Slovo galaxia bolo odvodené z gréckeho názvu našej vlastnej galaxie - Mliečna cesta Κύκλος γαλακτικός (Κyklos galaktikos).
Hviezdy sa takmer vždy nachádzajú v skupinách, nazývaných galaxie, spolu s plynmi, medzihviezdnym prachom a "tmavou hmotou"; asi 10-20% hmotnosti galaxie tvoria hviezdy, plyny a prach. Galaxie držia pokope pôsobením gravitačnej príťažlivosti a jednotlivé galaktické zložky obiehajú spoločný stred. Existuje niekoľko dôkazov, že vo väčšine galaxií sa nachádzajú superhmotné čierne diery.
Priestor medzi galaxiami je relatívne prázdny, s výnimkou medzigalaxtických oblakov plynu a tmavej hmoty.
Len niekoľko galaxií existuje osamotene; tieto sú známe ako poľné galaxie. Väčšina galaxií je gravitačne spojená s množstvom iných galaxií. Štruktúry, obsahujúce do 50 galaxií, sa nazývajú galaktické skupiny. Väčšie štruktúry, obsahujúce tisícky galaxií natlačených do relatívne malej oblasti sa nazývajú galaktické hviezdokopy (klastre). Superklastre sú gigantické množiny obsahujúce desiatky tisíc galaxií, usporiadaných v klastroch, skupinách a niekedy aj osamotene.
Naša galaxia je členom Lokálnej skupiny a spolu s galaxiou Androméda jej dominuje; celkovo obsahuje Lokálna skupina asi 30 galaxií v priestore širokom 1 megaparsek. Lokálna skupina je časťou Lokálneho superklastra, tiež známeho pod názvom Virgo Superklaster.
Galaxie existujú v troch základných typoch: eliptické, špirálové a nepravidelné. Trochu rozsiahlejší popis typov galaxií poskytuje Hubblova schéma. Naša vlastná galaxia - Galaxia (s veľkým G) alebo nepresne Mliečna cesta - je rozsiahla špirálová galaxia s priemerom 100 000 svetelných rokov a šírkou 25000 svetelných rokov. Obsahuje viac ako 100 miliárd hviezd a jej celková hmotnosť dosahuje zhruba hmotnosť bilióna Sĺnk (1 bilión = 1 000 000 000 000).
Dejiny
V roku 1610 použil Galileo Galilei ďalekohľad na štúdium svetlého pásu nočnej oblohy známeho ako Mliečna cesta a objavil, že pozostával z obrovského počtu matných hviezd. V roku 1755 sa Immanuel Kant vo svojej úvahe, vychádzajúc zo skoršej práce Thomasa Wrighta, (správne) domnieval, že galaxia by mohla byť rotujúce teleso obrovského počtu hviezd, držaných pokope gravitačnými silami, podobne ako Slnečná sústava, avšak oveľa väčšieho rozsahu. Výsledný hviezdny disk by bol z nášho pohľadu z jeho vnútra videný ako pás na nebi. Kant sa tiež domnieval, že niektoré z hmlovín, viditeľných na nočnej oblohe, by mohli byť samostatné galaxie.
Ku koncu 18. storočia zostavil Charles Messier katalóg, obsahujúci 110 najjasnejších hmlovín a hviezdokôp, neskôr nasledovaný katalógom 5000 hmlovín, zhromaždený Williamom Herschelom. V roku 1845 skonštruoval William Parsons nový ďalekohľad, pomocou ktorého bol schopný rozlišovať medzi eliptickými a špirálovitými hmlovinami. Tiež sa mu v niektorých hmlovinách podarilo rozpoznať individuálne bodové zdroje, čím potvrdil Kantovu skoršiu domnienku. Napriek tomu neboli hmloviny všeobecne uznané ako vzdialené samostatné galaxie, až pokým záležitosť nevyriešil Edwin Powell Hubble na začiatku 20. rokov 20. storočia, použitím nového ďalekohľadu. Bol schopný rozlíšiť vonkajšie časti niektorých špirálovitých hmlovín ako množiny samostatných hviezd a tiež umožnil odhadnutie vzdialeností k hmlovinám: boli príliš ďaleko na to, aby boli súčasťou Mliečnej cesty. V roku 1936 vytvoril klasifikačný systém pre galaxie, ktorý sa používa dodnes, tzv. Hubblova schéma.
Prvý pokus opísať tvar Mliečnej cesty a pozíciu Slnka v nej uskutočnil William Herschel v roku 1785 dôkladným spočítaním počtu hviezd v rôznych oblastiach oblohy. Použitím prepracovaného prístupu dospel Jacobus Kapteyn v roku 1920 k obrázku malej (priemer 15 kiloparsekov) elipsoidnej galaxie so Slnkom blízko stredu. Iná metóda, ktorú použil Harlow Shapley, založená na katalogizovaní guľových hviezdokôp, viedla k úplne odlišnému obrázku: plochý disk s priemerom 70kpc a Slnkom ďaleko od stredu. Obe analýzy zlyhali na nebratí do úvahy absorpcie svetla medzihviezdnym prachom. Súčasný obrázok našej galaxie sa objavil, až keď v roku 1930 Robert Julius Trumpler vyčíslil tento jav študovaním otvorených hviezdokôp. V roku 1944 predpovedal Hendrik van de Hulst mikrovlnné žiarenie vlnovej dĺžky 21 centimetrov, pochádzajúce z medzihviezdneho atómového vodíkového plynu. Toto žiarenie bolo pozorované v roku 1951 a umožnilo a umožňuje oveľa vylepšené štúdium Galaxie, keďže nie je ovplyvnené pohlcovaním prachu, tým pádom sa Dopplerov jav dá použiť na zmapovanie pohybu plynu v Galaxii. Tieto pozorovania viedli k postulátu (požiadavka) rotujúcej pruhovej štruktúry v strede Galaxie. S použitím vylepšených ďalekohľadov bolo tiež možné sledovať vodíkový plyn aj v iných galaxiách. V 70. rokov 20. storočia si vedci uvedomili, že všetka viditeľná hmota galaxií (z hviezd a plynu) patrične nezodpovedá rýchlosti rotujúceho plynu, čo ich viedlo k postulátu temnej hmoty.
Zdroj:http://sk.wikipedia.org
 |
| M74 špirálová galaxia v súhvezdí Ryby. Autor: Ing. Michal Nagy |