GALAXIE

GALAXIE

rozsáhlejší materiální objekty, tedy galaxie, vznikaly po skončení éry záření, tzn. cca 1 miliardu let od velkého třesku (viz vývoj vesmíru). Samotný vývoj galaxií mapují dva možné scénáře, které popisují mezní případy:

scénář izotermní - označuje se též jako budování struktur zespoda nahoru. Podle tohoto scénáře bylo záření ve vesmíru trvale homogenní a odchylky od homogenity se týkaly pouze částicové složky vesmíru (látka). Nejprve by vznikaly zárodky hvězdokup s hmotnostmi kolem 106 hmot Slunce a s rozměry menšími než 300 světelných let. Později shlukovaly do hmotnějších (až o šest řádů) a rozměrnějších (100 000 ly) galaxií a dále se pak shlukovaly do kup a nadkup galaxií.
scénář adiabatický - označován též jako scénář budování struktur shora dolů. F luktuace látky i záření byly shodné a v takovém případě se z homogenní látky vesmíru nejprve vydělily velmi hmotné fluktuace s hmotností řádu až 1016 hmot Slunce a o rozměrech kolem 300 milionů světelných let. Během jedné miliardy let se rozpadly nejprve na kupy galaxií a teprve poté na zárodky jednotlivých galaxií, v nichž vznikaly zárodky hvězdokup, které se posléze rozdělily na jednotlivé hvězdy.

Nejnovější pozorování galaxií, jejich rozměrů, hmotností a prostorového rozdělení dávají za pravdu spíše scénáři izotermnímu, ovšem je nutno dodat, že dle výpočtů neodpovídá praxe vlastně ani jednomu z uvedených scénářů.
V relativním souhlasu mezi pozorováním a teoretickou předpovědí je rozložení kup galaxií v prostoru. Jestliže vznikne libovolným způsobem nějaká nehomogenita, je zprvu téměř kulově souměrná. Stačí však i drobné odchylky od souměrnosti a struktura se začne hroutit podél momentálně nejkratší osy struktury. Tak vzniká působením gravitace plochý dvojrozměrný útvar a jesltiže pak není kruhově souměrný, počne se hroutit i tato struktura podél své nejkratší osy - vzniká jednorozměrný objekt, jakýsi provaz galaxií. Existují tři osy souměrnosti a jestliže pravděpodobnost hroucení podél každé z nich je 1/2, z toho plyne že galaxie zaujímají 1/8 = (1/2)3 objemu vesmíru, což je právě v dobré shodě s pozorováním.
Nejasnosti a nepřesnosti mezi pozorováním a teorií vznikají při měření celkové hmotnosti jisté vymezené oblasti vesmíru. Hmotnost galaxie lze spočítat z toho, jak rychle se pohybuje v gravitačně vázané soustavě (kupa galaxií), známe-li rychlost kupy galaxií, můžeme za jistých předpokladů odvodit úhrnnou hmotnost kupy. Takto získaný hmotnostní výsledek se nazývá dynamická hmotnost galaxie. Existuje však ještě jedna metoda, kdy se hmotnost galaxie odvozuje z jejího zářivého výkonu. Zde právě vzniká veliký rozdíl v naměřených výsledcích, a to až o dva řády ve prospěch dynamické hmotnosti. Tento rozdíl je dáván "na vrub" tzv. skryté hmotě.

SLUNEČNÍ SOUSTAVA

Sluneční soustava je stará přibližně 4,6 mld. let. Vznikla z velikého mračna drobných prachových částeček, které tvořily chuchvalec s rozměrem kolem 1 světelného roku. Tato struktura se působením vlastní přitažlivosti smršťovala a tím zhušťovala (vyšší hustota), čímž se i ohřívala. Díky vyšší rotaci se zmenšoval objem a současně s tím se neustále zvyšovala rychlost rotace, aby byl zachován moment hybnosti. Jakmile rychlost rotace dosáhla jisté hranice, začala působit odstředivá síla podél pomyslného rovníku zárodečného útvaru, takže neuspořádaný chuchvalec se postupně měnil v poměrně pravidlený rotující disk, který byl uprostřed nejtlustší (nejhmotnější) a k okrajům se zužoval. Průměr tohoto disku činil několik desítek tisíc AU. V centrální části disku vzniklo nejhmotnější těleso soustavy - zárodečné Slunce. Zpočátku žhnulo jen v infračerveném spektru (teplo) a teprve až v jeho nitru započaly termonukleární reakce, stalo se prvotní Praslunce regulérní hvězdou a rozzářilo se i v optické oblasti spektra.

Prachové částice v okolí Praslunce se vypařily, avšak částečky prachu ve větších vzdálenostech se udržely v tuhém stavu, případně se přetavily a z těchto zrnek se poměrně rychle "slepily" kaménky o průměru asi 10 mm, které se dalšími procesy pospojovaly v kamenné balvany o rozměrech cca 5 km - takové útvary se nazývají planetesimály I. generace. Také ony se dalšími srážkami spojily cca za dalších 20000 let v objekty s průměrem kolem 500 - 800 km a hmotnostech až 1021 kg - planetesimály II. generace. Tato tělesa si vlastní gravitací dokázala přisvojit zbylý plyn z okolního prostoru sluneční soustavy, čímž vznikaly prvotní plynné atmosféry kolem větších planetesimál.

Splývání planetesimál probíhalo dále, ale již pomalejším tempem. Vytvořily se velké planety (Merkur až Neptun) a jejich družice. Lze říci, že prakticky stejného vzhledu Sluneční soustavy jaký má dnes bylo docíleno přibližně za 200 milionů let od začátku smršťování zárodečného chuchvalce.

Kromě planetesimál, které se soustředily do velkých těles sluneční soustavy, zbyly poměrně početné stometrové až stokilometrové objekty, jimž říkáme planetky, které obíhají v rozlehlém pásmu mezi drahami Marsu a Jupiteru. Některé z nich se mohou dostat na tzv. chaotické dráhy, křížící dráhy okolních planet.

Dalšími objekty podobných rozměrů jako mají planetky, ale s výrazně nižší soudržností a hustotou jsou slepence kamení a ledu, které představují téměř nezměněný zárodečný materiál slunenčí soustavy. Když se tyto objekty přiblíží ke Slunci na vzdálenost menší, než je zhruba poloměr dráhy Jupiteru, začne led sublimovat a vytvářet dočasnou plynnou atmosféru, kterou nazýváme koma. Kometa je pak celý úkaz na obloze.