Galaxia (Mliečna cesta)

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Galaxia:
Mliečna cesta
Mliečna cesta na zábere zo Spitzerovho vesmírneho teleskopu
Pozorovacie dáta
Typ SBbc
(špirálová galaxia s priečkou)
Priemer 100 000 ly[1]
Hrúbka 1 000 ly[1]
Množstvo hviezd 200 – 400 miliárd
(1–4×1011)[2][3][4]
Najstaršia známa hviezda 13,2 miliardy rokov[5]
Hmotnosť 5,8×1011 M
Vzdialenosť Slnka od
stredu galaxie
25 000 ly[6]
Doba galaktického
obehu Slnka
250 miliónov rokov
(záporná rotácia)[6]
Doba špirálovej
rotácie
50 miliónov rokov[7]
Doba rotácie
priečky
15 – 18 miliónov rokov[7]
Relatívna rýchlosť
ku reliktovému žiareniu
552 km/s[8]
Pozri aj: galaxia

Galaxia (- s veľkým G; iné názvy: Galaxia Mliečna cesta, Galaxia Mliečnej cesty, Sústava Mliečnej cesty, Hviezdna sústava Mliečnej cesty, najmä staršie Mliečna cesta, nesprávne (bohemizmy) Galaxia Mliečna dráha, Galaxia Mliečnej dráhy, Sústava Mliečnej dráhy, Mliečna dráha) je názov galaxie, ktorej súčasťou je naša slnečná sústava. Je to špirálová galaxia s priečkou, ktorá je časťou miestnej skupiny galaxií. Patrí medzi miliardy galaxií v pozorovateľnom vesmíre. Jej pomenovanie (Mliečna cesta) je prekladom z latinského Via Lactea, čo je prekladom gréckeho Γαλαξίας (Galaxias). Meno odkazuje na bledý pás svetla vytvoreného početnými vzdialenými hviezdami vzdialenejších galaktických ramien, ktoré môžeme vidieť zo Zeme.

Niektoré zdroje uvádzajú, že názov Mliečna cesta sa striktne vzťahuje len pre charakteristický pohľad na svietiaci pás oblohy nazývaný Mliečna cesta, zatiaľ čo galaxia by mala byť pomenovaná celým menom Galaxia Mliečna cesta alebo alternatívne Galaxia.[9][10][11] Nie je však jasné v akom rozsahu sa tieto názvy používajú, pretože pomenovanie Miečna cesta sa používa v obidvoch kontextoch.

Vzhľad zo Zeme[upraviť | upraviť zdroj]

Všetky hviezdy, ktoré je oko schopné rozlíšiť na nočnej oblohe, sú súčasťou Galaxie Mliečna cesta. Zriedkavé výnimky tvoria len príležitostné supernovy v blízkych galaxiách, ako SN 1987 A vo Veľkom Magellanovom mračne. Okrem týchto relatívne blízkych hviezd sa Galaxia javí ako matné zoskupenie svetiel klenúce sa okolo celej nebeskej sféry. Toto svetlo pochádza z hviezd a ďalšieho materiálu nachádzajúceho sa vo vnútri galaktickej roviny. Tmavé oblasti vo vnútri tejto skupiny, ako napríklad Veľká trhlina a hmlovina Uhoľné vrece, sa zhodujú s oblasťami, kde je svetlo zo vzdialených hviezd blokované tmavými hmlovinami. Galaxia má relatívne nízku povrchovú jasnosť vďaka medzihviezdnej hmote, ktorá vypĺňa galaktický disk, pričom ten nám bráni v pozorovaní jadra Galaxie. Preto je problematické pozorovanie Mliečnej cesty z mestských a predmestských pozícií zasiahnutých svetelným znečistením.

Jadro Galaxie leží v smere súhvezdia Strelec, a v tomto mieste je Mliečna cesta najjasnejšia. Od súhvezdia Strelca sa Mliečna cesta javí, že prechádza západne k súhvezdiam Škorpión, Oltár, Pravítko, Južný trojuholník, Kružidlo, Kentaur, Mucha, Južný kríž, Kýl, Plachty, Korma, Veľký pes, Jednorožec, Orión a Blíženci, Býk, Povozník, Perzeus, Androméda, Kasiopeja, Cefeus a Jašterica, Labuť, Líška, Šíp, Orol, Hadonos, Štít a naspäť ku súhvezdiu Strelec. Skutočnosť, že Galaxia rozdeľuje nočnú oblohu na dve, približne rovnaké pologule naznačuje, že slnečná sústava leží v blízkosti galaktickej roviny.

Galaktická rovina má inklináciu približne 60° k ekliptike (rovina obežnej dráhy Zeme). Je to vysoká inklinácia tak voči rovine zemského rovníka, ako aj voči rovine ekliptiky. Relatívne k nebeskému rovníku, prechádza na sever až k súhvezdiu Kasiopeja a na juh až k súhvezdiu Južný kríž. Severný galaktický pól sa nachádza na rektascenzii 12h 49m, deklinácii +27,4° (B1950) v blízkosti Beta Comae Berenices, a južný galaktický pól sa nachádza v blízkosti Alfa Sculptoris.

Panorámy[upraviť | upraviť zdroj]

Veľkosť[upraviť | upraviť zdroj]

Galaktická rovina z pohľadu ATLASGAL survey, rozdelená do sekcií (ESO)

Galaktický disk Mliečnej cesty má v priemere približne 100 000 svetelných rokov (9×1017 km alebo 6×1017 mi) a predpokladaná priemerná hrúbka je 1 000 ly, (9×1015 km).[1] Odhadované množstvo hviezd je 200 miliárd[12] a možno až 400 miliárd.[13] Skutočné číslo závisí od počtu veľmi malých hviezd, ktorý je ťažké odhadnúť a môže byť až porovnateľné s jedným biliónom (1012) hviezd v susednej galaxii Androméda.[14] Galaktický disk nemá ostré okraje. Neexistuje jasná hranica, za ktorou už nie sú žiadne hviezdy (nie je pevne stanovený polomer), množstvo hviezd rovnomerne ubúda so zväčšujúcou sa vzdialenosťou od centra galaxie. Za polomerom približne 40 000 ly (4×1017 km) začína množstvo hviezd ubúdať rýchlejšie.[15]

Za galaktickým diskom sa nachádza oveľa menší disk z plynu. Nedávne pozorovania naznačujú, že plynový disk Mliečnej cesty má dĺžku okolo 12 000 ly (1×1017 km) - dvojnásobok predchádzajúcej predpokladanej hodnoty.[16] Na lepšiu predstavu fyzickej veľkosti Galaxie Mliečna cesta: ak by sme jej veľkosť zredukovali na 10 m, tak veľkosť slnečnej sústavy vrátane Oortovho mraku by nepresahovala 0,1 mm.

Galaktické halo sa rozširuje smerom von z galaxie, ale jeho veľkosť je obmedzená obežnými dráhami dvoch satelitov Mliečnej cesty, Veľkým a Malým Magellanovým mrakom, ktorých apsida je vo vzdialenosti približne 180 000 svetelných rokov (2×1018 km).[17] V tejto alebo väčšej vzdialenosti by obežné dráhy väčšiny objektov galaktického hala boli rušené Magellanovymi mrakmi a pravdepodobne by boli vyvrhnuté z dosahu Galaxie.

Vek[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v článkoch: Vznik a vývoj galaxií a Nukleokozmochronológia
Zelené a červené meteoritické pruhy Perzeidov na oblohe tesne pod svietiacim pásom Mliečnej cesty, August 2007.

V roku 2007 tím vedcov - Luca Pasquini, Piercarlo Bonifacio, Sofia Randich, Daniele Galli a Raffaele G. Gratton, odhadol hviezde HE 1523-0901 (guľová hviezdokopa NGC 6397) v galaktickom hale vek na 13,2 miliardy rokov, čo je takmer vek celého vesmíru. Ako najstarší známy objekt v Galaxii Mliečna cesta v tom čase určil dolnú hranicu veku Galaxie.[5] Tento odhad bol zistený použitím UV-vizuálneho Ellecheovho spektrografu umiestneného na Very Large Telescope na meranie relatívnych síl spektrálnych čiar spôsobených prítomnosťou tória a ďalších chemických prvkov vytvorených pri R-reakcii. Sila čiar naznačuje prebytok rôznych elementárnych izotopov, z ktorých môže byť odvodený vek hviezdy použitím nukleokozmochronológie.[5]

Vek hviezd v tenkom galaktickom disku sa dá odhadnúť podobným spôsobom ako pri HE 1523-0901. Merania hviezd v tenkom disku odhadujú, že tento disk sa sformoval pred 8,8 ± 1,7 miliardami rokov. Z tohto vzniká predpoklad medzery 5 miliárd rokov medzi sformovaním galaktického hala a tenkého disku.[18]

Zloženie a štruktúra[upraviť | upraviť zdroj]

Jadro Galaxie v smere súhvezdia Strelec. Hlavné hviezdy súhvezdia sú označené červenou.

Galaxia sa skladá z oblasti jadra s priečkou obklopeného diskom plynu, prachu a hviezd formujúcich jednotlivé špirálové štruktúry ramien vychádzajúcich zo stredu smerom von v tvare logaritmickej špirály. Rozdelenie hmoty vo vnútri Mliečnej cesty pripomína triedu Sbc v Hubblovej schéme, čo je špirálová galaxia s relatívne nevýraznými poškodenými ramenami.[19] Astronómovia si už od začiatku mysleli, že Mliečna cesta je skôr špirálová galaxia s priečkou ako len obyčajná špirálová galaxia.[20] Ich názor bol potvrdený vďaka pozorovaniam Spitzerovho vesmírneho ďalekohľadu v roku 2005[21], keď sa ukázalo, že centrálna priečka Galaxie je ešte väčšia ako sa pôvodne predpokladalo.

Odhady celkovej hmotnosti Galaxie sa líšia v závislosti od metódy a použitých informácií. Nedávne odhady predpokladajú hmotnosť 5,8×1011 hmotností Slnka (M), čo je trocha menej ako hmotnosť galaxie Androméda.[22][23][24] Iné merania, pomocou Very Long Baseline Array (VLBA) objavili rýchlosti vyššie ako 254 km/s u hviezd na okraji Galaxie, vyššie ako predchádzajúce akceptované hodnoty 220 km/s.[25] Nakoľko obežná rýchlosť je úzko spojená s hmotnosťou, je pravdepodobné že Mliečna cesta je masívnejšia, s hmotnosťou rovnajúcou sa približne hmotnosti galaxie Andromédy, čo je 7×1011 hmotností Slnka (M) vo vnútri 50 kiloparsekov od jej centra.[26] Nedávne merania radiálnej rýchlosti hviezd galaktického hala zistili hmotnosť vo vnútri 80 kiloparsekov na 7×1011 hmotností Slnka.[27] Väčšinu hmoty v Mliečnej ceste predstavuje tmavá hmota, ktorá vytvára tmavé galaktické halo. Halo sa rozširuje relatívne rovnomerne do vzdialenosti za 100 kiloparsekov od jadra Galaxie. Celková hmotnosť celej Mliečnej cesty sa odhaduje na 600-1000 miliárd hmotností Slnka (M).[24] Táto hmotnosť baryónovej hmoty zahŕňa 200 až 400 miliárd hviezd.[28] Ich komplexná absolútna hviezdna veľkosť bola odhadnutá na -20,9.[29]

Jadro Galaxie[upraviť | upraviť zdroj]

Pozorovaná štruktúra špirálových ramien Mliečnej cesty. Slnko označené žltou farbou.
Bližšie informácie v hlavnom článku: Jadro Galaxie

Galaktický disk, ktorý sa v strede Galaxie vydúva smerom von, má priemer medzi 70 000 až 100 000 ly.[30] Vzdialenosť medzi Slnkom a stredom Mliečnej cesty je podľa dnešných odhadov 26 000 ± 1 400 svetelných rokov, zatiaľ čo staršie odhady uvádzajú túto vzdialenosť až 35 000 svetelných rokov.

V jadre Galaxie sa nachádzajú objekty s veľmi veľkou hmotnosťou, čo sa zistilo z pohybov materiálu v jadre.[31] Hviezdy v galaktickom disku obiehajú okolo stredu galaxie, o ktorom sa predpokladá, že obsahuje supermasívnu čiernu dieru. Silný rádiový zdroj Sagittarius A* je pokladaný za stred Mliečnej cesty. Vedci sa zhodujú, že najpravdepodobnejším kandidátom na pozíciu tejto čiernej diery je práve Sagittarius A*.[32] Rýchlosť obiehania jednotlivých hviezd v Galaxii príliš nezávisí od vzdialenosti od stredu galaxie: vždy je to medzi 200 a 250 km/s. Z toho dôvodu je doba obiehania priamo úmerná vzdialenosti hviezdy od galaktického stredu. Predpokladá sa, že väčšina galaxií má vo svojom jadre podobnú supermasívnu čiernu dieru.[33]

Priečka Galaxie je približne 27 000 svetelných rokov dlhá, prechádzajúca cez jadro pod 44 ± 10 stupňovým uhlom s líniou Slnka a jadra Mliečnej cesty. Skladá sa hlavne z červených hviezd ako sú červený trpaslík a červený obor. Priečka je obklopená prstencom nazývaným "5-kpc prstenec", ktorý obsahuje veľkú časť molekulárneho vodíka nachádzajúceho sa v Mliečnej ceste, tak ako aj väčšinu novovznikajúcich hviezd v Galaxii. Pri pohľade z galaxie Androméda by to bola najjasnejšia časť Mliečnej cesty.[34]

Špirálové ramená[upraviť | upraviť zdroj]

Každé špirálové rameno opisuje logaritmickú špirálu (podobne ako ramená iných špirálových galaxií) so sklonom približne 12 stupňov. Až donedávna sa predpokladalo, že všetky štyri hlavné špirálové ramená začínajú v blízkosti jadra Galaxie.

Pomenovanie ramien s farbami podľa obrázka:

Obrázok Farba Rameno
Milky Way Arms.svg zelenomodrá 3-kpc rameno a rameno Perzea
fialová Rameno Pravítka a Vonkajšie rameno (zároveň s novoobjaveným rozšírením)
zelená Rameno Štítu-Južného kríža
ružová Rameno Strelca
Existujú prinajmenšom dve menšie ramená, zahŕňajúce:
oranžová Rameno Orióna (v ktorom sa nachádza Slnko a Slnečná sústava)
Umelcova koncepcia špirálovej štruktúry Mliečnej cesty s dvoma hlavnými hviezdnymi ramenami a priečkou.[35]
Znázornenie Mliečnej cesty s ramenami (zdola nahor): rameno Perzea, rameno Orióna a rameno Strelca. V ramene Orióna žltou označená pozícia Slnka.

Predpokladá sa, že existujú štyri hlavné špirálovité ramená a najmenej ďalšie dve menšie. Tieto sú pomenované nasledovne (zoradené podľa polohy smerom von na spojnici zo stredu Galaxie k Zemi), názvy ramien sú odvodené od súhvezdí, v ktorých ich možno vidieť:

Pozorovania uskutočnené v roku 2008 Robertom Benjaminon z University of Wisconsin-Whitewater naznačujú, že Mliečna cesta má iba dve hlavné ramená, rameno Perzea a rameno Štítu-Južného kríža. Ostatné ramená sú buď malé alebo prídavné.[35] Toto by znamenalo, že Mliečna cesta je podobná galaxii NGC 1365.

Mimo hlavných špirálových ramien sa nachádza prstenec Jednorožca (alebo Vonkajší prstenec) - prstenec plynu a hviezd odtrhnutých od iných galaxií pred miliardami rokov.

Obežná rýchlosť väčšiny hviezd v Galaxii nezávisí na ich vzdialenosti od stredu galaxie. V oblasti mimo jadra alebo vnútorného okraja sa rýchlosť pohybuje medzi 210 až 240 km/s.[36] Preto je doba obehu typickej hviezdy priamo úmerná dĺžke prejdenej cesty, na rozdiel od situácie v slnečnej sústave, kde dominuje gravitačná dynamika dvoch telies s očakávaním rôznych obežných dráh pri podstatne rôznych rýchlostiach. Tento rozdiel je jeden zo základných častí evidencie pre existenciu tmavej hmoty. Ďalším zaujímavým aspektom je tzv. "naťahovací problém" špirálových ramien. Ak vnútorná časť ramien rotuje rýchlejšie ako vonkajšia časť, tak galaxia sa natiahne, pričom špirálová štruktúra sa stenčí. Ale toto sa u špirálových galaxií nepozoruje, namiesto toho astronómovia prehlasujú, že špirálový vzor galaxií je založený na hustote vĺn vychádzajúcich z jadra. Toto sa dá prirovnať k pohybujúcej sa dopravnej zápche na diaľnici, všetky autá sa pohybujú, ale vždy je tu oblasť pomaly sa pohybujúcich áut. Tento model zahŕňa aj zvýšený vznik hviezd vo vnútri alebo v blízkosti špirálových ramien. Stlačené vlny zvyšujú hustotu molekulárneho vodíka, čoho výsledkom je vznik protohviezd.

Halo[upraviť | upraviť zdroj]

Galaktický disk je obklopený sféroidným halom starých hviezd a guľových hviezdokôp, z ktorých 90 % leží vo vnútri priemeru 100 000 svetelných rokov,[37] z čoho sa usudzuje priemer hviezdneho hala 200 000 svetelných rokov, hoci guľové hviezdokopy boli objavené aj vo väčšej vzdialenosti ako 200 000 svetelných rokov, ako napríklad PAL 4 a AM1. Približne 40 % týchto hviezdokôpretrográdnu obežnú dráhu, čo znamená, že sa pohybujú v opačnom smere ako je rotácia Mliečnej cesty.[38] Môžu sa pohybovať po Rossetových dráhach v galaxii, ktoré sú opakom eliptických obežných dráh.[39]

Zatiaľ čo disk obsahuje plyn a prach, ktorý zahaľuje pohľad pri niektorých vlnových dĺžkach, zložky sféroidu sú dobre viditeľné. Hviezdy aktívne vznikajú v disku (hlavne v špirálových ramenách, ktoré predstavujú oblasti s vysokou hustotou), ale nie v hale. Otvorené hviezdokopy sa tiež vyskytujú primárne v disku.

Objavy 21. storočia dali nový rozmer štruktúre Mliečnej cesty. S objavom, že disk galaxie Androméda (M31) je viac natiahnutý ako sa pôvodne predpokladalo[40], sa dá predpokladať, že disk Mliečnej cesty môže byť tiež viac natiahnutý, a táto hypotéza je podporená dôkazmi z objavu predĺženia Vonkajšieho ramena ramena Pravítka.[41] S objavom trpasličej galaxie Strelec sa objavil pás galaktického odpadu, ktorý vznikol vzájomným pôsobením Mliečnej cesty a trpasličej galaxie pohybujúcej sa po polárnej obežnej dráhe. Podobne, s objavom trpasličej galaxie Veľký pes, bol objavený prstenec vesmírneho odpadu.

Poloha Slnka a susedstvo[upraviť | upraviť zdroj]

Slnko (a tým pádom aj Zem a slnečná sústava) sa nachádza v blízkosti vnútorného okraja galaktického ramena Orióna v Miestnom medzihviezdnom mraku vo vnútri Miestnej bubliny a vo vnútri Gouldovho pásu, vo vzdialenosti 7,62 ± 0,32 kpc (~25 000±1 000 svetelných rokov) od jadra Galaxie.[42][43][44][45][46] V súčasnosti sa Slnko nachádza vo vzdialenosti 5-30 pc od centrálnej roviny galaktického disku. Vzdialenosť medzi Miestnym ramenom a ďalším ramenom, ramenom Perzea, je približne 6 500 svetelných rokov.[47] Slnko s celou slnečnou sústavou, sa nachádzajú v galaktickej obývateľnej zóne.

Vo vzdialenosti do 15 pc od Slnka sa nachádza okolo 208 hviezd, ktoré sú jasnejšie ako absolútna hviezdna veľkosť 8,5. To zodpovedá hustote 0,0147 takýchto hviezd na kubický parsek, alebo 0,000424 na kubický svetelný rok (zo zoznam najbližších jasných hviezd). Na druhej strane, je tu 64 známych hviezd (rôznej hviezdnej veľkosti, okrem štyroch hnedých trpaslíkov) vo vnútri 5 parsekov od Slnka, čo dáva hustotu 0,122 hviezd na kubický parsek, alebo 0,00352 hviezd na kubický svetelný rok (zo zoznamu najbližších hviezd), z čoho vyplýva, že väčšina hviezd nie je jasnejšia ako hviezdna veľkosť 8,5.

Vrchol cesty Slnka alebo slnečný vrchol je smer, ktorým sa pohybuje Slnko v priestore Galaxie. Hlavným smerom galaktického pohybu Slnka je smerom k hviezde Vega v blízkosti súhvezdia Herkules pod uhlom približne 60 hviezdnych stupňov k smeru jadra Galaxie. Obežná dráha Slnka po Galaxii je zhruba eliptická s občasnými poruchami kvôli špirálovým ramenám a nerovnomernému prerozdeleniu hmoty v Mliečnej ceste. Navyše, Slnko kmitá smerom nahor a nadol vzhľadom ku galaktickej rovine približne 2,7-krát za obeh. Podobá sa to práci jednoduchého harmonického oscilátora bez unášacej sily. Tieto kmitania boli donedávna považované za faktor spôsobujúci masové vyhynutia na Zemi.[48] Ale opakovaná analýza efektov pri preletoch Slnka cez špirálovú štruktúru založená na CO dátach nepotvrdila, že medzi prechodmi slnka rovinou disku a vyhynutiami druhov existujú súvislosti.[49]

Slnečnej sústave trvá jeden obeh okolo stredu Galaxie 225-250 miliónov rokov (galaktický rok),[50] takže sa predpokladá, že túto trasu už absolvovala 20 – 25 krát počas existencie Slnka a 1/1250 krát počas vzniku a vývoja človeka človeka. Obežná rýchlosť slnečnej sústavy okolo jadra Galaxie je približne 217 – 220 km/s, čo znamená 1 svetelný rok za približne 1400 rokov a 1 AU (astronomická jednotka) za 8 dní.[51]

Diagram pozície Slnečnej sústavy, Slnka a Zeme v Miestnej superkope galaxií. Klikni pre viac detailov.
Diagram pozície Slnečnej sústavy, Slnka a Zeme v Miestnej superkope galaxií. Klikni pre viac detailov.

Galaktické okolie[upraviť | upraviť zdroj]

Široký infračervený pohľad na galaxiu Mliečna cesta zo Spitzerovho vesmírneho ďalekohľadu vytvorený z viac ako 800 000 záberov. Je to najdetailnejšia fotografia Mliečnej cesty do dnešného dňa.
Fotografia časti Mliečnej cesty urobená na Cerro Paranal

Mliečna cesta a galaxia Androméda sú binárnou sústavou dvoch obrovských galaxií patriacich do skupiny asi 50 úzko prepojených galaxií známych ako Miestna skupina galaxií, ktorá patrí do Miestnej superkopy galaxií. Táto superkopa je označovaná aj ako superkopa Virgo podľa kopy Virgo, ktorá pravdepodobne leží blízko jej stredu.

Dve menšie galaxie a množstvo trpasličích galaxií v Miestnej skupine galaxií obieha okolo Mliečnej cesty. Najväčšou z nich je Veľký Magellanov mrak s priemerom 20 000 svetelných rokov. Túto galaxiu doprevádza Malý Magellanov mrak. Magellanov prúd je zvláštnym pásom neutrálneho vodíkového plynu spájajúceho tieto dve malé galaxie. Predpokladá sa, že tento prúd bol vytrhnutý z Magellanovych mrakov "prílivovou" interakciou s Mliečnou cestou. Niektoré z trpasličích galaxií obiehajúcich okolo Mliečnej cesty sú trpasličia galaxia Veľký pes (najbližšia), trpasličia galaxia Strelec (v minulosti považovaná za najbližšiu), trpasličia galaxia Malý voz, trpasličia galaxia Sochár, trpasličia galaxia Sextant, trpasličia galaxia Pec a trpasličia galaxia Lev I. Najmenšie trpasličie galaxie Mliečnej cesty majú priemer iba 500 svetelných rokov. Medzi takéto patria trpasličia galaxia Kýl, trpasličia galaxia Drak a trpasličia galaxia Lev II. Stále môžu existovať ešte nespozorované galaxie, ktoré sú dynamicky spojené s Mliečnou cestou ako aj tie, ktoré už boli absorbované Mliečnou cestou, podobne ako Omega Centauri. Pozorovania cez pásmo zabránenia častejšie objavia nové blízke alebo vzdialené galaxie. Niektoré galaxie sa skladajú hlavne z plynu a prachu, čím je veľmi ťažké ich spozorovanie a objavenie.

V januári 2006 ohlásili, že bolo zmapované doteraz nevysvetlené vlnenie v galaktickom disku Mliečnej cesty. Objavili sa vlny vibrácií spôsobené Veľkým a Malým Magellanovym mrakom pri ich obehu Galaxie, čím spôsobovali vibrácie na určitých frekvenciách, keď prechádzali cez jej okraj.[52] Predtým sa tieto dve galaxie, s hmotou rovnajúcou sa 2 % hmoty Mliečnej cesty, považovali za príliš malé na to, aby mohli ovplyvniť Mliečnu cestu. Keď však berieme do úvahy aj tmavú hmotu, pohyb týchto dvoch galaxií vytvára brázdu, ktorá môže ovplyvňovať väčšiu Mliečnu cestu. Hmota galaxie sa môže započítaním tmavej hmoty zvýšiť až 20-násobne. Tieto výpočty boli urobené pomocou počítačového modelu Martina Weinberga z University of Massachusetts Amherst. V tomto modeli tmavá hmota sa šíri smerom von z galaktického disku so známou vrstvou plynu. Výsledkom je modelový predpoklad, že gravitačný efekt Magellanovych mrakov je zosilnený v dobe, keď prechádzajú cez Mliečnu cestu.

Súčasné merania ukazujú, že galaxia Androméda sa k Mliečnej ceste približuje rýchlosťou 100 až 140 km/s. Pri tejto rýchlosti sa s Mliečnou cestou môže zraziť za 3 až 4 miliardy rokov, v závislosti od neznámych vedľajších prvkov relatívneho pohybu galaxií. Ak sa tieto galaxie zrazia, k zrážkam jednotlivých hviezd vo vnútri galaxií pravdepodobne nedôjde, ale namiesto toho sa dve galaxie zlúčia a sformujú jednu eliptickú galaxiu v priebehu asi miliardy rokov.[53]

Zo Zeme sú voľným okom pozorovateľné iba tri iné galaxie. Zo severnej pologule je možné vidieť galaxiu Androméda, ktorá je od Zeme vzdialená približne 2 milióny svetelných rokov. Z južnej pologule je viditeľný Veľký Magellanov mrak (160 000 svetelných rokov) a Malý Magellanov mrak (180 000 svetelných rokov).[2]

Rýchlosť[upraviť | upraviť zdroj]

Galaktická krivka rotácie pre Mliečnu cestu. Vertikálna os je rýchlosť rotácie okolo jadra Galaxie, horizontálna os je vzdialenosť od jadra Galaxie vyjadrená v kpc. Slnko je označené žltým bodom. Pozorovaná krivka rýchlosti a rotácie je modrá. Predpokladaná krivka založená na hviezdnej hmote a plyne v Mliečnej ceste je červená. Rozptyl v pozorovaniach približne znázorňujú sivé priečky. Tento rozdiel je kvôli tmavej hmote alebo v modifikácii zákona gravitácie.[54][55][56]

Vo všeobecnom chápaní, absolútna rýchlosť objektu vo vesmíre nie je podľa Einsteinovej špeciálnej teórie relativity dôležitou otázkou. Špeciálna teória realtivity prehlasuje, že neexistuje prioritná inerciálna vzťažná sústava vo vesmíre, s ktorou sa dá porovnať pohyb objektu (pohyb musí byť špecifikovaný s ohľadom na ďalší objekt). Toto je potrebné mať na pamäti pri rozoberaní pohybu galaxie.

Astronómovia veria, že Mliečna cesta sa pohybuje relatívnou rýchlosťou 630 km/s k inej pohybovej vzťažnej sústave, ktorá sa nachádza v Hubblovom prúde.[57] Ak sa Galaxia pohybuje rýchlosťou 600 km/s, Zem precestuje 51,84 milionov kilometrov každý deň a viac ako 19,8 miliárd kilometrov každý rok, čo je viac ako 4,5 násobok najbližšej vzdialenosti od Pluta. Predpokladá sa, že Mliečna cesta sa pohybuje v smere Veľkého atraktora. Miestna skupina galaxií je časťou superkopy galaxií nazývanej Miestna superkopa galaxií nachádzajúcej sa v blízkosti Kopy galaxií Panna. Aj keď sa od seba vzďaľujú rýchlosťou 967 km/s ako súčasť Hubblovho prúdu, rýchlosť je menšia ako by sa predpokladalo pri vzdialenosti 16,8 milióna pc kvôli gravitačnému priťahovaniu medzi Miestnou skupinou galaxií a Kopou galaxií Panna.[58]

Iné referencie poskytuje reliktové žiarenie. Mliečna cesta sa pohybuje rýchlosťou 552 km/s[8] s ohľadom na fotóny reliktového žiarenia, rektascenzia 10,5, deklinácia -24° (epocha J2000) blízko centra súhvezdia Hydra. Tento pohyb je pozorovaný pomocou satelitov ako sú Cosmic Background Explorer (COBE) a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ako dvojpólová podpora reliktového žiarenia. Fotóny v rovnováhe reliktového žiarenia sú namodralé v smere pohybu a načervenalé proti smeru pohybu.

Galaxia rotuje okolo svojho jadra v závislosti od galaktickej krivky rotácie (obrázok vpravo). Odchýlka medzi pozorovanou krivkou (relatívne plochou) a krivkou založenou na známej hmote hviezd a plynu v Galaxii (nestála krivka) sa prisudzuje tmavej hmote.[59]

História[upraviť | upraviť zdroj]

Mytológia a etymológia[upraviť | upraviť zdroj]

Pôvod Mliečnej cesty, Jacopo Tintoretto 1575

Existuje veľmi veľa legiend v mnohých tradíciách po celom svete, týkajúcich sa stvorenia Galaxie. Obzvlášť dva podobné staroveké grécke príbehy vysvetľujú etymológiu názvu Galaxias (Γαλαξίας) a jeho spojenie s mliekom (γάλα). Jedna legenda popisuje Mliečnu dráhu ako mliečnu škvrnu, ktorá vznikla pri dojčení Herkula bohyňou Hérou. Keď si Héra uvedomila, že dojča nie je jej vlastné, ale že je nemanželské dieťa boha Dia a inej ženy, odsotila ho preč a z vystrekujúceho mlieka sa stala Mliečna cesta.

Podľa iného príbehu pochádza mlieko od bohyne Rhea, ženy Krona (Kronos), a dojča bol sám Zeus. Kronos zhltol svoje deti, aby si tak zaistil svoje miesto v Panteóne a vládcu nebies, a tak Rhea vymyslela plán na záchranu jej novonarodeného syna Dia. Do šiat dojčaťa zabalila kameň a dala ho Kronovi, aby ho mohol zhltnúť. Kronos ju požiadal, aby ešte raz a naposledy dieťa povarovala, skôr, ako ho zhltne, a z mlieka, ktoré vystreklo, keď zatlačila bradavku na kameň, sa stala Mliečna cesta.

V sanskrite a niekoľkých ďalších indoárijských jazykoch sa Mliečna cesta nazýva Akaš Ganga (आकाशगंगा, Ganga nebies).[60] V hindskom svätom písme Purány je Mliečna cesta posvätná, a gangy a Mliečna cesta sú považované za pozemsko-nebeskú analógiu.[60][61] Názov Kšira (क्षीर, mlieko) sa tiež používa ako alternatívne meno Mliečnej cesty v hindských textoch.[62]

V oblasti od strednej Ázie do Afriky, názov Mliečnej cesty súvisí so slovom "slama". Toto môže mať pôvod v starovekej arménskej mytológii (Յարդ զողի Ճանապարհ hard goghi chanaparh, alebo "Stopa zlodeja slamy"), ktorá bola rozširovaná Arabmi.[63] V niekoľkých uralských, turkických, ugrofínskych a baltských jazykoch sa Mliečna cesta nazýva "Vtáčou cestou" (Linnunrata po fínsky), pretože trasa migrácie vtákov vyzerá podobne ako Mliečna cesta (legendy Qi Xi oslavujú v mnohých kultúrach Ázie). Čínsky názov "Strieborná rieka" (銀河) sa používa všade vo východnej Ázii vrátane Kórei a Japonska. Alternatívny názov pre Mliečnu cestu v starovekej Číne, hlavne v básňach je "Nebeská rieka Chan-ťiang" (天汉). V Japonsku "Strieborná rieka" (銀河 ginga) znamená galaxie vo všeobecnosti a Mliečna cesta "Sústava striebornej rieky"(銀河系 gingakei) alebo "Rieka nebies" (天の川 Amanokawa alebo Amanogawa). Vo švédčine sa nazýva Vintergatan alebo "Zimná aleja", pretože hviezdy v žiariacom páse predpovedali príchod zimy. V niektorých ibérijských jazykoch sa Mliečna cesta prekladá ako "Cesta svätého Jakuba staršieho" (v španielčine "El camino de Santiago").

Objav[upraviť | upraviť zdroj]

Tvar Mliečnej cesty podľa sčítania hviezd Williamom Herschelom z roku 1785 so Slnečnou sústavou v blízkosti stredu
Bližšie informácie v hlavnom článku: galaxia#Dejiny

Ako Aristoteles (384-322 pred Kr.) informuje vo svojom diele Meteorologika, grécki filozofi Anaxagoras (cca. 500–428 pred Kr.) a Demokritos (450–370 pred Kr.) navrhli, že Mliečna cesta sa môže skladať zo vzdialených hviezd. Demokritos začas svoje spisy slovami "Mlieko Héry sa víri okolo stredu", čo možno odkazuje na pohyb objektov galaxie okolo jadra. Ale sám Aristoteles veril, že Mliečna cesta vznikla "vzplanutím výparov niekoľkých veľkých hviezd, ktorých bolo veľa a blízko pri sebe" a že toto "vzplanutie vzniká v hornej časti atmosféry Zeme, v oblasti sveta, ktorý je prepojený s nebeským pohybom".[64] Arabský astronóm Alhazen (Abú Alí al-Hasan ibn al-Hasan ibn al-Hajtam) (965-1037) toto tvrdenie odmietol pokusom o prvé pozorovanie a meranie paralaxy Mliečnej cesty,[65]. Keďže Mliečna cesta nemá paralaxu, zistil, že tieto procesy sa musia odohrávať oveľa ďalej od Zeme ako v atmosfére.[66]

Perzský astronóm Aliboron (Abú Rajhán Muhammad ibn Ahmad Bírúní) (973-1048) predpokladal, že Galaxia je zložením nespočetných hmlovinných hviezd. Al-Andaluský astronóm Ibn Bádždža (1095-1138) predpokladal, že Mliečna cesta sa skladá z mnohých hviezd, ale javí sa ako nekonečný obraz kvôli efektu lomu v atmosfére Zeme, pričom ako dôkaz použil výsledky svojich pozorovaní konjunkcie Jupitera a Marsu roku 500 islamského kalendára (1106/1107).[64] Ibn al-Kajjim al-Džawzíja (1292–1350) predpokladal, že Mliečna cesta je "nespočetné množstvo maličkých hviezd nachádzajúcich sa pohromade vo sfére nehybných hviezd", pričom tieto hviezdy sú väčšie ako planéty.[67]

Aktuálny dôkaz o Mliečnej ceste skladajúcej sa z mnohých hviezd prišiel v roku 1610, keď Galileo Galilei použil optický ďalekohľad na prieskum Mliečnej cesty a zistil, že sa skladá z množstva slabých hviezd.[68] V roku 1755 Immanuel Kant, na základe skoršej práce Thomasa Wrighta, vo svojej rozprave predpokladal, že Mliečna cesta by mohla byť rotujúcim telesom obrovského množstva hviezd, ktoré držia pohromade vďaka gravitačným silám podobným tým v slnečnej sústave, ale v oveľa väčšej mierke. Výsledný disk hviezd by bol na oblohe viditeľný ako skupina hviezd z našej perspektívy vo vnútri disku. Kant sa tiež domnieval, že hmloviny viditeľné na oblohe môžu byť individuálnymi galaxiami, podobnými Mliečnej ceste.[69]

Prvý pokus o popísanie tvaru Mliečnej cesty a pozície Slnka vo vnútri sa pokúsil Frederick William Herschel v roku 1785 pomocou postupného spočítavania množstva hviezd v rôznych oblastiach viditeľnej oblohy. Vytvoril diagram tvaru Galaxie so slnečnou sústavou v blízkosti jeho stredu. Prišiel na to, že hviezdy tvoria obrovskú sústavu v tvare šošovky. Podľa jeho predstáv sa však Slnečná sústava nachádzala v strede galaxie. Herschel tiež predpokladal, že v smere do súhvezdí Orol a Štít, kde sa Mliečna cesta zdanlivo rozdvojuje, je galaxia reálne rozdvojená. V roku 1845, Lord William Parsons Rosse skonštruoval nový ďalekohľad, ktorým bol schopný odlíšiť eliptické a špirálové hmloviny.

V roku 1917 Heber Doust Curtis pozoroval novu S Andromedae vo vnútri "veľkej hmloviny Androméda" (Messierov objekt M31). Pri kontrole fotografií objavil ďalších 11 nov. Zistil, že ich priemerná veľkosť je 10, čo znamená, že sa nachádzali v Mliečnej ceste. Curtis sa stal zástancom tzv. hypotézy "ostrovných vesmírov", podľa ktorej špirálové hmloviny boli nezávislými galaxiami.[70]

V 20-tych rokoch 20. storočia Edwin Powell Hubble využíval na svoje pozorovania nový ďalekohľad. Vďaka nemu rozlíšil vonkajšie časti niektorých "špirálových hmlovín" ako skupiny individuálnych hviezd a identifikoval niektoré premenené hviezdy Cefeidy, čo mu dovolilo odhadnúť vzdialenosti od týchto "hmlovín". Hubble zistil, že "hmloviny" sú príliš vzdialené, aby mohli byť súčasťou Mliečnej cesty.[71] V roku 1936 vytvoril Hubble systém klasifikácie galaxií, ktorá sa používa dodnes, Hubblovu schému.[72]

Budúcnosť[upraviť | upraviť zdroj]

Je takmer isté, že Galaxia sa zrazí so susednou Galaxiou Androméda. Galaxie sa k sebe približujú rýchlosťou približne pol milióna kilometrov za hodinu. Ich vzájomná vzdialenosť je asi 2,2 milióna svetelných rokov. K zrážke teda príde vo vzdialenej budúcnosti, približne za 3 – 4 miliardy rokov. Keď sa obe galaxie priblížia, stlačí gravitačný vplyv oboch galaxií ich molekulové mračná a začne masívna tvorba nových hviezd. Vytvorí sa množstvo modrosvietiacich hviezdokôp, oveľa jasnejších ako sú terajšie. Z prachu v oboch diskoch sa začnú gravitačným vplyvom a premiešaním tvoriť nové obrie hviezdy s krátkou životnosťou. Oba disky sa spoja asi za 100 miliónov rokov. Za ten čas už vybuchnú niektoré supernovy a vymetú plyn a prach von z nového útvaru. Okolo neho vznikne rovnaký obal, aký pozorujeme pri eliptických galaxiách. Z jadra bude vychádzať dlhý výtrysk podobný výtrysku z galaxie M87. Predpokladá sa, že naše Slnko, ani žiadne iné hviezdy sa navzájom nezrazia.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. a b c How large is the Milky Way?, Christian, Eric; Samar, Safi-Harb, Retrieved 2007-11-28.
  2. a b http://www.nasa.gov/worldbook/galaxy_worldbook.html
  3. http://www.scientific-web.com/en/Astronomy/Galaxies/MilkyWay.html
  4. http://www.universetoday.com/guide-to-space/milky-way/how-many-stars-are-in-the-milky-way/
  5. a b c 1538-4357/660/2/L117/abs/astro-ph/0703414, Frebel, Anna; Christlieb, Norbert; Norris, John E.; Thom, Christopher; Beers, Timothy C.; Rhee, Jaehyon (2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". The Astrophysical Journal 660: L117.
  6. a b Sun. World Book at NASA. NASA. prístup: 2010-03-22.
  7. a b Bissantz, Nicolai (2003). "Gas dynamics in the Milky Way: second pattern speed and large-scale morphology". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 340: 949. DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06358.x. arXiv:astro-ph/0212516.
  8. a b Kogut, A.; Lineweaver, C.; Smoot, G. F.; Bennett, C. L.; Banday, A.; Boggess, N. W.; Cheng, E. S.; de Amici, G.; Fixsen, D. J.; Hinshaw, G.; Jackson, P. D.; Janssen, M.; Keegstra, P.; Loewenstein, K.; Lubin, P.; Mather, J. C.; Tenorio, L.; Weiss, R.; Wilkinson, D. T.; Wright, E. L. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". Astrophysical Journal 419: 1. DOI:10.1086/173453. z 2007-05-10.
  9. FREEDMAN, Roger A.; Kaufmann, William J. (2007). Universe. WH Freeman & Co.. ISBN 0-7167-8584-6.
  10. (1998) Galaxies — Milky Way Galaxy. Encyclopedia Britannica, Inc., 618.
  11. PASACHOFF, Jay M. (1994). Astronomy: From the Earth to the Universe. Harcourt School. ISBN 0-03-001667-3.
  12. Sanders, Robert, "Milky Way Galaxy is warped and vibrating like a drum", UCBerkeley News, January 9, 2006. z 2006-05-24.
  13. Frommert, H.; Kronberg, C. (August 25, 2005). The Milky Way Galaxy. SEDS. prístup: 2007-05-09.
  14. Young, Kelly (2006-06-06). Andromeda galaxy hosts a trillion stars. NewScientist. prístup: 2006-06-08.
  15. http://arxiv.org/abs/0909.3857
  16. Milky Way fatter than first thought. The Sydney Morning Herald. Australian Associated Press: (2008-02-20). prístup: 2008-04-24.
  17. Connors, et al. (2007). "N-body simulations of the Magellanic stream". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 371: 108. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x. z 2007-01-26.
  18. Del Peloso, E. F. (2005). "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology". Astronomy and Astrophysics 440: 1153. DOI:10.1051/0004-6361:20053307. arXiv:astro-ph/0506458.
  19. Ortwin, Gerhard (2002). "Mass distribution in our galaxy". Space Science Reviews 100 (1/4): 129–138. DOI:10.1023/A:1015818111633. z 2007-03-14.
  20. Chen, W.; Gehrels, N.; Diehl, R.; Hartmann, D. (1996). "On the spiral arm interpretation of COMPTEL ^26^Al map features". Space Science Reviews 120: 315–316. z 2007-03-14.
  21. McKee, Maggie, "Bar at Milky Way's heart revealed", New Scientist, August 16, 2005. z 2009-06-17.
  22. Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Astrophysics 49 (1): 3–18. DOI:10.1007/s10511-006-0002-6.
  23. Vayntrub, Alina (2000). Mass of the Milky Way. The Physics Factbook. prístup: 2007-05-09.
  24. a b Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; Harding, P.; Olszewski, E. W.; Mateo, M.; Freeman, K. C.; Norris, J.; Shectman, S. A. (2005). "The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way" (abstract). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 364: 433–442. z 2007-05-09.
  25. Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show. (2009-01-05). prístup: 2009-01-20.
  26. Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.; Brunthaler, A.; Moscadelli, L.; Xu, Y.; Zhang, B.; Sato, M.; Honma, M.; Hirota, T.; Hachisuka, K.; Choi, Y. K.; Moellenbrock, G. A.; Bartkiewicz, A. (2009). "Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters, and Noncircular Motions". The Astrophysical Journal 700 (1): 137–148. DOI:10.1088/0004-637X/700/1/137.
  27. Gnedin, Oleg Y.; Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J. (2010). "The Mass Profile of the Galaxy to 80 kpc". arXiv eprint.
  28. Nicholos Wethington. How Many Stars are in the Milky Way?. prístup: 2010-04-09.
  29. Jerry Coffey. Absolute Magnitude. prístup: 2010-04-09.
  30. Grant. J.; Lin, B.. "The Stars of the Milky Way", Fairfax Public Access Corporation. z 2007-05-09.
  31. Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press, 50–51. ISBN 0521546230.
  32. Chandra X-ray Observatory; Jan. 6, 2003
  33. Blandford, R.D. (1999). "Origin and evolution of massive black holes in galactic nuclei".
  34. Staff (September 12, 2005). Introduction: Galactic Ring Survey. Boston University. prístup: 2007-05-10.
  35. a b Benjamin, R. A. (2008). "The Spiral Structure of the Galaxy: Something Old, Something New..." 387: 375.
    See also Bryner, Jeanna. "New Images: Milky Way Loses Two Arms", Space.com, 2008-06-03. z 2008-06-04.
  36. Imamura, Jim (August 10, 2006). Mass of the Milky Way Galaxy. University of Oregon. prístup: 2007-05-10.
  37. Harris, William E. (February 2003). Catalog of Parameters for Milky Way Globular Clusters: The Database. (text) SEDS. prístup: 2007-05-10.
  38. Dauphole, B.; Geffert, M.; Colin, J.; Ducourant, C.; Odenkirchen, M.; Tucholke, H.-J. (September 1996). "The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient.". Astronomy and Astrophysics 313: 119–128.
  39. Gnedin, Oleg Y.; Lee, Hyung Mok; Ostriker, Jeremiah P. (September 1999). "Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters". The Astrophysical Journal 522 (2): 935–949. DOI:10.1086/307659.
  40. Ibata, R.; Chapman, S.; Ferguson, A. M. N.; Lewis, G.; Irwin, M.; Tanvir, N. (2005). "On the accretion origin of a vast extended stellar disk around the Andromeda Galaxy". Astrophysical Journal 634 (1): 287–313. DOI:10.1086/491727. z 2007-05-10.
  41. Outer Disk Ring?. SolStation. prístup: 2007-05-10.
  42. Reid, Mark J. (1993). "The distance to the center of the galaxy". Annual review of astronomy and astrophysics 31: 345–372. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021. z 2007-05-10.
  43. Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T. (2003). "A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center". The Astrophysical Journal 597: L121–L124. DOI:10.1086/380188. z 2007-05-10.
  44. Horrobin, M.; Eisenhauer, F.; Tecza, M.; Thatte, N.; Genzel, R.; Abuter, R.; Iserlohe, C.; Schreiber, J.; Schegerer, A.; Lutz, D.; Ott, T.; Schödel, R. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten 325: 120–123. DOI:10.1002/asna.200310181. z 2007-05-10.
  45. Eisenhauer, F. et al. (2005). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". The Astrophysical Journal 628 (1): 246–259. DOI:10.1086/430667. z 2007-08-12.
  46. Majaess, D. J., Turner D. G., Lane D. J. (2009). "Characteristics of the Galaxy according to Cepheids". MNRAS 398: 263–270. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  47. English, Jayanne, "Exposing the Stuff Between the Stars", Hubble News Desk, 1991-07-24. z 2007-05-10.
  48. Gillman, M. and Erenler, H. (2008). "The galactic cycle of extinction". International Journal of Astrobiology 7. DOI:10.1017/S1473550408004047. z 2008-04-11.
  49. Andrew C. Overholt, Adrian L. Melott, and Martin Pohl (2009). "Testing the link between terrestrial climate change and Galactic spiral arm transit". The Astrophysical Journal Letters 705 (2): L101. DOI:10.1088/0004-637X/705/2/L101. z 2010-07-08.
  50. Leong, Stacy (2002). Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year). The Physics Factbook. prístup: 2007-05-10.
  51. GARLICK, Mark Antony (2002). The Story of the Solar System. Cambridge University. ISBN 0521803365.
  52. (2006-01-09)"Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". z 2007-10-18.
  53. Wong, Janet, "Astrophysicist maps out our own galaxy's end", University of Toronto, April 14, 2000. z 2007-01-11.
  54. Peter Schneider (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology. Springer. ISBN 3540331743.
  55. Theo Koupelis, Karl F Kuhn (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. ISBN 0763743879.
  56. Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 0521546230.
  57. Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 0521546230.
  58. Peirani, S (2006). "Mass determination of groups of galaxies: Effects of the cosmological constant". New Astronomy 11: 325. DOI:10.1016/j.newast.2005.08.008.
  59. Theo Koupelis, Karl F. Kuhn (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers, 492, Figure 16–13. ISBN 0763743879.
  60. a b A M T Jackson, R.E. Enthoven (1989). Folk Lore Notes. Asian Educational Services. ISBN 8120604857. “... According to the Puranas, the milky way or akashganga is the celestial River Ganga which was brought down by Bhagirath ...
  61. Hormusjee Shapoorjee Spencer (1965). The Aryan ecliptic cycle: glimpses into ancient Indo-Iranian religious history from 25628 B.C. to 292 A.D.. H.P. Vaswani. “... There are two "Gangas"—one terrestrial and the other "akashic" or celestial ... bear reference only to the "Akash Ganga" which is the Milky Way ...
  62. Edward C. Sachau (2001). Alberuni's India: an account of the religion, philosophy, literature, geography, chronology, astronomy, customs, laws and astrology of India about A.D. 1030. Routledge. ISBN 9780415244978. “... revolves around Kshira, i.e. the Milky Way ...
  63. Harutyunyan, Hayk (2003-08-29). "The Armenian name of the Milky Way". ArAS News 6. z 2012-01-25.
  64. a b Josep Puig Montada (September 28, 2007). Ibn Bajja. Stanford Encyclopedia of Philosophy. prístup: 2008-07-11.
  65. MOHAMED, Mohaini (2000). Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM, 49–50. ISBN 9835201579.
  66. Hamid-Eddine Bouali, Mourad Zghal, Zohra Ben Lakhdar (2005). Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography. (PDF) The Education and Training in Optics and Photonics Conference. prístup: 2008-07-08.
  67. Livingston, John W. (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99]. DOI:10.2307/600445.
  68. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002). Galileo Galilei. University of St Andrews. prístup: 2007-01-08.
  69. Evans, J. C. (November 24, 1998). Our Galaxy. George Mason University. prístup: 2007-01-04.
  70. Heber D. Curtis (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100. DOI:10.1086/132128.
  71. Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical Journal 69: 103–158. DOI:10.1086/143167.
  72. Sandage, Allan (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6). z 2007-01-08.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]

Zdroj[upraviť | upraviť zdroj]

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Milky Way na anglickej Wikipédii.