Fizyka

Struktura wszechświata

Spis treści

•

Kiedy i jak powstał wszechświat?

•

Układ lokalny

•

Supergromada lokalna

• Galaktyki:

-spiralne
-eliptyczne
-soczewkowate
-nieregularne
-podwójne
-Droga Mleczna

•

Gwiazdy lokalne

•

Układ słoneczny

Kiedy i jak powstał wszechświat?

Wszechświat powstał około 13-14 mld lat temu w wyniku potężnej

eksplozji – Wielkiego Wybuchu. W tej gigantycznej detonacji narodził się
zarówno czas jak i przestrzeń. „Przed Wielkim Wybuchem” nigdy nie było
niczego. W czasie krótszym niż sekunda nowo narodzony Wszechświat
powiększył się trylion razy. To gwałtowne „kosmiczne rozdęcie” tłumaczy,
dlaczego kosmos jest tak pusty i jednorodny. W ciągu niespełna trzech minut po
eksplozji, w stygnącej kuli ognia powstały pierwsze pierwiastki – wodór i hel. Ale
potrzeba było jeszcze pół miliarda lat, by utworzyły one atomy materii, a potem
gwiazdy i galaktyki. Wszechświat wciąż się rozszerza, w coraz większym tempie,
a przy tym stygnie i staje się coraz bardziej pusty.

Powrót do spisu
treści

Układ lokalny

Umownie definiuje się Układ Lokalny jako zbiór galaktyk odległych od Drogi

Mlecznej o mniej niż 1-1,5 megaparseka (Mpc). Do grupy tej należą dwie duże

galaktyki spiralne: Galaktyka (Droga Mleczna) i Wielka Mgławica w Andromedzie

(M31), dwie niewielkie galaktyki spiralne: M33 i Wielki Obłok Magellana, blisko

10 karłowatych galaktyk nieregularnych oraz kilkanaście karłowatych

eliptycznych. Jest prawdopodobne, że pewna liczba galaktyk karłowatych

pozostaje wciąż nieznana, gdyż zasłaniają je obłoki pyłu, zalegające w

płaszczyźnie Drogi Mlecznej.

Układ Lokalny dzieli się wyraźnie na dwa zagęszczenia: wokół Galaktyki i M31.
Chociaż grupa jest układem trwałym grawitacyjnie, istnienie struktury wewnętrznej

oznacza, że w systemie nie doszło jeszcze do "wymieszania" galaktyk.

Najmniejsze karłowate galaktyki eliptyczne zbliżają się rozmiarami i jasnością

do gromad kulistych; nasuwa to przypuszczenie, że istnieje ciągłe przejście

między tymi dwiema klasami obiektów.

Wielka Mgławica w Andromedzie
(M31)

Wielki Obłok Magellana

M33

Powrót do spisu
treści

Supergromada lokalna

Rozmieszczenie kilkudziesięciu grup galaktyk,

znajdujących się w otoczeniu Układu Lokalnego świadczy

o istnieniu struktury znacznie większej niż typowa grupa

galaktyk, czy kilka takich grup.

W odległości około 15 megaparseków (Mpc) w

gwiazdozbiorze Panny obserwujemy znaczne

zagęszczenie galaktyk o liczebności wielu typowych grup.

Obiekt ten, gromada galaktyk w Pannie, stanowi centrum

Supergromady Lokalnej - tworu obejmującego galaktyki

rozrzucone w promieniu mniej więcej 10-15 Mpc.

Na skraju Supergromady Lokalnej leży nasza grupa galaktyk.
Supergromada Lokalna, podobnie jak inne obiekty tego typu,

ma słabo określone granice i nieregularną budowę.

Można w niej wyodrębnić trzy zasadnicze elementy:

"jądro" - gromadę galaktyk w Pannie (gromadę Virgo);

"dysk" - galaktyki znajdujące się w cienkiej warstwie w

płaszczyźnie podstawowej Supergromady; oraz "halo"

galaktyk rozrzuconych w całej objętości układu.

Galaktyki dysku i halo są rozmieszczone nierównomiernie,

tworząc mniejsze struktury. Mniej więcej 40% galaktyk

Supergromady Lokalnej wchodzi w skład halo i tyle samo

przypada na dysk; pozostałe 20% mieści się w gromadzie

Panny.

Jedynie w centralnym rejonie Supergromady Lokalnej

(gromada Virgo) występują w większej obfitości galaktyki

eliptyczne; poza tym obszarem dominują liczebnie

galaktyki spiralne.

Supergromady galaktyk.

Powrót do spisu
treści

Galaktyki spiralne

Wyróżniamy cztery typy galaktyk, a pierwszą z omawianych są 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.

 NGC7331 - duża galaktyka
spiralna

Majestatyczna galaktyka
spiralna M100

Powrót do spisu
treści

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.

Galaktyka eliptyczna
M87

Galaktyka eliptyczna M87

Powrót do spisu
treści

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.

Powrót do spisu
treści

 Galaktyka soczewkowata NGC
5866

Galaktyka Sombrero

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.

Karłowata galaktyka
nieregularna I Zwicky 18
(HST)

Galaktyka nieregularna NGC
1569

NGC 6822

Powrót do spisu
treści

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 niżej widać przykład galaktyk

spiralnych podwójnych.

Powrót do spisu
treści

Droga Mleczna

Naszym domem jest Droga Mleczna o spiralnych ramionach, w których znajdują

się gorące, biało - niebieskie gwiazdy - olbrzymy, gorętsze od Słońca. Drogę

Mleczną widać na niebie jako jasny pas rozciągający się wzdłuż płaszczyzny

równika Galaktyki. Pas ten to nic innego jak miliardy gwiazd znajdujących się w

obrębie dysku galaktycznego. Jądro naszej Galaktyki świeci światłem

pomarańczowo - czerwonym. Pochodzi ono od czerwonych olbrzymów, starych

gwiazd. W Drodze Mlecznej znajdują się także mgławice, z których powstają

nowe gwiazdy. Jądro Drogi Mlecznej otaczają skupiska gwiazd zwane

gromadami kulistymi. Słońce i planety Układu Słonecznego wchodzą w skład

ramienia Oriona. Układ Słoneczny znajduje się w odległości około 2/3 jego

długości licząc od środka Drogi Mlecznej. Słońce wraz z planetami otaczającymi

je porusza się wokół środka naszej Galaktyki. Układ Słoneczny potrzebuje aż

230 milionów lat, by raz okrążyć środek naszej galaktyki.

Powrót do spisu
treści

Gwiazdy lokalne

Gwiazdy lokalne. Wszystkie

gwiazdy, włączając w to

nasze Słońce, są naturalnymi

reaktorami atomowymi

powstałymi z wirujących

obłoków ściśniętych siłą

grawitacji. Gwiazdy różnią

się masą, jasnością i

temperaturą. Bliźniacze

gwiazdy układu Alfa

Centauri, oddalone o

zaledwie 4 lata świetlne od

Ziemi, są pod względem

rozmiarów i jasności

podobne do słońca. Syriusz,

najjaśniejsza gwiazda na

niebie, leży w odległości 8.6

lat świetlnych, ale świeci 23

razy jaśniej. Wypala się dużo

szybciej niż nasze Słońce,

które jest w połowie swojego

trwającego 10 mld lat życia.

Jednak większość gwiazd to

czerwone karły – małe i

stosunkowo chłodne ciała

niebieskie, które świecą

słabiej, ale znacznie dłużej.

Powrót do spisu
treści

Układ słoneczny

Powstanie Układu Słonecznego wyjaśnia

teoria Wielkiego Wybuchu (Big

Bang). Układ Słoneczny powstał

około 5 - 6 miliardów lat temu z

obłoku gazowo - pyłowego, który

przyciągał materię ku gęstniejącemu

jądru. W środku obłoku gaz kurczył

się szybciej niż w zewnętrznych

warstwach i powstało Słońce, a

pozostała materia utworzyła dysk

wokół niego. Ok. 50 milionów lat

później zaczęły zachodzić reakcje

jądrowe (przekształcenie wodoru w

hel), co spowodowało, że Słońce

zaczęło świecić. We wcześniej

powstałym dysku cząsteczki się ze

sobą zderzały i łączyły w pył tworząc

większe obiekty. Kolizje

różnorodnych obiektów doprowadziły

do powstania dużych ciał, z których

ostatecznie powstały planety. W

pierwszej kolejności utworzyły się 4

planety wewnętrzne czyli:

Merkury, Wenus, Ziemia i Mars.

Planety zewnętrzne zaś tworzyły

głównie gazy, a uformowały się one

ze skalno - lodowych brył krążących

w dalszej odległości od Słońca.

Powrót do spisu
treści

D

Dziękuję za uwagę 