Galaktyki i gwiazdy

Galaktyki i gwiazdy
Astronomia jest nauką, którą trudzili się już w starożytności. Wielcy myśliciele
Greccy stwierdzili, że Ziemia nie jest płaska i ma kształt zbliżony do kuli. Zauważyli oni
także, że wokół Ziemi poruszają się inne ciała-słońce i planety. Chociaż błędnie zakładali
geocentryzm Układu Słonecznego, to posiadali już sporą wiedze astronomiczną. W III w.p.n.e
Arystarch z Samos stwierdził, że to Ziemia wraz z innymi planetami porusza się wokół
słońca, jednak przez błędne założenie, że orbity planet są okrągłe, jego teoria nie przyjęła się.
Dopiero w XVI wieku Mikołaj Kopernik udowodnił i rozpowszechnił teorię układu
heliocentrycznego. Dziś wiemy, że nasza rodzima planeta jest tylko niewielką drobiną w
ogromie całego wszechświata.
Ciężko określić jaki rozmiar i kształt ma kosmos. Wielu naukowców skłania się ku
teorii, że kosmos jest płaski. Można także oszacować skład wszechświata. Uważa się, że
ponad 95% wszechświata to Ciemna Energia i Ciemna Materia. Wiedza na ich temat jest
bardzo niewielka. Jedynie pozostałe 5% to zwykła materia, która możemy obserwować, z
czego około 4% to wolny wodór i hel, 0,5% to gwiazdy, a tylko 0,03% to pierwiastki ciężkie.
Ogólnie jednak można powiedzieć, że wszechświat zbudowany jest z galaktyk, we
wszechświecie są ich miliony i każda z nich zbudowana jest z milionów gwiazd. Nasz Układ
Słoneczny z sercem w postaci gwiazdy zwanej Słońcem, znajduje się na perypetiach galaktyki
zwanej Drogą Mleczną. Dzięki takiemu położeniu w galaktyce, w bezchmurna noc możemy
obserwować na niebie nasza galaktykę, która wyglądem przypomina pas rozlanego mleka.
Wyróżniamy cztery typy galaktyk, a pierwszą z omawianych są galaktyki spiralne, którego
przedstawicielem może być właśnie Droga Mleczna.
GALAKTYKI SPIRALNE
Jak sama nazwa wskazuje, mają one spiralny kształt, który tworzą 2 lub 3 ramiona wokół
gęstego jądra. Galaktyki te zawierają gwiazdy I i II populacji. Dzieli się je ze względu na
stosunek wielkości ramion do jądra na: a - jasne jądro i słabo rozwinięte ramiona, b - mniejsze
jądro, a ramiona dobrze rozwinięte, c - słabe jądro, wyróżniające się ramiona, d - osobliwa.
Galaktyki spiralne stanowią około 60 % wszystkich galaktyk. Przykładem takiej galaktyki jest
Mgławica Andromedy, która jest zarazem najbliższą galaktyką przypominająca rozmiarami i
kształtem Drogę Mleczną. Drugi podział to podział ze względu na kształt: galaktyki spiralne
zwykłe i galaktyki spiralne z poprzeczką. Są to wydłużone struktury przechodzące przez jądro
galaktyki, a różnica między nimi a zwykłymi galaktykami spiralnymi polega na tym, że ich
ramiona są połączone jasną poprzeczką w jej centrum.
GALAKTYKI ELIPTYCZNE
Kolejny typ galaktyk to galaktyki eliptyczne, które nie mają ramion. Mają one spłaszczony
owalny kształt i składają się z setki milionów gwiazd. Oznaczone zostały przez Edwina
Hubble'a jako E, a podaje się je ze stopniem spłaszczenia w skali 0 - 7. Galaktyki eliptyczne
zawierają bardzo mało pyłu międzygwiezdnego, dlatego też nie widać ich zbyt wiele podczas
obserwacji. Ze względu na kształt wyróżniamy także galaktyki eliptyczne z poprzeczką.
Wyglądają one jak elipsoidy obracające się wokół własnej osi, a składają się w większości ze
starszych gwiazd. Typowe galaktyki eliptyczne są małe, a wiele z nich to galaktyki karłowate.
Występują one głównie w centrum gromad galaktyk, np. w centrum Gromady w warkoczu
Bereniki.
GALAKTYKI SOCZEWKOWATE
Wyróżniamy również galaktyki soczewkowate, będące pośrednimi pomiędzy galaktykami
eliptycznymi i spiralnymi. Są one mocno spłaszczone i nie ma w nich młodych gwiazd ani
pyłu. Nie posiadają także ramion, a jądro jest podobne do silnie spłaszczonej galaktyki
eliptycznej, wokół którego znajduje się dysk. Galaktyki soczewkowate są oznaczane jako S0.
GALAKTYKI NIEREGULARNE
Galaktyki o nieregularnej budowie morfologicznej to galaktyki nieregularne. Są one
zbiorowiskami gwiazd i pyłu międzygwiezdnego, a dzielą się na typy: Irr I i Irr II. Są one
bardzo małe, zwykle rozciągnięte lub zgniecione przez grawitacyjne oddziaływanie z innymi
obiektami. Przykładami galaktyk nieregularnych jest Wielki Obłok Magellana oraz Galaktyka
M 82.
GALAKTYKI PODWÓJNE
Podobnie jak w przypadku gwiazd, które tworzą wspólne układy podwójne, potrójne itp.,
także galaktyki mogą się łączyć w ten sposób. Galaktyki podwójne krążą wokół wspólnego
środka masy. Galaktyki składające się na ten obiekt są zwykle galaktykami tego samego typu
- albo obie są spiralne, albo eliptyczne. Występuje skłonność do zgodności podtypów, tzn.
częściej występuje para galaktyk typu np. Sb-Sb niż typu Sa-Sb. Na zdjęciu poniżej widać
przykład galaktyk spiralnych podwójnych.
GWIAZDY
Galaktyki składają się z gwiazd. Gwiazdy występują w różnych formach i mają swój proces
ewolucyjny. Wszystko zaczyna się od Protogwiazdy.
Protogwiazda to początkowy etap ewolucji gwiazdy, czyli zapadający się na skutek grawitacji
(i rozgrzewający się) obłok materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze
reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne głównie z zakresu podczerwieni
na skutek kurczenia się. Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i
temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe, i
stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a protogwiazda staje się gwiazdą
ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Tak się dzieje, gdy kurcząca się masa
jest większa niż około 8 procent masy Słońca. Obiekt o mniejszej masie nigdy nie wytwarza
warunków do efektywnego zachodzenia reakcji termojądrowych i kończy ewolucje jako
brązowy karzeł. Pozostałe, o wystarczająco dużej masie mogą przekształcić się w gwiazdę
ciągu głównego, błękitnego nadolbrzyma lub hiperolbrzyma.
Gwiazda ciągu głównego
Będąc na etapie ciągu głównego gwiazdy otrzymują energię z syntezy wodoru w hel w
swoich wnętrzach. Proces ten jest bardzo wydajny energetycznie, wobec czego większość
swojego życia w trakcie ewolucji gwiazdy spędzają właśnie na tym etapie. Nasze Słońce jest
gwiazdą ciągu głównego już od około 5 miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze
drugie tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, rozszerzy się i stanie się na pewien czas
czerwonym olbrzymem.
Czerwony olbrzym
Czerwony olbrzym to gwiazda o stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas
Słońca), będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i
dużych rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu
helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej
jej powierzchni. Po ustaniu reakcji w jądrze helowym, ulega ono kontrakcji pod wpływem
własnej grawitacji. Wydzielona wówczas energia oddawana jest częściowo zewnętrznej
powłoce gwiazdy, gdzie zaczyna się synteza helu. Kontrakcji jądra towarzyszy ekspansja
otoczki, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Wskutek tego, moc
wytwarzana w gwieździe jest wyświecana ze znacznie większej powierzchni, a zatem spada
jej obserwowana temperatura powierzchniowa i następuje zmiana barwy gwiazdy w kierunku
czerwieni.
Mglawice planetarne
Mgławica planetarna jest to obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy
kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są
zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.
Bialy karzel
Są to obiekty o bardzo małych promieniach, rzędu jednej setnej promienia Słońca (rozmiary
porównywalne z Ziemią) i dużej gęstości, 10 000 razy więcej, niż dla najgęstszej materii
spotykanej na Ziemi. Łyżeczka od herbaty tej materii ważyłaby jedną tonę. Jest to końcowe
stadium ewolucji gwiazd. Białe karły wysyłają od 100 tys. do 10 tys. razy mniej energii niż
Słońce. Temperatury powierzchniowe białych karłów zawierają się w przedziale między 4000
a 60000 K
Błękitny nadolbrzym
Błękitne nadolbrzymy są wyjątkowo gorące i jasne. Temperatura na ich powierzchni wynosi
od 20 000 do 50 000 K, co powoduje, że znaczna część energii gwiazdy zostaje
wypromieniowana w zakresie ultrafioletu, niewidzialnego dla naszych oczu. Ich masa zwykle
zawiera się w przedziale od 10 do 50 mas Słońca, a promień dochodzi do 25 promieni Słońca.
Gwiazdy te występują bardzo rzadko i należą do najgorętszych, największych i
najjaśniejszych gwiazd we Wszechświecie. Żyją względnie krótko, bo tylko 10 do 50
milionów lat.
Najbardziej znanym przykładem błękitnego nadolbrzyma jest Rigel
Supernowa
Gwiazdy supernowe są to gwiazdy zmienne odznaczające się nagłym wzrostem jasności do
około 107 - 108 razy przewyższającej jasność Słońca. Nie jest to raczej gwiazda ale proces
wybuchu, podczas którego znaczna część materii (nawet do jednej trzeciej części) została
wyrzuca na zewnątrz co powoduje świecenie. Supernowe mogą powstać z błękitnych
nadolbrzymów, czerwonych karłów i hiperolbrzymów.
Czarna Dziura
Czarna dziura jest obiektem kosmicznym, tak mocno oddziałującym grawitacyjnie na swoje
otoczenie, że światło nie może wydostać się z jego powierzchni. Fizyka klasyczna traktuje, że
żaden rodzaj materii nie jest w stanie wydostać się z czarnej dziury ale fizyka kwantowa
zakłada istnienie zdarzenia parowania czarnych dziur. Czarne dziury są pierwotnymi
elementami bardziej złożonych obiektów kosmicznych. Czarna dziura jest widoczna dlatego,
że materia innej gwiazdy wsysana do wnętrza dziury tworzy dysk generujący duże ilości
promieniowania wskutek silnego przyspieszania w czasie zbliżania się do czarnej dziury.
Hiperolbrzym
Hiperolbrzymy to najjaśniejsze i największe gwiazdy mające klasę jasności 0. Są niezwykle
rzadkie, najbliższy nam hiperolbrzym to VV Cephei odległy od Ziemi o około 3000 lat
świetlnych. Hiperolbrzymy są nawet 100 razy masywniejsze od Słońca i tysiące razy
jaśniejsze od niego. Średnice niektórych hiperolbrzymów są porównywalne ze średnicą orbity
Saturna. Gwiazdy te żyją względnie krótko, około miliona lat, kończąc swoje życie w postaci
Pair-instability supernowa. Pair-instability supernova to odmiana supernowej powstająca w
wyniku zachwiania równowagi kreacji par w jądrze masywnej gwiazdy. W odróżnieniu od
klasycznych supernowych, w wyniku których powstaje pozostałość po supernowej
zawierająca w centrum czarną dziurę lub białego karła, gwiazda rozerwana wybuchem typu
pair instability całkowicie rozrzuca swoją materię, nie pozostawiając po sobie nic poza
mgławicą
.