Galaktika

Astrofizikai, stebėdami tolimas visatos galaktikas, nutolusias milijardus šviesmečių nuo žemės, per pastaruosius metus aptiko nemažai tamsiosios energijos egzistavimo įrodymų. Tarptautinė mokslininkų grupė pasinaudojo Hubble teleskopo duomenimis, norėdama aptikti tamsiosios energijos pėdsakų mūsų galaktikos ribose.
Pagal gautus duomenis superkompiuteris pateikė tokį Visatos vaizdą: milijardai galaktikų, tarsi iškilusios salos tamsiosios energijos vandenyne, pasakė Fabio Governato, Vašingtono universiteto profesorius.
1929 metais astronomas Edwin Hubble įrodė, kad galaktikos tolsta viena nuo kitos, o tai patvirtino Didžiojo sprogimo teoriją, tačiau 1999 m kosmologai pateikė ir kitą teoriją, kuuri paaiškino kodėl galaktikų greitis vis didėja – pagal šią teoriją tai lemia tamsiosios energijos jėgos.
1997 metais Fabio Governato sukūrė kompiuterinį modelį, imituojantį Visatos evoliuciją nuo Didžiojo sprogimo iki šių laikų, bet nustatė, kad šis modelis negali imituoti tolygaus galaktikų plėtimosi, koks buvo pastebėtas Paukščių take. Tačiau, įvedus juodosios energijos jėgas, modelio rezultatai pradėjo gana tiksliai atitikti stebėjimų duomenis.
Mokslininkų nuomone, tai gali įrodyti kad tamsioji energija yra gerokai arčiau nei jos buvo ieškota ir galbūt galaktikos iš tiesų yra supamos juuodosios energijos jūros.

Eureka Alert

Superkompiuterio sukurtas Visatos dalies pjūvis: šviesūs taškai – tai galaktikos tarp materijos skaidulų, ir visa tai gaubia tamsiosios materijos jūra. Nuotr: James Wadsley, McMaster University, Hamilton, Ontario.

Saulės sistema, kurios centre spindi Saulė, yra nedidelė dalelė maždaug 200 milijardų žv

vaigždžių jungiančios sistemos, vadinamos Galaktika. Saulė nėra nei itin šviesi, nei labai silpna žvaigždė. Saulė, be abejonės, senesnė už Žemę. Galaktika tikriausiai yra dar senesnė, nors konkrečių žinių apie jos ankstyvąją istoriją neturima. Galaktika yra plokščia sistema. Žiūrint iš skirtingų erdvės taškų, mūsų Galaktika atrodytų nevienodai. Jei būtų žiūrima iš šono, ji būtų panaši į diską su branduoliu viduryje. Žiūrint į Galaktiką kampu, disko forma išliktų, bet matytųsi plačiai išskleistos spiralinės vijos.

VISATA IR ŽMOGAUS SIEKIAI IŠSIAIŠKINTI JOS PASLAPTIS

Daugelį amžių astronomijos atradimai skatino žmogaus vaizduotę. Ypač sunku buvo atsisakyti plokščios Žemės įvaizdžio ir patikėti, kad ji – rutulys, kurį galima apiplaukti. Iš tiesų, tiesioginių Žemės rutuliškumo įrodymų galima gauti tik mūsų laikais, stebint Žemę vizualiai arba fotografuojant iš aukštai skrendančių lėktuvų ir dirbtinių paalydovų. Mintis, kad Žemė nėra visatos centras, ypač jaudino žmonių protus XVI- XVIII a. Jau Aristotelis IV a. pr. m. e. ir K. Ptolemėjas II a. tvirtino, kad Žemė yra dangaus kūnų sistemos centras. Pagal Ptolemėjo pasaulio modelį kiekviena planeta judėjo mažu apskritimu (epiciklu), o jo centras didesne orbita (deferentu) skriejo aplink Žemę. 14 amžių astronomai pripažino tik šią teoriją.

Kai prieš 500 metų M. Kopernikas įrodė, jog Žemė skrieja aplink Saulę, M. Liuteris pareiškė: “Šitas kvailys nori visą astronomijos mokslą apversti aukštyn ko

ojomis. Bet, kaip skelbia Biblija, kaip tik Saulei, o ne Žemei Jėzus liepė sustoti”. 1508 m. Kopernikas savo komentaruose rašė: “įspūdis, kad juda Saulė, atsiranda ne dėl jos, o dėl Žemės judėjimo”. Jo heliocentrinė sistema, 1543 m. aprašyta garsiame veikale “Apie dangaus sferų sukimąsi”, tapo lemtinga žmonijos minties raidos pakopa.

Koperniko teorija nukėlė Žemę nuo jos nejudamo sosto Saulės sistemos centre. Išrastas ir tobulinamas teleskopas kelis vėlesnius šimtmečius skatino žmogų domėtis žvaigždėmis, įdomu, kad beveik 4 amžius po Koperniko teorijos pripažinimo Saulė ir Saulės sistema buvo laikomos žvaigždžių visatos centru. Lemtingas buvo dešimtmetis po 1918 m., kai astronomija galutinai sugriovė žmogaus požiūrį į savo vietą visatoje. Tie metai – tai revoliucinės pažangos laikotarpis, per kurį buvo suprasta ne tik Paukščių Tako – mūsų Galaktikos, bet ir dar didesnio masto kosmoso sandara. Tai tapo įmanoma, atradus būdą, kaip matuoti labai toli nuo Saulės sistemos esančių aigždžių atstumus. Palyginti artimų žvaigždžių stumus XIX a. astronomai matavo trigonometriniu būdu – iš priešingų Žemės orbitos aplink Saulę taškų buvo registruojamas šviesulio poslinkis silpnų žvaigžių fone. Tačiau, net atsiradus fotografijai, šiuo metodu buvo galima išmatuoti ne didesnius kaip 100 šviesmečių atstumus. Iki amžiaus pabaigos buvo išmatuoti kelių tūkstančių žvaigždžių atstumai. 1912 m. Hnrieta Levit (1868-1921), dirbdama Harvardo observatorijoje, atrado cefeidžių regimojo ryškio ir jo kitimo periodo są

ąryšį, Harlas Šaplis (1885 – 1972m.) jį sukalibravo absoliutiniais ryškiais. Tai leido matuoti gerokai didesnius atstumus, ir įvyko permainų, padėjusių daug tiksliau suvokti visatos struktūrą.

Šaplis, tyręs kamuolinių žvaigždžių spiečių cefeides, iki 1918 m. išmatavo 25 iš 100 tuomet žinomų spiečių atstumus ir atrado, kad jie yra labai toli nuo Saulės – per 15 000-100 000 šviesmečių. Be to, jis pastebėjo, kad spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai – trečdalis jų susibūrę aplink žvaigždžių telkinį Šaulio žvaigždyne. Dėl to Šaplis priėjo išvados, kad Saulė yra toli nuo Paukščių Tako centro. Jo darbai galutinai paneigė šimtmečius gyvavusią egocentrinę žmogaus vietos visatoje sampratą. 100 milijardų Paukščių Tako žvaigždžių nėra išsidėsčiusios simetriškai aplink mus, neva esančius jų sistemos centre, o susibūrusios į plokščią 100 000 šviesmečių skersmens diską. Saulė maždaug 30 000 šviesmečių nutolusi nuo šio disko entro. Radijo astronomai, tyrę neutraliojo vandenio 21 cm ilgio bangos spinduliavimą, nupiešė Galaktikos spiralinės sandaros vaizdą. Kita vertus, jų gauti duomenys iškėlė daug naujų problemų. Nustatyta, kad Galaktika kartu su vijomis sukasi kaip klampus kyštis. Galaktikos centrą Saulės sistema vieną kartą ipskrieja per 220 milijonų metų; jei ji būtų dešimt kartų arčiau jo, apsisukimo periodas būtų tik 28 milijonai metų. Žinoma, kad visos Galaktikos masė lygi 2-1011 Saulės masių, ir tik apie 2% Galaktikos medžiagos yra dujos ir dulkės. Beveik 99% jų masės sudaro vandenilio dujos, bet netolygus jų pasiskirstymas ir

r neseniai atrasti sudėtingų molekulių (tarp jų vandens ir kitų) maži kiekiai kelia naujų klausimų ir idėjų.
Vienas įdomiausių Galaktikos sandaros ypatumų yra tas, kad jos centrinės srities didžiausią masės dalį sudaro senos raudonos žvaigždės – 2000 šviesmečių spinduliu dujoms tenka tik 1% suminės masės. Spiralinėse vijose, kurių vienoje yra Saulė, santykis visai kitoks: čia vyrauja jaunos žydros žvaigždės. O dujos sudaro apie 20% masės. Kol kas neaišku, kas sąlygoja šį skirtumą.
Tikimasi, kad spiralinių vijų dujų telkinių stebėjimai padės nustatyti, kaip juose susidaro naujos žvaigždės. Ypač svarbūs radijo astronomų duomenys, gauti labai trumpų bangų radijo teleskopais. Neutraliojo vandenilio atomai spinduliuoja 21 cm bangos ilgio spektro liniją, įvairios molekulės taip pat palieka spektre savo žymių, bet dar visai neseniai niekas nė nebandė šių molekulių ieškoti tarpžvaigždinėje erdvėje. 1963 m. kosmose buvo atrastas hidroksilas (OH), po 1969 m. per 3 metus atrastos dar 25 tarpžvaigždinės molekulės. Jų atrandama vis daugiau. Atsirado naujas mokslas – kosmochemija. Jis yra hipotezės, kad kosmose gali susidaryti cheminiai elementai, organiniai junginiai ir pasklisti visatos platybėse, mokslinis pagrindas.
Šaplio kamuolinių žvaigždžių spiečių tyrimai, taip smarkiai pakeitę sampratą apie Paukščių Taką ir iškėlę daug sudėtingų, iki šiol neišspręstų problemų, buvo vienas iš dviejų svarbiausių astronomijos atradimų, padarytų iškart po Pirmojo pasaulinio karo. Tuo metu pradėjo veikti Maunt Vilsono observatorijos 254 cm skersmens teleskopas. Šiuo instrumentu Edvinas Hablis (1889 – 1953) pirmąkart parodė, kad visata neapsiriboja Paukščių Tako galaktika. Šimtą metų spėliota, kad kai kurie migloti dangaus objektai gali būti atskiros, ne Paukščių Tako žvaigždžių sistemos. Čia dar kartą pravertė atstumų matavimo pagal cefeides metodas. 1926 m. Hablis paskelbė duomenis apie 400 žvaigždžių sistemų, kuriose jis matavo cefeidžių spindesio kitimą. Mokslininkas įrodė, kad šios žvaigždžių sistemos labai toli nuo Paukščių Tako, jog jos yra užgalaktinės. Šis Hablio įrodymas – vienas svarbiausių astronomijos įvykių.
Ne mažiau svarbūs buvo jo paskelbti stebėjimų rezultatai, teigiantys kad žvaigždžių sistemų atstumai susiję su jų spektro linijų poslinkiu į raudonąją spektro dalį. Aiškindamas raudonąjį poslinkį Doplerio reiškiniu, Hablis nustatė, kad galaktikų tolimo greitis proporcingas jų atstumui, o tai reiškia, jog visata plečiasi. Gautais rezultatais Hablis įrodė, kad Maunt Vilsono observatorijos 254 cm skersmens teleskopu įmanoma stebėti iki 140 milijonų šviesmečių atstumu. Tokio spindulio sferoje telpa 2 milijonai užgalaktinių žvaigždžių sistemų, o jų tolimo greitis yra ties 3000 km/s riba. Anglijos ir Australijos Saiding Springo observatorijos (Naujasis P. Velsas, Australija) 390 cm skersmens teleskopu gauti duomenys apie žvaigždžių sistemas, kurios 5 ryškiais silpnesnės negu silpniausi Hablio stebėti objektai (duomenys paskelbti 1975 m.). Stebima apie 100 milijonų užgalaktinių objektų, bet, jei pavyktų tirti l ryškiu silpnesnius objektus, jų padaugėtų 2-3 kartus.
Hablis užgalaktinius ūkus suskirstė į dvi grupes. Penktadali jo tirtų objektų sudarė sferinės ir elipsinės galaktikos, kurių sandara įžiūrima menkai arba išvis neįžiūrima. Atmetės netaisyklinguosius objektus, visus likusius Hablis priskyrė prie spiralinių galaktikų. Jis manė, kad galaktikos evoliucionuoja nuo elipsinių į spiralines. Jo evoliucine seka suabejota, nustačius, kad elipsinėse galaktikose vyrauja senos, o spiralinių galaktikų vijose telkiasi jaunos žvaigždės. Po 1950 m. radijo teleskopais padaryti atradimai galutinai paneigė Hablio teigtą seką.
Nauja astronomijos era prasidėjo 1951 m., kai stiprus radijo bangų šaltinis Gulbės žvaigždyne buvo sutapatintas su neįprastu (pekuliariu) objektu nuotraukoje, darytoje Maunt Palomaro observatorijos 508 cm skersmens teleskopu. Šio objekto spektro linijų raudonasis poslinkis rodė, kad iki jo yra 700 milijonų šviesmečių, o dvigubas jo atvaizdas kėlė mintį, kad tai dvi susiduriančios galaktikos. Greitai buvo atrasta daugiau tokių objektų, pavadintų radijo galaktikomis. Suvokus, kokius milžiniškus energijos kiekius jos spinduliuoja, susidūrimo idėjos buvo atsisakyta. Daugelis radijo galaktikų abipus optinio vaizdo turi du ryškius stiprius radijo spinduliavimo centrus. Tai verčia manyti, kad galaktikos branduolyje vyksta smarkūs ardomieji procesai. Stiprus radijo spinduliavimas padėjo identifikuoti radijo šaltinius su vis toliau ir toliau esančiais optiniais objektais. 1959 m. pasiekta reikšmingų rezultatų – Jaučiaganio žvaigždyne radijo ir optiniame diapazone sutapatinta galaktika, kurios tolimo greitis siekė 40% šviesos greičio, o ji pati buvo už 4500 milijonų šviesmečių.
Besistengiant rasti dar tolimesnių objektų, buvo padarytas stulbinantis atradimas. Objektai, kurie pagal jų radijo spinduliavimą turėtų būti labai toli, 1960 m. darytose nuotraukose buvo panašūs į žvaigždes. Visi jie intensyviai spinduliavo žydrojoje spektro dalyje ir todėl porą metų vadinti naujo tipo žvaigždėmis. 1963 m. pavasarį Martenui Smitui, dirbusiam Maunt Palomaro observatorijoje, pavyko identifikuoti vieno tokio objekto spektrą. Iš tiesų šis objektas nepriklausė Paukščių Takui ir be to, turėjo didžiausią raudonąjį poslinkį iš visų iki tol žinomų objektų. Tokie objektai buvo pavadinti kvazarais. Vėliau jų rasta daugiau kaip 500. Daugumos kvazarų raudonasis poslinkis rodo, kad jie tolsta greičiu, didesniu negu pusė šviesos greičio, o kelių kvazarų tolimo greitis siekia net 80% šviesos greičio. Jų atstumas priklauso nuo pasirinktojo visatos modelio, bet laikant, kad raudonąjį poslinkį lemia tik visatos plėtimasis, išeitų, jog didžiausią raudonąjį poslinkį turintys kvazarai yra už 7 milijardų šviesmečių.
Kol kas nežinoma, kaip kvazaruose susidaro tokie milžiniški energijos kiekiai, juo labiau, kad ji generuojama itin mažame astronominiu mastu erdvės tūryje. Spėliota, kad taip yra dėl gravitacinio kolapso ir supertankios medžiagos buvimo kvazarų branduoliuose. Radijo galaktikos ir kvazarai, apie kuriuos niekas nė nenumanė tais laikais, kai Hablis atrado užgalaktinius objektus, labai padeda pažinti visatą.
Stebima visatos plėtimosi sparta leidžia manyti, kad prieš 10 milijardų metų pradinė medžiaga buvo supertankios būsenos. Kvazarų tyrimai leido priartėti prie visatos plėtimosi pradžios momento daugiau nei per 3/4 laiko ir teikė vilčių atskleisti ankstyvą visatos evoliucijos istoriją. Pastangos interpretuoti stebėjimų rezultatus kosmologiniu aspektu sukėlė didelius ginčus – ypač tarp nuostoviosios ir plėtriosios visatos modelių šalininkų. Šiaip ar taip vertingas, gal net lemiamas įrodymas nelauktai atėjo iš kitur. 1965 m. “Bell Telephone” laboratorijos (JAV, Niu Džersis) mokslininkai, bandydami aparatūrą, skirtą radijo ryšiui per JAV dirbtinį palydovą, užregistravo iš dangaus sklindančius radijo signalus, 100 kartų stipres nius už lauktuosius. Be to, šie signalai vienodai sklido iš visų dangaus vietų. Teiginys, kad tai prieš 10 milijardų metų susidariusios karštos ir labai tankios visatos spinduliavimo liekana, buvo patvirtintas įvairiais eksperimentais, atliktais radijo teleskopais ir prietaisais, iškeltais virš Žemės atmosferos.
Taigi dabar yra akivaizdžių duomenų apie visatos būseną pirmosiomis plėtimosi sekundėmis, kai medžiagos temperatūra siekė milijardus laipsnių. Einšteino bendroji reliatyvumo teorija (1915 m.) leidžia manyti, kad visata pradėjo rutuliotis iš tankios pradinės būsenos, bet stebėjimai, patvirtinantys tokią hipotezę, tapo didele problema. Singuliarumas, atsirandantis sprendžiant lygtis ir reiškiantis, kad nuliniu laiko momentu visata buvo be galo maža ir be galo tanki, dažnai traktuotas kaip matematinis sunkumas, kylantis iš prielaidos, kad visata visur vienoda. Reliktinio spinduliavimo tyrimai parodė, kad ji iš tikrųjų beveik vienalytė. Remiantis šių laikų fizikos dėsniais, galima nusakyti fizikine būseną, kuri buvo tada, kai pirminė medžiaga tilpo vos 10-33 cm skersmens “visatoje”. Tokio dydžio ji buvo, praėjus 10-43 sekundės nuo plėtimosi pradžios. Tačiau, artėjant prie pradinio momento fizikinės būsenos apibūdinimo, susiduriama su teorinėmis kliūtimis. Klausimas, ar tai iš tikrųjų yra esminė kliūtis, neleidžianti moksliškai apibūdinti visatos pradinės būsenos, ir su juo susiję filosofiniai laiko pradžios aspektai turi ypatingą reikšmę.
Ar visata visą laiką plėsis, ar galų gale vėl susitrauks iki supertankios būsenos? Atsakyti į šį klausimą stengiamasi, remiantis stebėjimų duomenimis. Pavyzdžiui, svarbu nustatyti, ar raudonojo poslinkio ir atstumo tiesinis sąryšis galioja labai tolimiems objektams ir koks yra visatos vidutinis medžiagos tankis – didesnis ar mažesnis kaip 2×10-29 g/cm3? Jei jis didesnis, negu ši vertė, gravitacijos jėga galų gale įveiks plėtimąsi ir visata pradės trauktis. Deja, tokie tyrimai kupini dar neišsprendžiamų sunkumų, dėl to ir atsakymas kol kas nežinomas.
Didžiulę visatos pažinimo pažangą lemia jos stebėjimai plačiame elektromagnetinių bangų diapazone. Pirmasis svarbus žingsnis šia linkme buvo žengtas po Antrojo pasaulinio karo, kai atsirado nauja radijo astronomijos technika. Po to 1957 m. naują erą pradėjo tarybinis dirbtinis Žemės palydovas “Sputnikas-1”; atsirado galimybė iškelti mokslinius prietaisus į kosminę erdvę ir taip išvengti Žemės atmosferos absorbcijos. Tyrimams tapo prieinamas visas elektromagnetinių bangų spektras – nuo gama ir rentgeno spindulių iki ilgųjų radijo bangų.
Jau pirmieji rezultatai parodė, kad numatyti galima tiktai vieną: būsimoji visatos samprata ir visi jos sandai nuolat keisis, kaip keitėsi per praėjusius amžius.

Astronomija

Astronomija – vienas seniausių mokslų. Ilgai gyvavo įsitikinimas, kad Žemė yra plokščia ir ramiai stovi pasaulio centre, o visas dangaus skliautas sukasi apie ją 24 valandų periodu. Bet ir senaisiais laikais buvo aišku, kad dalis dangaus kūnų juda savais keliais.

Judėjimas danguje
Jau senovėje žmonės matė, kaip greit kinta Mėnulio padėtis žvaigždėtajame danguje, kaip savitai juda Saulė. Retsykiais įvyksta įspūdingi reiškiniai: užtemsta Saulė, keistai nublanksta Mėnulio pilnatis. Tuomet niekas nežinojo, kad Saulės užtemimai vyksta Mėnuliui atsidūrus tarp Saulės ir Žemės – tada ant Žemės krinta tamsus jo šešėlis; Mėnulis užtemsta, kai Saulė, Žemė ir Mėnulis išsirikiuoja vienoje linijoje ir Mėnulis patenka į Žemės šešėlį. Spėjama, kad kai kurie seni akmenų ratai buvo naudojami kaip saviti kompiuteriai užtemimų laikui apskaičiuoti.
Senovės graikai suprato, kad penkios ryškios planetos – Merkurijus, Venera, Marsas, Jupiteris ir Saturnas – juda žvaigždžių atžvilgiu ir tuo iš esmės nuo jų skiriasi. Bet žvaigždynų raštas nekinta, tad manyta, kad žvaigždės yra pritvirtintos prie krištolinės sferos, kuri sukasi apie Žemę.

Manyta, kad planetos yra arčiau Žemės ir kad jos, kaip Saulė ir Mėnulis, juda aplink Žemę tarp jos paviršiaus ir nejudamų žvaigždžių sferos. Senąją pasaulėžiūros sistemą galutinai įtvirtino Ptolemėjas (90-168m.). Ptolemėjo sistemos teigimu, visų planetų orbitos turi būti idealūs apskritimai, todėl stebimam planetų judėjimui (jis nepakluso judėjimo apskritimu pastoviu greičiu idėjai) paaiškinti Ptolemėjas ėmėsi gudrybių. Jis sugalvojo epiciklus – mažuosius apskritimus, kuriais neva juda planetos, ir deferentus – didžiuosius apskritimus, kuriais aplink Žemę juda centrai.
Kai kurie senovės graikų filosofai, ypač Aristarchas (310-230 m. pr. m. e.), manė, kad Žemė juda aplink Saulę. Bet heliocentrinė teorija, tvirtinanti, kad pasaulio centre yra Saulė, buvo pripažinta tik XVI a., po lenkų kanauninko Mikalojaus Koperniko (1473 -1543m.) atradimo. Kopernikas iš didingo pasaulio centro pasalino Žemę ir jos vieton patalpino Saulę. Tiesa, jis paliko idealiai apskritas orbitas ir netgi bandė išsaugoti epiciklus. Pasirodžius jo veikalui “Apie dangaus sferų sukimąsi” (1543m.), prasidėjo nauja astronomijos epocha.

Pasaulėžiūros revoliucija
Koperniko sistemai buvo smarkiai pasipriešinta. Danų astronomas Tichas Brahė (1546-1601m.), laikytas kruopščiausiu stebėtoju iki teleskopo išradimo, buvo įsitikinęs, kad planetos juda aplink Saulę, o Saulė ir Mėnulis – aplink Žemė. Po Brahės mirties jo atlikti žvaigždžių padėčių ir planetų judėjimo matavimai perėjo jo asistento Johano Keplerio (1571 – 1630m.) žinion. Po kelerių metų darbo Kepleris nustatė, kad planetos juda aplink Saulę ne apskritimais, bet elipsėmis, ir 1609-18m. paskelbė tris pagrindinius planetų judėjimo dėsnius. Pirmasis skelbia, kad planetos skrieja elipsėmis, kurių viename židinyje yra Saulė; antrasis – kad planetos greičiausiai juda tada, kai būna arčiausiai Saulės; trečiasis dėsnis nusako tikslų sąryšį tarp planetos siderinio periodo (laiko, per kurį planeta vieną kartą apskrieja Saule) ir jos nuotolio nuo Saulės.
Keplerio dėsniai padėjo susidaryti mastelinį Saulės sistemos vaizdą; tiksliai išmatavus vieną atstumą, galima apskaičiuoti visus kitus. Pasaulėžiūros revoliuciją užbaigė Izaokas Niutonas (1642-1727m.), kurio veikalas “Matematiniai gamtos filosofijos pagrindai”, išleistas 1687m., pagrindė tolesnę įvairių mokslų plėtote. Tais laikais jau buvo apytiksliai žinomas atstumas nuo Žemės iki Saulės, tad netrukus paaiškėjo, kad Saulės sistema tėra labai maža visatos dalis. Buvo nustatyta, kad žvaigždės taip pat yra saulės, bet tokios tolimos, kad jų regimasis, arba savasis, judėjimas labai mažas, akimi nepastebimas.
Niutono amžininkas ir draugas Edmundas Halis (1656-1742m.), pasinaudojęs senų stebėjimų rezultatais, įrodė, kad kelios ryškios žvaigždės per šimtus metų šiek tiek pasislinko dangaus skliaute. Vadinasi, žvaigždynų raštas taip pat pamažu keičiasi.

Visatos dydis
Visatos matmenis buvo galima įvertinti daug vėliau, kai astronomai išmoko matuoti žvaigždžių atstumus. 1838 m. Frydrichas Beselis (1784-1846m.) pirmąkart išmatavo palyginti arti – 96 milijonai milijonų kilometrų nuo mūsų 96×1012 km) esančios žvaigždės Gulbės 61 atstumą. Kadangi šviesa tokį atstumą įveikia per 11 metų, sakoma, kad ši žvaigždė yra už 11 šviesmečių. Dauguma žvaigždžių yra kur kas toliau, bet šių laikų technika leidžia per daugelį metų išmatuoti ir jų savuosius judėjimus. Taigi senas terminas “nejudamosios žvaigždės” pasirodė esąs klaidingas; visos žvaigždės dideliu greičiu juda viena kitos atžvilgiu. XX amžiuje įrodyta, kad mūsiškė Galaktika yra tik viena iš daugelio milijonų kitų galaktikų.

Žvaigždžių spiečiai

Mes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankis artimas vidutiniam. Artimiausia mūsų kosminė kaimynė – Centauro Proksima yra toliau kaip už 4 šviesmečių; 10 šviesmečių spinduliu aplink Saulę žvaigždžių nedaug. Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių, kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yra Sietynas (Plejadės), arba Septynios Seserys, Tauro žvaigždyne. Plika akimi galima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius.

Padrikieji žvaigždžių spiečiai
Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai. Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių iš tūkstančių žvaigždžių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių vos keliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškinti atsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliaute.
Padrikieji spiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausios žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai, rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Kosminiu mastu Sietynas – labai jauna žvaigždžių grupė. Kelios jo svarbiausios žvaigždės greitai sukasi, o viena jų – Plejonė – yra tokia nestabili, kad periodiškai numeta dalį savo medžiagos, iš kurios susidaro dujų apvalkalas arba žiedas. Šį žiedą, juosiantį Plejonę ties pusiauju, galima tirti tik spektroskopiniais metodais.
Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas žvaigždžių spiečius- Hiados. Jo žvaigždžių tankis mažesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, o erdvėje tarp žvaigždžių pasklidę kur kas mažiau medžiagos. Hiados ne tokios įspūdingos kaip Sietynas, nes jas užgožia ryškus oranžinis Aldebaranas. Iš tikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys – jis yra pusiaukelėje tarp mūsų ir Hiadų.
Plika akimi taip pat matomas Prakartas, arba Ėdžios, Vėžio žvaigždyne ir įspūdingas spiečius ties Kryžiaus Kapa (x Cru) Pietų pusrutulio danguje; šiame spiečiuje yra įvairių spalvų žvaigždžių, dėl to jis vadinamas Briliantų Dėžute. Netoli Kasiopėjos, primenančios apverstą M raide, Persėjo žvaigždyne yra dvigubas padrikasis spiečius, vadinamas Kardo Rankena: abu spiečiai išsitenka teleskopo regėjimo lauke.
Padrikieji spiečiai nėra stabilūs dariniai; mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turi juos suardyti. Nustatyta, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po to žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsis-kiria dangaus fone. Vienas seniausių žinomų padrikųjų spiečių yra M 67 Vėžio žvaigždyne; jis matomas pro žiūronus ties Vėžio Alfa
(? Cnc); jam daugiau kaip 4 mlrd. metų, bet, būdamas toli nuo Galaktikos plokštumos, jis yra lėčiau negu kiti.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai
Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji. Mūsų Galaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški dariniai, siejantys šimtus tūkstančių žvaigždžių. Žiūrint iš Žemės, matoma, kad link spiečiaus centro žvaigždžių tankis didėja; čia jų tiek daug, kad sunku atskirti pavienes žvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra. Planetos, skriejančios apie kamuolinio spiečiaus žvaigžde, gyventojai matytų neįprastą dangų, nusėtą tūkstančiais žvaigždžių, kurių daugelis būtų ryškesnės už mūsų Sirijų, o kai kurios – gal net už Mėnulio pilnatį.
Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie pastebimai telkiasi apie Galaktikos centrą ir, žiūrint iš Žemės, daugiausia jų matoma būtent Galaktikos centro kryptimi. Atstumas iki kamuolinių spiečių apskaičiuojamas pagal juose esančių Lyros RR tipo kintamųjų žvaigždžių atstumą. Kadangi visos Lyros RR tipo kintamosios yra beveik vienodo šviesio ir kinta bemaž tuo pačiu periodu, jų nuotolius nesunku apskaičiuoti. Šiuo metodu JAV astronomas Harlas Šaplis (1885-1972) nustatė mūsų Galaktikos dydį. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai sudaro tarytum išorinį Galaktikos pagrindinių dalių gaubtą.
Ryškiausi kamuoliniai spiečiai – Centauro Omega (Omega Cen) ir Tukanos 47 (47 Tuc) yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomas kamuolinis spiečius M 13 Heraklio žvaigždyne: jis nutolęs nuo Žemės 26 700 šviesmečių, jo skersmuo apie 100 šviesmečių. Geru oru M 13 galima įžiūrėti plika akimi.
Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai priklauso Galaktikos halui ir skrieja aplink jos branduolį stipriai pasvirusiomis ir ištęstomis orbitomis.

Judantieji spiečiai
Be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantieji spiečiai, kurių nariai yra plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja viena kryptimi ir vienodu greičiu. Karštos spindulingos O ir B spektrinių klasių žvaigždės sudaro vadinamąsias asociacijas. Jų žinoma apie 100. Vienos tokios asociacijos centras yra Oriono ūke.

Nykštukinė netaisyklingoji galaktika Leo A

Apie nuotrauką Apie objektą
Nuotrauka gauta 2004 m. Subaru teleskopu (Japonijos Nacionalinė astronomijos observatorija), plataus lauko CCD kamera Suprime-Cam, stebėjimo laukas: ~ 13’.4 x 10’.7
© V. Vansevičius (FI ŽSFS), N. Arimoto (NAOJ) ir kt.
Leo A – galaktika Liūto žv-ne,
RA = 9h 59m 26.5s,
Dec = +30d 44m 47s,
nuotolis: ~2.6 mln. šviesmečių

Populiariausiai galaktikų evoliucijos teorijai mestas iššūkis – naujausi moksliniai tyrimai teigia, kad net pačių mažiausių Visatoje galaktikų struktūra yra sudėtinga.
Nykštukinė netaisyklingoji galaktika Leo A priklauso vienai iš gausiausių galaktikų rūšių Visatoje. Tarptautinė mokslininkų grupė, kurioje dirba ir Fizikos instituto Žvaigždžių sistemų skyriaus astronomai, tirdama Subaru teleskopu gautus Leo A galaktikos vaizdus atrado, kad ji turi didelį, aiškiai išreikštomis ribomis žvaigždžių halo.
Pagrindinė galaktikų formavimosi teorija teigia, kad tokios didžiosios galaktikos kaip Paukščių Takas ar Andromedos galaktika kadaise susiformavo “prarydamos” mažesnes galaktikas. Todėl šiuo metu dar aptinkamos per milijardus metų nepakitusios mažosios galaktikos turėtų būti tų pirminių ‘galaktikų statybinių blokų’ palikuonys Visatoje. Kaip tik tokia ir yra nykštukinė netaisyklingoji galaktika Leo A.
Naujausi jos tyrimai rodo, kad šios galaktikos struktūra yra pakankamai sudėtinga. O tai reiškia, kad ir jos formavimosi bei vystymosi istorija nėra tokia paprasta kaip manyta iki šiol. Taigi gali būti, kad ne tik didžiųjų, bet ir mažųjų galaktikų evoliuciją reguliuoja panašūs sudėtingi mechanizmai. Vienas aktualiausių šiuolaikinės astronomijos uždavinių – tai galaktikų formavimosi ir evoliucijos supratimas ir šiems tyrimams pastaruoju metu pasaulyje skiriamas ypatingas dėmesys.

Tyrimų kryptys

Diskinių galaktikų struktūra ir evoliucija

Nykštukinės galaktikos

Galaktikos Leo A struktūros tyrimai

Spiralinės galaktikos

Andromedos galaktikos (M31) tyrimai:
Kompaktiški spiečiai galaktikoje M31

Mūsų Galaktikos sandaros tyrimai

ESA palydovas Gaia tirs Galaktikos sandarą

Dulkėtų galaktikų modeliavimas

Spinduliuotės pernašos dulkėtose galaktikose modeliavimas

2005 m. balandžio 3 d.

Įvertink nuotrauką! Prieš tai įvertinę 11 lankytojų, nusprendė – puiki.
Pažymėkite vieną iš penkių: prasta puiki

Galaktikos centro radijo lankas
Paaiškinimas: Kaip atsirado šis neįprastas darinys arti mūsų Galaktikos centro? Ilgi, lygiagretūs spinduliai, išsilenkę šios radijo nuotraukos viršuje ir išlindę virš Galaktikos plokštumos, kartu vadinami Galaktikos centro radijo lanku. Radijo lankas tiesiasi link Galaktikos centro keistomis, vingiuotomis vijomis – arkomis. Ryškus radijo darinys apačioje, dešinėje, vadinamas Šaulio A*. Manoma, kad jis supa Galaktikos centro juodąją bedugnę. Spėjama, kad radijo lankas ir arkos atsiranda karštai plazmai judant palei pastovų magnetinį lauką . Todėl jų tokia geometrinė forma. Neseniai gautos nuotraukos iš Čandros rentgeno observatorijos (Chandra X-ray Observatory) rodo, kad ši plazma susiduria su netoliese stūksančiu šaltu dujų debesiu.
Nuotraukos ar iliustracijos autoriai: Farhad Yusef-Zadeh et al. (Northwestern), VLA, NRAO
Teksto autoriai ir aut. teisės: Robert Nemiroff (MTU) ir Jerry Bonnell (USRA)
Tekstas paruoštas pagal svetainę Astronomy Picture of the Day
Žymimi: – puslapiai šioje svetainėje, – Astronomijos enciklopedijos ar kitų svetainių puslapiai lietuvių kalba,
nuorodomis tekste – kiti susijusių temų puslapiai anglų kalba.

Vakar

Ar juodosios bedugnės gali gimti tamsoje?. Manoma, kad juodoji bedugnė atsiranda po įspūdingo supernovos sprogimo susitraukus milžiniškos žvaigždės branduoliui. Tokiu ypatingai didelės. Rytoj

Galaktikoms susidūrus. Kaip susidarė ši keistai atrodanti galaktika? Astronomams tenka būti tikriems detektyvams, norint išsiaiškinti, kaip atsiranda neįprasti, be tvarkos susimaišę telkiniai iš žvaigždžių, dujų ir dulkių, tokie kaip

Nori žinoti daugiau?
M51: kosminis verpetas
Heraklio galaktikų spiečius
Langas į paslaptingąją Visatą
Galaktika NGC 3628 iš šono
Ypač didelio stiprumo rentgeno šaltiniai galaktikoje M74
Einšteino Kryžiaus gravitacinis lęšis
Krabo pulsaras
Markarijaus galaktikų grandinė
NGC 1531/2: sąveikaujančios galaktikos
Ar žinai, kad.?

Mažoji Kauno planeta. Jei po kokių kelių šimtų metų mūsų propro.proanūkis, skrisdamas tarpplanetiniu erdvėlaiviu, išgirs: „- Gerbiamieji keleiviai, kita stotelė – Kauno planeta,“ – nenustebkite. Saulės sitemoje jau skraido kelios lietuviškais vardais.
www.astronomija.puslapiai.lt/index.php?astro=50403
Cia daug nuotrauku.
Paukðèiø Takas
Milky Way

Silpnai ðvytinti, netaisyklingø apybrëþø juosta, einanti beveik didþiuoju apskritimu aplink dangø. Gerai matomas giedrà be Mënulio naktá. Susideda ið daugelio silpno spindesio þvaigþdþiø, ðviesiø ir tamsiø kosminiø ûkø. Maþdaug Paukðèiø Tako viduriu eina Galaktikos pusiaujas. Dangaus ð. pusrutulyje eina per Erelio, Strëlës, Laputës, Gulbës, Cefëjo, Kasiopëjos, Persëjo, Veþëjo, Tauro, Dvyniø, Oriono, Vienaragio þvaigþdynus, p. pusrutulyje – per Ðuns, Laivagalio, Buriø, Kilio, Kentauro, Kryþiaus, Kampainio, Skorpiono, Ðaulio, Skydo þvaigþdynus. Plaèiausia ir ðviesiausia Paukðèiø Tako sritis yra Ðaulio ir Skorpiono þvaigþdynuose, ties Galaktikos centru.

Galaktika
Galaxy

Þvaigþdþiø ir tarpþvaigþdinës medþiagos sistema, kuriai priklauso ir Saulë. Yra Sb tipo spiralinë galaktika, susidedanti ið bendracentriø posistemiø: disko (spindulys ~60 000 ðm), centrinio telkinio (spindulys ~10 000 ðm), sferoido (spindulys ~80 000 ðm) ir vainiko (spindulys ne maþiau kaip 300 000 ðm). Saulë yra diske netoli nuo jo centr. plokðtumos nutolusi 28 000 ðm nuo centro. Galaktikos disko projekcija á dangaus sferà yra Paukðèiø Takas. Diskas sukasi aplink Galaktikos centrà. Sukimosi greitis tolstant nuo centro, didëja; Saulës aplinkoje lygus ~220 km/s, Galaktikos disko pakraðtyje ~230-250 km/s. Saulë apsisuka aplink Galaktikos centrà per 230 mln. metø. Galaktikoje yra 250-300 mlrd. þvaigþdþiø, jos masë ~1012 M . Daugiausia þvaigþdþiø yra diske, centr. telkinyje ir sferoje. Tarpþvaigþdinës dujos ir dulkës sudaro 10% disko masës ir telkiasi daugiausia spiralinëse vijose. ~73% tarpþvaigþdinës medþiagos masës sudaro vandenilio atomai ir molekulës, ~25% helis ir ~2% sunkesnieji elementai. Tarpþvaigþdinës molekulës telkiasi á molekuliø debesis, kuriø ~1% medþiagos sudaro tarpþvaigþdinës dulkës. Galaktikos spiralinëse vijose t. p. telkiasi jaunos þvaigþdës, jø asociacijos ir padrikieji þvaigþdþiø spieèiai (amþius 106-108 m.). Galaktikos diske telkiasi þvaigþdës ir spieèiai kuriø amþius 1-8 mlrd. metø (Saulës amþius 4.7 mlrd. m.), Galaktikos sferoide – pavienës þvaigþdës ir kamuoliniai þvaigþdþiø spieèiai, kuriø amþius 10-13 mlrd. metø. Sferoido objektai skrieja aplink Galaktikos centrà iðtásusiomis elipsinëmis orbitomis, orientuotomis áv. kampais á disko plokðtumà. Galaktikos sferoide t.p. atrasta karðtø dujø srautø kylanèiø ið disko ir krintanèiø atgal. Sferoido þvaigþdës turi 10-1000 kartø maþiau sunkiøjø chem. elementø, negu disko þvaigþdës. Galaktikos vainike yra tolimø kamuoliniø spieèiø, sferoidiniø galaktikëliø ir neþinomos prigimties nematomosios masës, kuri ~10 kartø virðija Galaktikos þvaigþdþiø ir tarpþvaigþdinës medþiagos masæ (þr. Nematomoji medþiaga). Disko objektai kartais vadinami I populiacija, sferoido objektai – II populiacija.

Galaktikos
Galaxies

Didelës þvaigþdþiø ir tarpþvaigþdinës medþiagos (dujø ir dulkiø) sistemos, kuriø narius sieja gravitacinë sàveika. Viena tokiø þvaigþdþiø ir tarpþvaigþdinës medþiagos sistemø yra mûsø Galaktika. Pagal iðvaizdà skiriamos elipsinës galaktikos (þymimos simboliu E), spiralinës galaktikos (simbolis S), skersinës spiralinës galaktikos (simbolis SB), netaisyklingos galaktikos (simbolis Ir). Elipsiniø galaktikø þvaigþdþiø tankis tolydþiai maþëja nuo centro á pakraðèius; ðiø galaktikø skersmenys 5-200 tûkst. ðm, masë 106-1013 M . Pagal regimàjá paplokðtumo laipsná (jis þymimas skaièiumi nuo 0 iki 7) elipsinës galaktikos skirstomos á 8 potipius: nuo sferoidiniø galaktikø E0 iki læðiðkø galaktikø E7. Elipsines galaktikas sudaro senos þvaigþdës, susidariusios prieð 10-13 mlrd. metø; jos panaðios á mûsø Galaktikos kamuoliniø spieèiø þvaigþdes. Spiralinës galaktikos yra paplokðèios diskinës þvaigþdþiø sistemos, turinèios spiralines vijas ir centr. telkiná, ásiterpusius á maþesnio tankio sferinæ dalá. Ðiø galaktikø diske telkiasi jaunos þvaigþdës, padrikieji spieèiai, asociacijos ir tarpþvaigþdinë medþiaga, o sferoide – senos þvaigþdës ir kamuoliniai spieèiai. Spiralinës galaktikos sukasi apie aðá, einanèià per jø centr. dalá statmenai disko plokðtumai. Ðiø galaktikø skersmuo 20-150 tûkst. ðm, masë 109-1012 M . Pagal centr. telkinio ir disko matmenø santyká spiralinës galaktikos skirstomos á Sa, Sb, Sc ir Sd potipius (minëtas santykis maþëja nuo Sa link Sd). Skersiniø spiraliniø galaktikø vijos iðeina ne ið centro, bet ið pailgos skersës, einanèios per centrà, galø. Netaisyklingosios galaktikos – netaisyklingos formos þvaigþdþiø sistemos, daþniausiai be centr. telkinio. Jø skersmuo 5-30 tûkst. ðm, masë 108-1011 M . Be pavieniø galaktikø, yra galaktikø porø arba grupiø, t.p. sàveikaujanèiø galaktikø; jø narius jungia ávairios formos þvaigþdþiø ir tarpþvaigþdinës medþiagos tiltai. Yra galaktikø su aktyviais branduoliais (Seiferto galaktikos, blazarai, kvazarai), su ávairios formos sprogimø padariniais, medþiagos èiurkðlëmis (radijo galaktikos), kompaktiðkø mëlynø (Haro, Markariano, Cvikio) galaktikø. Visatoje yra ne maþiau 300 mlrd. galaktikø. Tolimiausia þinoma galaktika turi raudonàjá poslinká z=4.92, taigi ji tolsta 283 000 km/s greièiu. Jos nuotolis priklauso nuo priimto Visatos plëtimosi modelio. Greièiausiai yra ~13 mlrd. ðm.

http://www.astro.lt/enciklopedija/

Leave a Comment