close
Vážení uživatelé,
16. 8. 2020 budou služby Blog.cz a Galerie.cz ukončeny.
Děkujeme vám za společně strávené roky!
Zjistit více
 



!!!POZASTAVENO!!!

!!Do 9.Červan 2010!!









O Vesmíru

15. června 2009 v 14:59 | Venda |  Ostatní


O VESMÍRU

Komety - špinavé sněhové koule Kometa dokáže upoutat svým zjevem naobloze, i když podstata noho divadla je velmi prostá.Pěkná kometa může vypadat jako dýka mezi hvězdami, s jasným hrotem a dlouhým,mírně zahnutým tělem. Pohybuje se pomalu po obloze jednu noc za druhou, až se stane téměř neviditelnou pro velkou vzdálenost nebo proto, že se ztratí vesluneční záři. Jednou z centrálních otázek o kometách, která je určitě klíčem k řadě záhad, je jejich složení. Z čeho je kometa složena? Skládají se všechny komety ze stejné hmoty? V 16. a 17. století bylo obvyklé představovat si komety tak jako Aristoteles - totiž jako plyny, výpary, =exhalace= ze Země a možná i ze Slunce a planet. Newton, který byl vždy jasnozřivý, myslel jinak. Zaznamenal, že kometa z roku 1680 došla ke Slunci blízko, při přísluní až na 0,006 astronomické jednotky - tedy na vzdálenost menší než milion kilometrů. To by, podle jeho odhadu, muselo zahřát kometu na teplotu červeně žhnoucího železa, z čehož Newton vyvodil, že kometa nemůže být složena jen z výparů a exhalací, protože by se její substance při průchodu přísluním rychle rozpadla. Místo toho usoudil, že tělesa komet jsou pevná, kompaktní, stálá a trvanlivá jako tělesa planet. Každá kometa má jádro, jež je zdrojem veškeré její aktivity. Jádro je obvykle velmi malé (průměrem jen několik kilometrů) a většinou se skládá z ledu. Jakmile se kometa dostane blíže ke Slunci, přibližně uvnitř oběžné dráhy Jupitera, led začíná sublimovat pod vlivem slunečního záření a uvolňuje se prach a plyn. Oblak tohoto plynu a prachu se táhne z jádra a odráží sluneční světlo, takže to, co se jevilo jako malý, nepříliš jasný bod na obloze, se náhle stane viditelným.Jak se kometa přibližuje ke Slunci, je proud plynu a prachu stále více ovlivňováním slunečním zářením, takže brzy jakoby obalí jádro komety a začne vytvářet delší či kratší chvost směrem od Slunce. Některé velké komety mají viditelný chvost až 160 milionů km dlouhý, což je více, než je vzdálenost Země od Slunce. Komety jsou součástí sluneční soustavy, ale tvoří se pravděpodobně až na samém jejím okraji. Skládají se zřejmě pouze z ledové hmoty promísené prachem - jsou to zkrátka špinavé sněhové koule, které neměly šanci, aby se z nich staly řádné planety. Nejslavnější periodická kometa je takzvaná Halleyova kometa, která tráví většinu času od svého objevu, ve velkých vzdálenostech od Slunce, daleko za dráhou Neptunu. Pouze v blízkosti Slunce poskytne pozorovatelům podívanou. Jsou-li však komety pouze sněhové koule na oběžných drahách, zůstává ještě nějaká záhada? Jsou nyní zbaveny kouzla a staly se jen nudnou záležitostí? Kupodivu, nové chápání komet ukazuje, ze komety jsou klíčem k původu sluneční soustavy a charakteristikám povrchu většiny světů, které známe.
Jádro komety je základní část komety, ve které je soustředěna prakticky veškerá látka. Působením slunečního záření na jádro komety se vytváří KOMA a ohon.

Ohon komety
je nápadný plynný útvar vznikající při dostatečném přiblížení komety ke Slunci, kdy jsou z jádra komety uvolňovány prachové částice, molekuly a jejich radikály.
Obrázek “http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f8/Halebopp031197.jpg/180px-Halebopp031197.jpg” nelze zobrazit, protože obsahuje chyby.


Galaxie

Galaxie jsou základními stavebními kameny vesmíru. Jsou to hvězdné soustavy obsahující stamiliony až stamiliardy hvězd a také značné množství mezihvězdné hmoty. Velké soustavy neboli kupy galaxií obsahují stovky či tisíce členů, a obrovské kupy sdružují dokonce statisíce galaxií. Nejbližší kupa galaxií je kupa v souhvězdí Panny, která obsahuje stovky galaxií. Všechny galaxie z tohoto seskupení drží pohromadě gravitační síly.
Pozorování galaxií vedlo k objevu rozpínání vesmíru. Ukázalo se, že galaxie se navzájem vzdalují, a to tím rychleji, čím větší vzdálenost je dělí. Rychlost vzdalování se projevuje ve spektru galxie posuvem spektrálních čar k červenému konci spektra (tzv. rudý posuv). Tohoto jevu se využívá k určování vzdálenosti galaxií.

Hubbleova klasifikace galaxií
klasifikace galaxií podle HubbleaTato klasifikace nejprve dělí galaxie na spirální (S), spirální s příčkou (SB), eliptické (E) a nepravidelné (Irr). Eliptické se dále dělí do osmi různých podskupin v závislosti na stupni zpolštění. Kulová galaxie byla označena E0 a nejvíce zploštěný ovál má označení E7. Ostatní eliptické galaxie se nacházejí mezi těmito dvěma extrémy.
Spirální galaxie jsou rozděleny do šesti podskupin. Při třídění galaxií je rozhodující poměr velikosti jádra a spirálních ramen. Jestliže má galaxie velké jádro a slabě vyvinutá spirální ramena jsou zavinuta těsně kolem jádra, řadíme ji k typu Sa. Jestliže má taková galaxie jasně patrnou příčku, její klasifikace se mění na SBa. Naopak galaxie s označením Sc nebo SBc jsou takové, které vykazují malé jádro a mohutná, volně ovinutá spirální ramena.


Galaxie NGC 4639 je dobrým příkladem spirální galaxie s příčkou. Podle Hubblovy klasifikace bychom ji označili pravděpodobně jako SBa.
NGC 4639

Při klasifikaci galaxií jen podle jejich vzhledu narážíme ale na několik problémů. Jeden z nich spočívá v tom, že nemůžeme přesně říci, pod jakým úhlem se na danou galaxii díváme. Pozorujeme-li spirální galaxii shora, snadno rozeznáme její spirální ramena; vidíme-li ji ale ze strany, ramena se promítnou do tenkého disku s jádrem uprostřed. Při pokusu o klasifikaci eliptických galaxií je též opatrnost na místě při zjišťování, zda se jedná o kulovou galaxii E0 anebo například o galaxii E7 natočenou k nám protáhlejší stranou a jevící se nám tedy také jako koule.

Vlevo je obrázek galaxie M 101 (při pohledu ze Země se nachází v souhvězdí Velké medvědice - Ursa Maior), na kterou se díváme "shora". Na obrázku v pravo vidíme galaxii NGC 891 ze souhvězdí Andromedy, a to "z boku".
M 101NGC 891
Místní skupina
Naše Galaxie je členem tzv. Místní skupiny, obsahující asi 30 galaxií a zaujímající prostor asi tří milionů světelných let. Největšími členy jsou naše Galaxie a spirální galaxie M 31 v Andromedě a M 33 v Trojúhelníku. Naše Galaxie má kolem sebe asi devět trpasličích galaxií a Andromeda dalších osm.
Galaxie M 31 se satelitními galaxiemi M 32 (vpravo) a M 110 (vlevo nahoře). Je to nejbližší velká spirální galaxie. Je vzdálená 2,5 milionu světelných let (sv.l.) a má průměr asi 150 000 sv.l. Je vidět prostým okem.
Velká mlhovina v Adromedě
Každý člen Místní skupiny se pohybuje v dosahu gravitace všech ostatních členů. Všechny skupiny galaxií drží pohromadě svázány gravitací, což je nejdůležitější fyzikální síla dlouhého dosahu ve vesmíru.
Měřením rychlostí galaxií v Místní skupině dokáží astronomové spočítat jejich celkovou hmotnost. Ta je asi 10krát větší než hmotnost viditelných hvězd, což naznačuje, že v Místní skupině musí být ve značném množství přítomna temná hmota.
Takto nějak vypadá Místní skupina:
Místní skupina1 Andromeda
1a M33
2 Galaxie
2a LMC
2b SML
Významnými sousedy naší Galaxie jsou dvě satelitní galaxie, Velké Magellanovo mračno (LMC) a Malé Magellanovo mračno (SMC). Jsou to nepravidelné galaxie nacházející se na jižní obloze v souhvězdí Mečouna (LMC) a Tukana (SMC) a jsou viditelné prostým okem jako mlhavé skvrnky.
Byly objeveny v 16. století portugalskými navigátory plavícími se do Jižní Afriky. Později byly pojmenované na počest Ferdinanda Magellana, který jako první obeplul Zemi. Velké mračno (někdy se říká i oblak) je od nás vzdáleno asi 165 000 sv.l. a Malé 200 000 sv.l. (Číslem 1 je označena mlhovina Trifid)
LMC


Naši Galaxii samozřejmě vidět nemůžeme, ale vypadala by asi takto:
Galaxie1 - na tomto místě by se nacházela Sluneční soustava.
2 - rameno Persea.
3 - galakrické jádro.
4 - rameno Labutě.
5 - rameno Kentaura.


A takto si pohled na naši Galaxii představuje výtvarník:
z pohledu ekliptiky

Interagující galaxie
Galaxie jsou v neustálém pohybu, obíhají kolem centra kupy, v níž se nacházejí. Při oběhu galaxií kolem centra kupy nelze mezi nimi vyloučit i vzájemné srážky. Vzhledem k ohromným rozměrům galaxií a nesmírnému prostoru mezi nimi uběhnou tisíce či miliony let, než k nějaké srážce dojde. Pojem srážka dvou galaxií navíc plně nevystihuje dlouhodobost tohoto procesu.
Jestliže je velikost interagujících galaxií hodně rozdílná, větší galaxie se prakticky nezmění, ale menší galaxie je zcela zničena nebo spíše ztratí svou identitu. Jestliže jsou galaxie co do velikosti srovnatelné, obě se zdeformují, ale stále bývá rozeznatelné, která byla která. Interakce mezi galaxiemi je pokládána za spouštěcí mechanismus tvorby hvězd. Rázové vlny, vzniklé srážkou, se objevují i v plynných oblastech mezihvězdného prostředí a urychlují tak prvotní fáze tvorby hvězd.

Ukázky:
Tykadla
Střed M 31
Kolo od vozu
 

Buď první, kdo ohodnotí tento článek.

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama