) než nyní, která byla a nadále je využívána k tvorbě hvězd. Není důvod se domnívat, že se tento trend změní, takže v průběhu miliard let bychom měli očekávat další pokles přirozené tvorby hvězd. V současné době se hvězdy tvoří především v ramenech Galaxie.

Popis prezentace po jednotlivých snímcích:

1 snímek

Popis snímku:

2 snímek

Popis snímku:

Úvod Galaxie Mléčná dráha, nazývaná také jednoduše Galaxie (s velkým písmenem), je obří hvězdný systém, který obsahuje mimo jiné naše Slunce, všechny jednotlivé hvězdy viditelné pouhým okem a také velké množství splývajících hvězd. spolu a pozorovány ve formě mléčných drah. Naše galaxie je jednou z mnoha dalších galaxií. Mléčná dráha je spirální galaxie s příčkou Hubble SBbc a spolu s galaxií M31 v Andromedě a galaxií Triangulum (M33) a také s několika menšími satelitními galaxiemi tvoří Místní skupinu, která je zase součástí nadkupy Virgo.

3 snímek

Popis snímku:

Mléčná dráha (překlad latinského názvu Via Lactea, z řeckého slova Galaxia (gala, galactos znamená „mléko“)) je slabě světélkující difuzní bělavý pruh křižující hvězdnou oblohu téměř podél velkého kruhu, jehož severní pól je nachází se v souhvězdí Coma Bereniky; sestává z obrovského množství slabých hvězd, které nejsou jednotlivě viditelné pouhým okem, ale jednotlivě viditelné pomocí dalekohledu nebo na fotografiích pořízených s dostatečným rozlišením.

4 snímek

Popis snímku:

Viditelný obraz Mléčné dráhy je důsledkem perspektivy při pozorování zevnitř obrovské, vysoce zploštělé hvězdokupy v naší Galaxii pozorovatelem umístěným poblíž roviny symetrie této hvězdokupy. Mléčná dráha je také tradiční název pro naši Galaxii. Jas Mléčné dráhy je na různých místech nerovnoměrný. Pás Mléčné dráhy o šířce asi 5-30° má vzhled zakalené struktury, zaprvé v důsledku existence hvězdných mraků nebo kondenzací v Galaxii a zadruhé v důsledku nerovnoměrného rozložení světla pohlcujícího prašné tmavé mlhoviny, které tvoří oblasti se zjevným nedostatkem hvězd pro pohlcování jejich světla. Na severní polokouli prochází Mléčná dráha souhvězdími Aquila, Sagittarius, Liška, Labutě, Cepheus, Cassiopeia, Perseus, Auriga, Býk a Blíženci. Přesun na jižní polokouli zachycuje souhvězdí Monoceros, Puppis, Velae, Jižní kříž, Kompas, Jižní trojúhelník, Štír a Střelec. Mléčná dráha je obzvláště jasná v souhvězdí Střelce, které obsahuje střed našeho hvězdného systému a předpokládá se, že obsahuje supermasivní černou díru. Souhvězdí Střelec v severních zeměpisných šířkách nevystupuje vysoko nad obzor. Proto v této oblasti není Mléčná dráha tak nápadná jako například v souhvězdí Labutě, které na podzim večer vystupuje velmi vysoko nad obzor. Střední čára v Mléčné dráze je galaktický rovník.

5 snímek

Popis snímku:

Mytologie O původu Mléčné dráhy existuje mnoho legend. Zvláštní pozornost si zaslouží dva podobné starověké řecké mýty, které odhalují etymologii slova Galaxias (Γαλαξίας) a jeho spojení s mlékem (γάλα). Jedna z legend vypráví o mateřském mléku rozlévajícím se po obloze od bohyně Héry, která kojila Herkula. Když Héra zjistila, že dítě, které kojila, není její vlastní dítě, ale nemanželský syn Dia a pozemská žena, odstrčila ho a z rozlitého mléka se stala Mléčná dráha. Jiná legenda praví, že rozlité mléko je mlékem Rhey, manželky Kronose, a tím dítětem byl sám Zeus. Kronos požíral své děti, protože bylo předpovězeno, že ho z vrcholu Pantheonu sesadí jeho vlastní syn. Rhea vymyslela plán na záchranu svého šestého syna, novorozeného Dia. Zabalila kámen do dětského oblečení a podala ho Kronosovi. Kronos ji požádal, aby svého syna ještě jednou nakrmila, než ho spolkne. Mléko vytékající z Rheiných prsou na holou skálu se později stalo známým jako Mléčná dráha.

6 snímek

Popis snímku:

Struktura Galaxie Naše Galaxie má průměr asi 30 tisíc parseků a obsahuje asi 100 miliard hvězd. Většina hvězd se nachází ve tvaru plochého disku. Hmotnost Galaxie se odhaduje na 5,8 × 1011 hmotností Slunce, neboli 1,15 × 1042 kg. Většina hmoty Galaxie není obsažena ve hvězdách a mezihvězdném plynu, ale v nesvítícím halo temné hmoty. Mléčná dráha má konvexní tvar – jako talíř nebo klobouk s krempou. Navíc se galaxie nejen ohýbá, ale také vibruje jako ušní bubínek.

7 snímek

Popis snímku:

Družice Vědci z Kalifornské univerzity, kteří studovali výskyt vodíku v oblastech podléhajících zkreslení, zjistili, že tyto deformace úzce souvisejí s polohou drah dvou satelitních galaxií Mléčné dráhy - Velkého a Malého Magellanova mračna, které pravidelně projít temnou hmotou, která ho obklopuje. Existují další galaxie ještě méně blízko Mléčné dráhy, ale jejich role (satelity nebo tělesa absorbovaná Mléčnou dráhou) je nejasná.

8 snímek

Popis snímku:

Velký Magellanův oblak Historie studie Označení LMC, LMC Údaje z pozorování Typ SBm Rektascenze 05h 23m 34s Deklinace −69° 45′ 22″; Červený posuv 0,00093 Vzdálenost 168 000 sv. let Viditelná velikost 0,9 Viditelné rozměry 10,75° × 9,17° Souhvězdí Doradus Fyzikální charakteristiky Poloměr 10 000 světelných let let Vlastnosti Nejjasnější satelit Mléčné dráhy

Snímek 9

Popis snímku:

Velké Magellanovo mračno (LMC) je trpasličí galaxie typu SBm, která se nachází ve vzdálenosti asi 50 kiloparseků od naší Galaxie. Zaujímá oblast oblohy na jižní polokouli v souhvězdích Doradus a Stolová hora a není nikdy vidět z území Ruské federace. LMC má asi 20krát menší průměr než Mléčná dráha a obsahuje přibližně 5 miliard hvězd (pouze 1/20 počtu v naší Galaxii), zatímco Malé Magellanovo mračno obsahuje pouze 1,5 miliardy hvězd. V roce 1987 explodovala ve Velkém Magellanově mračnu supernova SN 1987A. Toto je nám nejbližší supernova od SN 1604. LMC je domovem známého zdroje aktivní tvorby hvězd – mlhoviny Tarantule.

10 snímek

Popis snímku:

Malé Magellanovo mračno Historie průzkumu Objevitel Ferdinand Magellan Datum objevu 1521 Označení NGC 292, ESO 29-21, A 0051-73, IRAS00510-7306, IMO, SMC, PGC 3085 Pozorovací data Typ SBm Rektascenze 203 203 07c ° 48′ 00″ Vzdálenost 200 000 St. let (61 000 parseků) Viditelná velikost 2,2 Fotografická velikost 2,8 Viditelné rozměry 5° × 3° Jasnost povrchu 14,1 Úhlová poloha 45° Souhvězdí Tukan Fyzikální charakteristiky Poloměr 7000 sv. let Absolutní magnituda −16,2 Vlastnosti Družice Mléčné dráhy

11 snímek

Popis snímku:

Ramena Galaxie patří do třídy spirálních galaxií, což znamená, že Galaxie má spirální ramena, která jsou umístěna v rovině disku. Disk je ponořen do kulového halo a kolem něj je kulovitá koruna. Sluneční soustava se nachází ve vzdálenosti 8,5 tisíce parseků od galaktického středu, poblíž roviny Galaxie (posun k severnímu pólu Galaxie je pouze 10 parseků), na vnitřním okraji ramene zvaného Orionovo rameno . Toto uspořádání neumožňuje vizuálně sledovat tvar rukávů.

12 snímek

Popis snímku:

Snímek 13

Popis snímku:

Jádro disku je ponořeno do sférického halo a kolem něj je sférická koróna. Ve střední části Galaxie je ztluštění zvané vyboulenina a má průměr asi 8 tisíc parseků. Ve středu Galaxie se nachází malá oblast s neobvyklými vlastnostmi, kde se zjevně nachází supermasivní černá díra. Střed galaktického jádra se promítá do souhvězdí Střelce (α = 265°, δ = −29°). Vzdálenost do středu Galaxie je 8,5 kiloparseků (2,62 · 1022 cm, neboli 27 700 světelných let).

Snímek 14

Popis snímku:

Galaktický střed je relativně malá oblast ve středu naší Galaxie, jejíž poloměr je asi 1000 parseků a jejíž vlastnosti se výrazně liší od vlastností jejích ostatních částí. Obrazně řečeno, galaktický střed je kosmická „laboratoř“, ve které stále probíhají procesy tvorby hvězd a ve kterém se nachází jádro, které kdysi dalo vzniknout kondenzaci našeho hvězdného systému. Galaktický střed se nachází ve vzdálenosti 10 kpc od sluneční soustavy, ve směru souhvězdí Střelce. V galaktické rovině je soustředěno velké množství mezihvězdného prachu, díky kterému je světlo přicházející z galaktického středu zeslabeno o 30 hvězdných magnitud, tedy 1012krát. Proto je střed v optickém dosahu neviditelný – pouhým okem a pomocí optických dalekohledů. Galaktický střed je pozorován v rádiové oblasti, stejně jako v oblasti infračerveného, ​​rentgenového a gama záření. Snímek o rozměrech 400 x 900 světelných let, složený z několika fotografií z dalekohledu Chandra, se stovkami bílých trpaslíků, neutronových hvězd a černých děr v oblacích plynu zahřátých na miliony stupňů. Uvnitř jasné skvrny ve středu snímku je supermasivní černá díra galaktického středu (rádiový zdroj Sagittarius A*). Barvy na snímku odpovídají rozsahům rentgenové energie: červená (nízká), zelená (střední) a modrá (vysoká).

15 snímek

Popis snímku:

Složení galaktického středu Největším útvarem galaktického středu je hvězdokupa, která se tam nachází (hvězdná výduť) ve formě rotačního elipsoidu, jehož hlavní poloosa leží v rovině Galaxie, a vedlejší poloosa. -osa leží na své ose. Poměr poloos je přibližně 0,4. Oběžná rychlost hvězd ve vzdálenosti asi kiloparsek je přibližně 270 km/s a doba oběhu je asi 24 milionů let. Na základě toho se ukazuje, že hmotnost centrální kupy je přibližně 10 miliard hmotností Slunce. Koncentrace hvězd v kupě se směrem ke středu prudce zvyšuje. Hustota hvězd se mění přibližně v poměru k R-1,8 (R je vzdálenost od středu). Ve vzdálenosti asi kiloparsec je to několik hmotností Slunce na parsek krychlový, ve středu - více než 300 tisíc hmotností Slunce na krychlový parsek (pro srovnání, v blízkosti Slunce je hustota hvězd asi 0,07 hmotností Slunce na kubický parsek). Z kupy se rozprostírají spirální plynová ramena, sahající do vzdálenosti 3 - 4,5 tisíce parseků. Ramena rotují kolem galaktického středu a současně se vzdalují do stran, radiální rychlostí asi 50 km/s. Kinetická energie pohybu je 1055 erg. Uvnitř kupy byl objeven plynový disk o poloměru asi 700 parseků a hmotnosti asi sto milionů slunečních hmotností. Uvnitř disku je centrální oblast tvorby hvězd.

16 snímek

Popis snímku:

Snímek vytvořený z tuctu fotografií dalekohledu Chandra pokrývajících oblast o průměru 130 světelných let.

Snímek 17

Popis snímku:

Blíže ke středu je rotující a rozpínající se prstenec molekulárního vodíku, jehož hmotnost je asi sto tisíc hmotností Slunce a poloměr je asi 150 parseků. Rychlost rotace prstence je 50 km/s a rychlost jeho rozpínání je 140 km/s. Rovina rotace je nakloněna k rovině Galaxie o 10 stupňů. Radiální pohyby v galaktickém centru jsou se vší pravděpodobností vysvětlovány explozí, ke které tam došlo asi před 12 miliony let. Rozložení plynu v prstenci je nerovnoměrné, tvoří se obrovská oblaka plynu a prachu. Největším mrakem je komplex Sagittarius B2, který se nachází ve vzdálenosti 120 ks od centra. Průměr komplexu je 30 parseků a hmotnost je asi 3 miliony hmotností Slunce. Komplex je největší hvězdotvornou oblastí v Galaxii. Tyto mraky obsahují všechny druhy molekulárních sloučenin nacházejících se ve vesmíru. Ještě blíže středu je centrální oblak prachu s poloměrem asi 15 parseků. V tomto oblaku jsou pravidelně pozorovány záblesky záření, jejichž povaha je neznámá, ale ukazují na aktivní procesy, které se tam odehrávají. Téměř v samém středu se nachází kompaktní zdroj netepelného záření Sagittarius A*, jehož poloměr je 0,0001 parseků a teplota jasu je asi 10 milionů stupňů. Zdá se, že rádiové emise z tohoto zdroje jsou synchrotronové povahy. Občas jsou pozorovány rychlé změny toku záření. Žádné takové zdroje záření nebyly nalezeny nikde jinde v Galaxii, ale podobné zdroje existují v jádrech jiných galaxií.

18 snímek

Popis snímku:

Z hlediska modelů vývoje galaxií jsou jejich jádra centry jejich kondenzace a počátečního vzniku hvězd. Měly by tam být nejstarší hvězdy. Zdá se, že v samém středu galaktického jádra se nachází supermasivní černá díra o hmotnosti asi 3,7 milionu hmotností Slunce, jak ukazuje studium drah blízkých hvězd. Emise zdroje Sagittarius A* je způsobena akrecí plynu na černou díru, poloměr emitující oblasti (akreční disk, jety) není větší než 45 AU. Galaktický střed Mléčné dráhy v infračervené oblasti.

Snímek 19

Popis snímku:

Mléčná dráha jako nebeský úkaz Mléčná dráha je na obloze pozorována jako slabě svítící difuzní bělavý pruh procházející přibližně podél velkého kruhu nebeské sféry. Na severní polokouli protíná Mléčná dráha souhvězdí Aquila, Střelec, Liška, Labutě, Kefeus, Cassiopeia, Perseus, Auriga, Býk a Blíženci; na jihu - Jednorožec, Poop, Plachty, Jižní kříž, Kompasy, Jižní trojúhelník, Štír a Střelec. Galaktický střed se nachází ve Střelci.

20 snímek

Popis snímku:

Historie objevu Galaxie Většina nebeských těles je spojena do různých rotujících systémů. Měsíc tedy obíhá kolem Země, satelity obřích planet tvoří vlastní soustavy, bohaté na tělesa. Na vyšší úrovni se Země a zbytek planet točí kolem Slunce. Otázkou je, je i Slunce součástí nějakého ještě většího systému? První systematické studium této problematiky bylo provedeno v 18. století. Anglický astronom William Herschel. Spočítal počet hvězd v různých oblastech oblohy a zjistil, že na obloze je velký kruh, kterému se později říkalo galaktický rovník, který rozděluje oblohu na dvě stejné části a na kterém je největší počet hvězd. Navíc, čím blíže je část oblohy tomuto kruhu, tím více je hvězd. Nakonec se zjistilo, že právě na tomto kruhu se nachází Mléčná dráha. Díky tomu Herschel uhodl, že všechny hvězdy, které jsme pozorovali, tvoří obří hvězdný systém, který je zploštělý směrem ke galaktickému rovníku. A přesto zůstávala existence Galaxie zpochybňována, dokud nebyly objeveny objekty za hranicemi našeho hvězdného systému, zejména jiné galaxie.

21 snímků

Popis snímku:

William Herschel (Friedrich Wilhelm Herschel, anglicky William Herschel; 15. listopadu 1738, Hannover – 25. srpna 1822, Slough u Londýna) – anglický astronom německého původu. Jedno z deseti dětí chudého hudebníka Isaaca Herschela. Vstoupil do služby ve vojenském orchestru (hobojista) a v roce 1755 byl jako součást pluku poslán z Hannoveru do Anglie. V roce 1757 opustil vojenskou službu, aby studoval hudbu. Působil jako varhaník a učitel hudby v Halifaxu, poté se přestěhoval do letoviska Bath, kde se stal manažerem veřejných koncertů. Zájem o hudební teorii přivedl Herschela k matematice, matematiku k optice a nakonec optiku k astronomii. V roce 1773, když neměl prostředky na nákup velkého dalekohledu, začal sám brousit zrcadla a navrhovat dalekohledy a následně sám vyráběl optické přístroje, jak pro vlastní pozorování, tak i na prodej. Herschelův první a nejdůležitější objev, objev planety Uran, nastal 13. března 1781. Herschel věnoval tento objev králi Jiřímu III. a na jeho počest jej pojmenoval Georgium Sidus (jméno nikdy nevstoupilo v platnost); George III., sám milovník astronomie a patron Hannoverů, povýšil Herschela do hodnosti královského astronoma a poskytl mu finanční prostředky na vybudování samostatné observatoře.

22 snímek

Popis snímku:

Díky některým technickým vylepšením a zvětšení průměru zrcadel byl Herschel schopen v roce 1789 vyrobit největší dalekohled své doby (hlavní ohnisková vzdálenost 12 metrů, průměr zrcadla 49½ palce (126 cm)); hned v prvním měsíci práce s tímto dalekohledem Herschel objevil Saturnovy satelity Mimas a Enceladus. Dále Herschel také objevil satelity Uran, Titania a Oberon. Ve svých pracích o satelitech planet Herschel poprvé použil termín „asteroid“ (použil jej k charakterizaci těchto satelitů, protože při pozorování Herschelovými dalekohledy vypadaly velké planety jako disky a jejich satelity jako body, jako hvězdy). 40stopý Herschelův dalekohled

Snímek 23

Popis snímku:

Herschelova hlavní díla se však týkají hvězdné astronomie. Studium správného pohybu hvězd ho přivedlo k objevu translačního pohybu sluneční soustavy. Vypočítal také souřadnice pomyslného bodu – vrcholu Slunce, v jehož směru k tomuto pohybu dochází. Z pozorování dvojhvězd provedených za účelem určení paralax Herschel učinil inovativní závěr o existenci hvězdných systémů (dříve se předpokládalo, že dvojhvězdy se na obloze nacházejí pouze náhodně tak, že jsou při pozorování poblíž). Herschel také rozsáhle pozoroval mlhoviny a komety, také sestavil pečlivé popisy a katalogy (jejich systematizaci a přípravu k publikaci provedla Caroline Herschel). Je zvláštní, že mimo samotnou astronomii a fyzikální oblasti, které jsou jí nejbližší, byly Herschelovy vědecké názory velmi bizarní. Věřil například, že všechny planety jsou obydlené, že pod horkou atmosférou Slunce je hustá vrstva mraků a pod nimi pevný povrch planetárního typu atd. Krátery na Měsíci, Mars a Mimas, stejně jako několik nových, jsou pojmenovány po astronomických projektech Herschela.

24 snímek

Popis snímku:

Evoluce a budoucnost Galaxie Historie vzniku galaxií není dosud zcela jasná. Původně měla Mléčná dráha mnohem více mezihvězdné hmoty (většinou ve formě vodíku a helia) než nyní, která byla a nadále je využívána k tvorbě hvězd. Není důvod se domnívat, že se tento trend změní tak, že by se mělo očekávat další snižování přirozené tvorby hvězd v průběhu miliard let. V současnosti se hvězdy tvoří především v pažích. Možné jsou i srážky Mléčné dráhy s jinými galaxiemi, vč. z velké galaxie v Andromedě však zatím nejsou možné konkrétní předpovědi kvůli neznalosti příčné rychlosti extragalaktických objektů. Každopádně žádný vědecký model vývoje Galaxie nebude schopen popsat všechny možné důsledky rozvoje inteligentního života, a proto se osud Galaxie nezdá být předvídatelný.

25 snímek

Popis snímku:

Galaxie Andromeda Galaxie Andromeda nebo mlhovina Andromeda (M31, NGC 224) je spirální galaxie typu Sb. Tato další nadobří galaxie, nejblíže Mléčné dráze, se nachází v souhvězdí Andromedy a podle nejnovějších údajů je od nás vzdálená ve vzdálenosti 772 kiloparseků (2,52 milionu světelných let). Rovina galaxie je k nám nakloněna pod úhlem 15°, její zdánlivá velikost je 3,2°, její zdánlivá velikost je +3,4m. Galaxie v Andromedě má hmotnost 1,5krát větší než Mléčná dráha a je největší v Místní skupině: podle aktuálně existujících údajů galaxie Andromeda (Mlhovina) zahrnuje asi bilion hvězd. Má několik trpasličích satelitů: M32, M110, NGC 185, NGC 147 a možná i další. Jeho rozsah je 260 000 světelných let, což je 2,6krát více než u Mléčné dráhy. Na noční obloze je galaxie v Andromedě vidět pouhým okem. V oblasti se pro pozorovatele ze Země rovná sedmi úplňkům.

26 snímek

Popis snímku:

Snímek 27

Popis snímku:

Kolize Mléčné dráhy a galaxie v Andromedě Kolize Mléčné dráhy a galaxie v Andromedě je navrhovaná kolize mezi dvěma největšími galaxiemi v místní skupině, Mléčnou dráhou a galaxií v Andromedě (M31), ke které dojde přibližně za pět miliard let. Často se používá jako příklad tohoto typu jevu při simulacích kolizí. Stejně jako u všech takových srážek je nepravděpodobné, že by se objekty, jako jsou hvězdy obsažené v každé galaxii, skutečně srazily kvůli nízké koncentraci hmoty v galaxiích a extrémní vzdálenosti objektů od sebe. Například nejbližší hvězda ke Slunci (Proxima Centauri) je od Země vzdálena téměř třicet milionů slunečních průměrů (pokud by Slunce mělo velikost 1palcové mince, nejbližší mince/hvězda by byla 765 kilometrů daleko). Pokud je teorie správná, hvězdy a plyn v galaxii Andromeda budou viditelné pouhým okem asi za tři miliardy let. Pokud dojde ke srážce, galaxie se s největší pravděpodobností spojí do jedné velké galaxie.

Popis snímku:

V tuto chvíli není jisté, zda ke kolizi dojde či nikoliv. Radiální rychlost galaxie v Andromedě vzhledem k Mléčné dráze lze změřit studiem Dopplerova posunu spektrálních čar od hvězd galaxie, ale příčnou rychlost (nebo "správný pohyb") nelze změřit přímo. Je tedy známo, že se galaxie v Andromedě blíží k Mléčné dráze rychlostí asi 120 km/s, ale zda dojde ke srážce nebo se galaxie jednoduše oddělí, nelze zatím určit. V současnosti nejlepší nepřímá měření příčné rychlosti ukazují, že nepřesahuje 100 km/s. To naznačuje, že alespoň halo temné hmoty dvou galaxií se srazí, i když se samotné disky nesrazí. Vesmírný dalekohled Gaia, který Evropská vesmírná agentura plánuje vypustit v roce 2011, bude měřit umístění hvězd v galaxii Andromeda s dostatečnou přesností, aby bylo možné stanovit příčné rychlosti. Frank Summers z Space Telescope Science Institute vytvořil počítačovou vizualizaci nadcházející události na základě výzkumu profesora Chrise Migose z Case Western Reserve University a Larse Hernqvista z Harvardské univerzity. Takové srážky jsou poměrně časté – například Andromeda se v minulosti srazila minimálně s jednou trpasličí galaxií, stejně jako naše Galaxie. Je také možné, že naše sluneční soustava bude během srážky vyvržena z nové galaxie. Taková událost nebude mít pro náš systém negativní důsledky (zejména poté, co se Slunce za 5-6 miliard let promění v červeného obra). Pravděpodobnost jakéhokoli dopadu na Slunce nebo planety je nízká. Pro nově vzniklou galaxii byla navržena různá jména, například Milkomeda.

Snímek 33

Popis snímku:

Literatura http://ru.wikipedia.org Yu. N. Efremov. Mléčná dráha. Řada „Science Today". Fyzická encyklopedie, editoval A. M. Prokhorov, článek „Galactic Center". T. A. Agekyan, „Hvězdy, galaxie, metagalaxie". Chandra X-ray Observatory: http://chandra.harvard .edu/ http:/ /news.cosmoport.com/2006/11/21/3.htm

úžasně krásné a světlé. V souhvězdí Střelce, Štíra a Scuta je mnoho jasně zářících hvězdných mraků. Právě v tomto směru se nachází střed naší Galaxie. Ve stejné části Mléčné dráhy obzvláště jasně vystupují temná mračna kosmického prachu – temné mlhoviny. Pokud by tyto tmavé, neprůhledné mlhoviny nebyly přítomny, Mléčná dráha směrem ke středu Galaxie by byla tisíckrát jasnější. Při pohledu na Mléčnou dráhu není snadné si představit, že se skládá z mnoha hvězd nerozeznatelných pouhým okem. Ale lidé na to přišli už dávno. Jeden z těchto odhadů je připisován vědci a filozofovi starověkého Řecka Demokritovi. Žil téměř o dva tisíce let dříve než Galileo, který jako první prokázal hvězdnou povahu Mléčné dráhy na základě pozorování dalekohledem. Ve svém slavném „Hvězdném poslu“ v roce 1609 Galileo napsal: „Obrátil jsem se na pozorování podstaty nebo podstaty Mléčné dráhy a s pomocí dalekohledu se ukázalo, že je možné ji tak zpřístupnit našemu zraku. že všechny spory utichly samy od sebe díky jasnosti a důkazům, že jsem osvobozen od sáhodlouhé debaty. Ve skutečnosti Mléčná dráha není nic jiného než nespočetné množství hvězd, jako by se nacházely v hromadách, bez ohledu na to, na jakou oblast je dalekohled namířen, nyní je vidět obrovské množství hvězd, z nichž mnohé jsou docela jasné a docela viditelné. , ale počet slabších hvězd nelze vůbec spočítat.“ Jaký vztah mají hvězdy Mléčné dráhy k jediné hvězdě ve sluneční soustavě, našemu Slunci? Odpověď je dnes již obecně známá. Slunce je jednou z hvězd naší Galaxie, Mléčné dráhy. Jaké místo zaujímá Slunce v Mléčné dráze? Již z toho, že Mléčná dráha obepíná naši oblohu ve velkém kruhu, vědci usoudili, že Slunce se nachází v blízkosti hlavní roviny Mléčné dráhy. Aby astronomové (V. Herschel, V. Ya. Struve atd.) získali přesnější představu o poloze Slunce v Mléčné dráze a následně si představili, jaký je tvar naší Galaxie ve vesmíru. použil metodu počítání hvězd. Jde o to, že v různých částech oblohy se počítá počet hvězd v po sobě jdoucím intervalu hvězdných velikostí. Pokud předpokládáme, že jasy hvězd jsou stejné, pak z pozorované jasnosti můžeme usuzovat na vzdálenosti ke hvězdám, pak za předpokladu, že hvězdy jsou rovnoměrně rozmístěny v prostoru, uvažujeme počet hvězd, které jsou v kulových objemech se středem na Slunci.