Galaxie

    Galaxia je obrovský zhluk hviezd, hmlovín a medzihviezdneho materiálu, ktoré drží pokope gravitačná sila. Najmenšie galaxie obsahujú približne 100 000 hviezd, ale najväčšie obsahujú až 3 000 miliárd hviezd. V jej strede sa väčšinou nachádza čierna diera spolu s kvazarom.  Podľa tvaru poznáme tri základné typy galaxií: eliptické, ktoré majú oválny tvar, špirálové, ktorých ramená špirálujú smerom von od vydutého stredu a nepravidelné, ktoré nemajú výrazný tvar. Niekedy sa tvar galaxie zdeformuje vplyvom zrážky s inou galaxiou.

 

galaxie  sú od nás vzdialené asi 10 miliárd svetelných rokov, najvzdialenejší známy kvazar sa nachádza vo vzdialenosti 15 miliárd svetelných rokov.  Aktívne galaxie, ako Seyfertove galaxie a rádiové galaxie, žiaria veľmi intenzívne. Žiarenie Seyfertových galaxií vychádza z galaktického jadra, žiarenie rádiovej galaxie vyžaruje tiež z obrovských výbežkov na oboch stranách galaxie. Predpokladá sa, že žiarenie aktívnych galaxií a kvazarov spôsobujú mohutne čierne diery v stredoch galaxií.

 

 

     Tento názov sa vzťahuje na jemný pás svetla, prechádzajúci nočnou oblohou. Svetlo vytvárajú hviezdy a hmloviny našej Galaxie. Má tvar špirály s hustou centrálnou vydutinou, ktorá je obklopená štyrmi ramenami špirálujúcimi smerom von a menej hustým halo. Nemôžeme  vidieť jej špirálový tvar, pretože slnečná sústava sa nachádza v jednom z ramien špirály, nazývanom ramenom Orióna     (tiež Miestne rameno). Z nášho pohľadu je stred Galaxie úplne zahalený prachovými mrakmi. Výsledkom toho je, že  optické mapy poskytujú len obmedzený pohľad na Galaxiu. Kompletnejší obraz nôžeme však získať skúmaním rádiového, infračerveného alebo iného žiarenia. Vydutina v strede Galaxie je relatívne malá, hustá oblasť obsahujúca najmä staršie červené a žlté hviezdy. Halo je menej hustá oblasť, v ktorej sa nachádzajú najstaršie hviezdy. Niektoré sú možno staré ako Galaxia. Ramená špirály obsahujú najmä horúce, mladé, modré hviezdy a hmloviny (mraky prachu a plynu, v ktorých sa rodia hviezdy). Naša Galaxia je obrovská hviezdna sústava s priemerom približne 100 000 svetelných rokov. Celá Galaxia   sa v priestore otáča tak, že hviezdy nachádzajúce sa bližšie k jej stredu sa pohybujú rýchlejšie ako hviezdy na jej okraji.  Slnko, ktoré je asi v dvoch tretinách cesty smerom od stredu k okraju Galaxie, vykoná jeden obeh približne za 220 miliónov rokov.

    Hviezdy sú telesá, ktoré sa rodia v hmlovinách. Veľkosť, hmotnosť a teplota hviezd je veľmi rozdielna. Ich priemer môže byť 450-krát menší a viac ako 1 000-krát väčší ako priemer Slnka a hmotnosť sa pohybuje približne od jednej dvadsatiny až po viac ako 50-násobok hmotnosti Slnka. Povrchová teplota určuje farbu hviezdy a pohybuje sa v rozpätí 3000°C až do viac ako 50000°C. Najhorúcejšie hviezdy sú modré a najchladnejšie sú červené. Slnko s povrchovou teplotou 5500°C sa nachádza medzi týmito extrémami a je žlté.

 

    Energia emitovaná žiariacou žiariacou hviezdou vzniká pri jadrovej syntéze v strede hviezdy. Jasnosť hviezdy meriame vo hviezdnych veľkostiach, tzv. magnitúdach - čím je hviezda jasnejšia, tým má nižšiu magnitúdu. Rozoznávame dva typy magnitúd: zdanlivú hviezdnu magnitúdu, ktorá predstavuje jesnosť, ako ju vidíme zo Zeme, a absolútnu magnitúdu, čo je jasnosť, akú by sme videli zo štandardnej vzdialenosti 10 parsekov. Svetlo vyžarované z hviezdy sa môže rozkladať a vytvárať spektrum, ktoré obsahuje sériu tmavých čiar (absorpčné čiary). Poloha čiar v spektre poukazuje na prítomnosť určitých chemických prvkov, čo umožňuje astronómom určiť zloženie atmosféry hviezdy. Magnitúda a spektrálny typ (farba) hviezdy sa znázorňuje na grafe, ktorý sa nazýva Hertzsprungov-Russelov diagram. Diagram ukazuje, že hviezdy sa dajú zatriediť do niekoľkých dobre definovateľných skupín. Základnými skupinami sú hviezdy hlavnej postupnosti, obri, nadobri a bieli trpaslíci.

 

    Malé hviezdy majú hmotnosť do jeden a pol násobku hmotnosti Slnka. Vznikajú vtedy, keď v hmlovine začne kondenzovať oblasť s vyššou hustotou do obrovskej globule plynu a prachu, tá sa v dôsledku vlastnej gravitácie začne zmršťovať. Zhluky s kondenzovanou hmotou sa vo vnútri zohrievajú, začínajú žiariť a vznikajú protohviezdy. Ak je protohviezda dostatočne hmotná, teplota v strede dosahuje približne 15 miliónov°C, Pri tejto teplote začínajú nukleárne reakcie, pri ktorých sa vodík mení na hélium. Pri jadrovej reakcii sa uvoľňuje energia,  ktorá bráni  hviezde v ďalšej kontrakcii a spôsobuje,  že  hviezda začne svietiť.  Stala sa z nej hviezda hlavnej  postupnosti.  Hviezda  s  hmotnosťou  asi  ako  hmotnosť  Slnka  zostáva hviezdou hlavnej postupnosti približne 10  miliárd rokov, kým sa všetok vodík v jadre hviezdy bepremení na hélium.  Héliové jadro sa potom opäť scvrkne a nukleárne reakcie pokračujú vo vrstve okolo jadra. Jadro sa stane dostatočne horúce na to, aby sa hélum reakciami menilo na uhlík. Vonkajšie vrstvy hviezdy sa pritom rozpínajú, chladnú a ich svietivosť klesá.  Rpozpínajúcu sa hviezdu nazývame červený  obor. Keď sa hélium v jadre spotrebuje, vonkajšie vrstvy hviezdy môžu uniknúť vo forme rozpínajúcej sa plynnej obálky nazývanej planetárna hmlovina. Zvyšok jadra (asi 80% pôvodnej hviezdy) sa teraz dostáva do posledných štádií vývoja.   Mení sa na bieleho trpaslíka, ktorý postupne chladne a tmavne. Keď prestane svietiť, z mŕtvej hviezdy sa stáva čierny trpaslík.

 

 

Sú to hviezdy, ktoré majú prinajmenšom trojnásobnú hmotnosť Slnka. Niektoré až takmer 50-násobnú. Takáto hviezda sa vyvíja podobne ako malá hviezda až po štádium hviezdy hlavnej postupnosti. Počas trvania štádia hviezdy hlavnej postupnosti hviezda stabilne svieti, až kým sa vodík v jej jadre nepremení na hélium. Tento proces trvá u malej hviezdy miliardy rokov, ale u veľmi hmotnej hviezdy len milióny rokov. Mohutná hviezda sa potom stáva červeným nadobrom, ktorý má na začiatku héliové jadro obklopené vonkajšími vrstvami chladnúceho, rozpínajúceho sa plynu. Počas nasledujúcich miliónov rokov vytvárajú jadrové reakcie v obálke okolo kovového jadra rôzne prvky. Nakoniec sa jadro zrúti v čase kratšom ako sekunda a zapríčiní obrovskú  explóziu, ktorú nazývame supernova, pričom rázové vlny rozmetajú vonkajšie vrstvy hviezdy do okolia. Krátky čas svietia supernovy jasnejšie ako celá galaxia. Ak má zvyšok jadra hmotnosť v rozpätí jeden a pol až tri hmotnosti Slnka, začne sa zmršťovať do útlej, hustej neutrónovej hviezdy. Ak má podstatne vyššiu hmotnosť ako tri hmotnosti Slnka, zmršťuje sa až do štádia čiernej diery.

 

 

Neutrónové hviezdy a čierne diery sa formujú zo zvyškov jadier hviezd, ktoré explodovali ako supernovy. Ak má zvyšok jadra hmotnosť 1,5 až 3-násobne väčšiu ako hmotnosť Slnka, zmršťuje sa a vytvára neutrónovú hviezdu. Ak má toto jadro hmotnosť trojnásobne väčšiu ako hmotnosť Slnka, tiež sa zmršťuje, ale vytvára čiernu dieru. Pre neutrónové hviezdy je typické, že majú priemer len okolo 10 kilometrov a skladajú sa takmer výlučne zo subatómových častíc, nazývaných neutróny. Sú také husté, že čajová lyžička látky takejto hviezdy by mala hmotnosť asi miliardu ton. Neutrónové hviezdy pozorujeme ako pulzary. Nazývajú sa tak pre svoju rýchlu rotáciu a vyžarovanie dvoch zväzkov rádiových vĺn, ktoré putujú po oblohe a sú tetegované ako krátke pulzy. Čierne diery sú charakteristické extrémne vysokou gravitáciou, ktorá je taká silná, že z nej nemôže uniknúť ani svetlo. Výsledkom toho je, že čierne diery sú neviditeľné. Môžeme ich však detegovať, ak sa v ich blízkosti nachádza hviezda - sprievodca. Gravitácia čiernej diery priťahuje plyn zo sprievodnej hviezdy, vytvára akrečný disk, ktorý špiráluje okolo čiernej diery vysokou rýchlosťou, zahrieva sa a emituje žiarenie. Nakoniec táto hmota došpiráluje za tzv. horizont udalostí (hranica čiernej diery) čím zmizne z viditeľnej oblasti vesmíru.

Spektrá hviezd

    Ďalekohľad bez ďalších prístrojov nám nedokáže odhaliť všetky informácie, ktoré nám svetelný lúč prináša. Až keď je doplnený napríklad fotometrom (prístroj na meranie množstva svetla) alebo spektrografom, prípadne inými odvodenými prídavnými zariadeniami stáva sa dôležitým pomocníkom pri astrofyzikálnom výskume. Pri spektrálnej analýze sa svetlo hviezd rozkladá na farebné zložky a na základe vzhľadu čiar v spektre možno usudzovať na povahu svetelného zdroja.

    Slnečné spektrum po prvýkrát skúmal Isaac Newton (1642 - 1727) v roku 1666, ale skutočný pokrok začal až v XIX. storočí, hlavne zásluhou Josepha von Fraunhofera (1787 - 1826), ktorý popísal tmavé absorpčné čiary v spektre Slnka - Fraunhoferove čiary. Správny výklad vzniku čiar pochádza od nemeckých fyzikov Gustava Kirchhoffa (1824 - 1887) a Roberta Bunsena (1811 - 1899) z roku 1859.

    Vôbec prvým rozsiahlejším pokusom o spektrálnu klasifikáciu hviezd je práca Angela Secchiho (1818 - 1878), ktorý v roku 1868 publikoval katalóg s 4000 hviezdnymi spektrami. Secchi hviezdne spektrá rozdelil do štyroch skupín. Roku 1890 Edward Charles Pickering (1864 - 1919), Williamine Flemingová (1857 - 1911) a Annie Jump Cannonová (1863 - 1941) rozšírili a zjemnili triedenie hviezdnych spektier na postupnosť spektrálnych tried od najteplejších bielych A až po najchladnejšie červené Q. Neskôr Anthonia Caetana Mauryová (1866 - 1952) zistila, že niektoré triedy sú nadbytočné, iné je potrebné v klasifikácii presunúť inde. Vznikla tak populárna harvardská spektrálna postupnosť: B A F G K M. Pozorované hviezdne spektrá možno zostaviť do plynulej rady podľa klesajúcej povrchovej teploty. Kritériom pre zaradenie jednotlivej hviezdy sú relatívne intenzity niektorých vybraných spektrálnych čiar, ktoré sú výrazne závislé práve na teplote.