Cefeidy – hvězdy, které lidstvu prozradily vzdálenost galaxie v Andromedě

Cefeidy jsou proměnné hvězdy, s jejichž pomocí dokážeme měřit vesmírné vzdálenosti. Ne nepodobné majákům, pomáhají naší orientaci v blízkém vesmírném okolí. Jak fungují a jak se z běžné hvězdy stane vesmírný maják?

Hvězdy, které byly podle svého prototypu delta Cephei pojmenovány cefeidiy, jsou tzv. „proměnné“. Jejich skutečná velikost a tím i zářivost se periodicky mění díky jevům, které v nich probíhají. Přitom zdaleka nejsou všechny stejně velké ani stejně zářivé. Byly pozorovány hvězdy s periodou pulzace několik dnů ale také 100 dnů. Všechny mají ale jedno společné – z trvání jejich pulzu se dá přímo odvodit jejich skutečná jasnost. A s její pomocí se dá jednoduše určit její vzdálenost. Dovolují tak měřit nekosmologické (relativně malé) vzdálenosti - například blízkých galaxií.
Patří do kategorie tzv. veleobrů, velkých jasných hvězd. Pulzování (kolísání jasnosti) cefeid činí až 1,5 magnitudy, dá se tedy velice dobře pozorovat teleskopem.
O jejich objev se zasloužila v roce 1912 Henrietta Swan  Leavitt, o které pojednával minulý blog. Objevila, že perioda, se kterou kolísá záření cefeid, závisí na jejich absolutní svítivosti. Čím vyšší svítivost, tím delší periodu jednotlivých pulzů pozorujeme.

Co způsobuje pulzování cefeid?

Proměny zářivosti cefeid jsou způsobeny tzv. Kappa-mechanismem. Při zvyšování teploty plynu se snižuje jeho průhlednost. Díky tomu se v něm hromadí záření – energie, která ho díky neprůhlednosti nemůže opustit.

Schema: první fáze mechanismu cefeid - vrstva He+ zneprůhlední. Následuje smrštění vnějších obalů hvězdy.

Cyklus cefeidy je závislý na existenci specifické vrstvy plynu - nedokonale ionizovaného helia. Helium je prvek, v jehož elektronovém obalu obíhají dva elektrony.  Ztrátou jednoho vznikne nedokonale ionizované helium (He+). Může ale také ztratit oba elektrony a vytvřit iont He++. Ve hvězdě, ze které se stane cefeida, musí být přítomna vrstva nedokonale ionizovaného helia. Při stlačení této plynové vrstvy může dojít k další ionizace He+ na He++ a nahřátí této vrstvy. To má za následek ztrátu průhlednosti.  Další záření,  které dorazí z nitra hvězdy (kde probíhá termonukleární reakce), už touto vrstvou nemůže pronikat na povrch hvězdy.
Ty části plynného obalu hvězdy, které leží nad neprůhlednou vrstvou, byly původně tlakem tohoto záření drženy v gravitační rovnováze. Teď záření chybí. Gravitace nutí tyto plynné obaly ke smršťování. Hvězda kolabuje a zmenšuje svůj poloměr.

Schema: druhá fáze cefeid - rozpínání nahřáté plynové vrstvy a její zprůhlednění. Nyní se začne rozpínat i vnější obal, který předtím kolaboval a smrštil se.

Ve vrstvě, která pulzování hvězdy způsobila mezitím vede nahromaděné záření k nárůstu teploty a k rozpínání plynu. Tím se znovu zprůhlední a dovolí záření, aby ji opustilo směrem k povrchu hvězdy. Vrchní, dosud kolabující vrstvy se nahřejí a začínají se rozpínat. Hvězda v této fázi naopak expanduje.

Schema: třetí stadium cefeidy - expandované vnější obaly se znovu smršťují a hvězda se vrací do původní podoby.

Poté, co záření vrchní vrstvy hvězdy opustilo, znovu kolabují a cefeida se smršťuje do své původní velikosti. Cyklus začíná znovu od začátku.

Jak probíhá měření vzdáleností pomocí cefeid?
Nejprve je potřeba identifikovat proměnnou hvězdu například v sousední galaxii. Delším pozorováním pak lze odvodit její perioda, se kterou pulzuje a její střední zdánlivá velikost (to znamená světlost, jakou se jeví na naší obloze).
Poté lze jednoduchou rovnicí vypočítat její absolutní (skutečná) velikost.

Z rozdílu mezi nyní už známou skutečnou velikostí a velikostí, jakou se nám jeví na obloze, lze další poměrně jednoduchou rovnicí určit její vzdálenost.

Obě rovnice obsahují konstanty, které byly odvozeny  díky kalibraci, kterou provedl poprvé v roce 1918 Harlow Shapley na observatoři Munt-Wilson. Porovnal vzdálenost cefeid s tehdy známými vzdálenostmi hvězd, získanými z měření jejich paralaxy.
Do té doby se daly měřit jen vzdálenosti u relativně blízkých objektů (do 100 světelných let). Odvodit se daly z tzv. paralaxy, zdánlivého pohybu po nebi v průběhu roku, kdy ve skutečnosti mění svou pozici jen pozorovatel, tedy naše planeta, a nikoliv blízká hvězda. U vzdálenějších objektů je paralaxa tak nízká, že přestává být rozlišitelná, proto byl rozsah těchto měření jen velice omezený.

Schema: určení paralaxy a tím i vzdálenosti blízké hvězdy.

Objev cefeid rozšířil možnosti astronomie ze zmíněných 100 světelných let na zhruba 100 miliónů světelných let. Použitelnost cefeid k určení vzdáleností hvězd omezuje předpoklad, že je vztah mezi zářivostí a periodou pulzů pro všechny hvězdy podobný.
Už v 50. letech ale zjistil Baade, že cefeidy s malou hodnotou metalicity (ty, které obsahují jen málo jiných prvků než vodík a helium) vykazují slabší zářivost, než ostatní. Rozdíl činí kolem 1,5 magnitudy. Tento jev se proto musí při výpočtu vzdáleností zohlednit.

Díky cefeidám objevil Edwin Hubble v roce 1929,

že nejasný obláček v souhvězdí Andromeda nepatří do naší galaxie.

Správně vyvodil, že nejasnou mlhovinu tvoří objekt,

který je hodně vzdálený a podobá se naší Mléčné dráze.

Znovu se tím zrelativoval náš pohled na vesmír. Země není jeho centrem. Ani Slunce, kolem kterého Země obíhá, není jeho centrem. A dokonce ani naše galaxie, Mléčná dráha, není centrem vesmíru. Ve skutečnosti je jen průměrným ostrovem hvězd, jakých je v celém vesmíru nespočet. 

Galaktické příběhy – Andromeda

Její obraz, který právě registrují pozemské teleskopy, ukazuje galaxii ve stavu, v jakém byla před 2,5 miliony let – v době, kdy naši předkové slezli ze stromů a začali trénovat vzpřímenou chůzi.

Andromeda se poprvé objevila v řecké mytologii. Byla dcerou aithiopského krále Kéfea a jeho manželky Kassiopey. Na nebi ji najdeme díky řeckému astronomovi Ptolemaiovi, který Andromedu zařadil mezi 48 tehdy známých souhvězdí.

V souhvězdí Andromedy se nachází zdroj slabšího meteorického zdroje Andromedid. Budou nejlépe vidět za pár týdnů - v listopadu. Proslulé se ale toto souhvězdí stalo díky galaxii Andromedě s oficiálním názvem M31.

 Obrázek: Galaxie v Andromedě (, Zdroj: von NASA/JPL-Caltech (NASA) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0d/Andromeda_galaxy_2.jpg)
Andromeda

Galaxie v Andromedě je od nás vzdálena 2,5 milionu světelných let. Je to nejvzdálenější objekt, jaký je pouhým okem vidět na nočním nebi. Je jedním z mála vesmírných objektů, které se k nám přibližují, místo aby se nám díky rozpínání vesmíru vzdalovaly.
Je největším členem lokální skupiny galaxií, do které patří i Mléčná dráha - má průměr 200 000 světelných let a hmotnost kolem 1000 miliard Sluncí.

V centru Andromedy pozorujeme supermasivní černou díru s hmotností 140 milionů Sluncí. Pro srovnání – černá díra v centru naší vlastní galaxie má hmotnost „jen“ 3,4 milionu Sluncí.
Nedaleko andromediny centrální černé díry pozorují vědci zajímavý jev. Rotuje kolem ní disk, složený z poměrně starých načervenalých hvězd. Uprostřed nich se naopak nachází hlouček zhruba čtyř set mladých objektů s namodralým světlem (viz schematický obrázek dole). Musely vzniknout přímo na tomto místě, nejsou totiž dostatečně staré na to, aby se sem mohly dopravit z vnějších částí galaxie. Vědci tu pozorují ještě několik zdrojů rentgenového záření, které naznačují, že v tomto akrečním disku je přítomno i několik neutronových hvězd nebo dalších, menších černých děr.

 Obrázek: Schema hvězdného disku, který obklopuje centrální černou díru galaxie v Andromedě.
Galaxie v Andromedě se k naší galaxii přibližuje rychlostí 144 km/s. Vzhledem k tomu, že oběžná dráha Slunce kolem centra galaxie míří směrem k Andromedě, je vzájemná momentálně pozorovaná rychlost Slunce a této sesterské galaxie dokonce ještě vyšší, kolem 300 km/s.

Podobně jako naše, vykazuje galaxie v Andromedě tzv. diferenciální rotaci. Rotuje jinak, než by tomu bylo u pevného tělesa – různě vzdálené oblasti mají různou rychlost oběhu kolem centra.
Plánovaná srážka Andromedy s naší galaxií

Galaxii v Andromedě doprovází při její cestě vesmírem zhruba desítka menších galaxií, které k sobě připoutala svou gravitací. Celý systém se během několika miliard let „srazí“ s Mléčnou drahou. Podobné srážky si ale nesmíme představovat jako obří kosmické katastrofy. Vzdálenosti mezi jednotlivými hvězdami obou galaxií jsou dostatečně velké na to, aby se obě galaxie jednoduše promísily. Výsledkem  nebudou srážky už existujících hvězd, ale vznik nových hvězd z mezihvězdného plynu a prachu obou galaxií, kterému dá „srážka“ impuls ke zhušťování a tvorbě nových slunečních systémů.

Pokud v té době bude ještě existovat inteligentní život, bude moci pozorovat, jak se na nočním nebi rozpustí pás Mléčné dráhy a nahradí jej miliardy nových hvězd.

Podle některých počítačových simulací bude následně Sluneční systém vynesen gravitační silou obou galaxií do okrajové oblasti nového smíšeného systému.

To už ale ze Země nikdo pozorovat nebude.

Slunce se mezitím přemění na červeného obra,

 poté, co sežehlo a zničilo nejbližší planety včetně Země.  

Galaktické příběhy – v centru čeká černá díra

Některá galaktická centra září více, než všechny hvězdy galaxie dohromady. Uprostřed ostrova hvězd, plujícího osamělým vesmírem, čeká na astronomy fascinující a tajemný objekt, fungující podle zákonů, které jsou našemu světu cizí.

Běžná galaxie má tvar velkého plochého disku se silnější středovou oblastí. V ní leží tzv. jádro, které září intenzivněji, než její okrajové oblasti. Nacházíme v něm nejvyšší koncentraci hvězd.
Některá galaktická jádra ale září tak silně,  že svou intenzitou překryjí signál celé galaxie. Tak silně, že se to nedá vysvětlit ani případnou extrémně vysokou koncentrací hvězd. Jaké procesy jsou za tento jev zodpovědné?

AGN – active galactic nuclei

První zvláštní objekty, které které vyzařovaly enormní množství energie, byly nalezeny už před sto lety. Rozvoj radioastronomie nechal jejich počet po druhé světové válce narůst na několik desítek až set tisíc. Měly různé vlastnosti, které na první pohled vylučovaly, že by se mělo jednat o stejný typ objektů. Vědci je proto nazývali různými jmény - blasary, kvazary, radiogalaxie nebo seyfertovy galaxie.

Akreční disk

je disk, vytvořený z rozptýleného materiálu obíhajícího okolo centrálního tělesa. Tím může být mladá hvězda, protohvězda, bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra. Gravitace nutí materiál v disku padat po spirále  jeho středu. Gravitační síly materiál stlačují a způsobují tak vyzařování elektromagnetického záření.
Akreční disky mladých hvězd a protohvězd září v infračerveném spektru, disky okolo neutronových hvězd a černých děr v rentgenové oblasti spektra.

Dnes víme, že se v centru extrémně jasných galaxií skrývají obří  černé díry, které „požírají“ velké množství okolní hmoty. Oblast, ze které záření vychází, je ve srovnání s velikostí galaxie velice malá. Černá díra s hmotností tří miliard Sluncí má například velikost, odpovídající velikosti našeho slunečního systému.

Centrální černá díra je obklopena diskem plynu a prachu, který dostal název akreční disk.
Hmota akrečního disku je přitahována obří gravitací černé díry. Dřív, než v ní nadobro zmizí, nahřeje se na vysokou teplotu. Ta jí dovolí, aby vyzařovala vysoce energetický druh záření, které následně přinutí zářit i okolní plyn. Zhruba deset procent aktivních galaktických center kromě toho vyzařuje velké množství radiového záření.

U některých AGN pozorují vědci tzv. „polární jet“, relativně úzký pás vysoce energetických částic. Dosahují v něm téměř rychlosti světla. Patří k těm nejintenzivnějším jevů, jaké se dají ve vesmíru spatřit.

Jejich výskyt je poměrně stejnoměrný. Nejstarší známý objekt vyslal své záření naším směrem 770 000 let po velkém třesku. Jeho částice letěly vesmírem 13 miliard let, než dopadly na pozemský teleskop. Naopak nejbližší známý jet je od nás vzdálen jen 3,2 milionu světelných let.

 Obrázek: Akreční disk kolem černé díry a polární jet.

Díra v Mléčné dráze

I naše galaxie má ve svém centru supermasivní černou díru. Na rozdíl od svých aktivních příbuzných, naštěstí téměř nezáří. Znamená to, že pohlcuje jen velmi málo hmoty. Její poslední aktivnější perioda se udála před zhruba deseti miliony let. V té době už na Zemi existoval život, dokonce život poměrně vyvinutý a komplexní. Zdá se tedy, že ani velice aktivní galaktická centra nevylučují, aby se na planetách v "postižených" galaxiích vyvinul komplexní život.
Galaktické centrum Mléčné dráhy se nachází v souhvězdí Střelce. Dostalo název Sagitarius A*. Jeho běžné, viditelné světlo nemůžeme pozorovat proto, že se mezi námi a centrem nacházejí oblaka plynu a prachu. Věda dnes disponuje dostatečně přesnou představou o jeho složení díky nepřímým pozorováním v radiové, v rentgenové a infračervené oblasti.
Centrum Mléčné dráhy tvoří černá díra s hmotností 4,31 milionu Sluncí, kterou obíhá skupina hvězd. Nejbližší z nich je vzdálená 17 světelných hodin a oběhne černou díru za 15 let.

Obrázek: dráhy planet kolem černé díry v centru Mléčné dráhy, situace z roku 2011. Zdroj: ESO, (http://cdn.eso.org/images/screen/eso1151b.jpg)

Obrázek: oblak hmoty, který je přitahován černou dírou v centru Mléčné dráhy. Zdroj: ESO, (http://cdn.eso.org/images/screen/eso1151a.jpg)

V roce 2012 byl zveřejněn snímek, zachycující oblak hmoty, který je právě přitahován galaktickým centrem Mléčné dráhy (viz obrázek nahoře). Je pravděpodobně výsledkem kolize dvou tamních hvězd. V průběhu posledních sedmi let se jeho rychlost, kterou se kolem černé díry pohybovala, téměř zdvojnásobila, na zhruba 8 miliónů km/h. Časem se nejspíš zbaví vnější hmoty a bude vypadat stejně, jako ostatní hvězdy, které obíhají kolem centra naší galaxie.

Příště: Galaktické příběhy - Andromeda

Galaktické příběhy – objev temné hmoty

Je to jedna z nejnapínavějších kapitol astronomie. Na jejím počátku stál ve třicátých letech minulého století americký astronom Fritz Zwicky. Zjistil, že hvězdokupa Coma musí obsahuvat více hmoty než vidí jeho teleskop.

Zwicky se jen nerad držel nastavených mantinelů. Byl mimo jiné považován za nepříjemného exota, nejspíš i právem. Nezvládl pro svůj objev nadchnout ani kolegy ani veřejnost. Objev byl na 40 let smeten ze stolu.

"Popelka“ Vera Rubin

Skutečný počátek výzkumu temné hmoty spadá do 70. let. Začínající americká astronomka Vera Rubin tehdy pracovala na projektu, který zkoumal teorii o rotaci vesmíru kolem své osy. V rámci svého projektu měřila Vera Rubin směr a rychlost, kterou rotují různé galaxie. Nešlo o žádný prestižní projekt. Její práci nejspíš znali jen nejbližší spolupracovníci a téměř nikdo jí nevěnoval pozornost.
 Později projekt trochu pozměnila, svým galaxiím ale zůstala věrná. Zaměřila se na rychlost, jakou rotují v galaxii jednotlivé hvězdy.
Tímto počinem se měla navždy zapsat do dějin vědy.
Předpokládaný pohyb hvězd
Hvězdy, které rotují uvnitř galaxie by se teoreticky měly chovat stejně jako planety, které rotují uvnitř sluneční soustavy.
Čím blíže k centru, tím rychlejší by měl být jejich pohyb kolem něj. Čím vzdálenější planeta, tím slabší je gravitace, kterou na ni působí centrální hvězda. Planeta proto musí rotovat pomaleji, aby mohla v soustavě zůstat – rychlejší pohyb by ji z dané soustavy vymrštil do mezihvězdného prostoru.
Tato pravidla by měla platit i v galaxiích. Čím vzdálenější je hvězda od centra, tím menší je vliv galaktické gravitace. Hvězdy u okrajů galaxií by měly rotovat pomaleji než ty, které se nacházejí v centru. Tomuto jevu vědci říkají "diferenciální rotace".
Diferenciální rotace
… je pozorována, když se různé části rotujícího tělesa pohybují různou rychlostí. Takové těleso není pevné, ale jen volně složené z jednotlivých částí. Může být také tekuté. V naší sluneční soustavě vlastní diferenciální rotaci například Slunce. Pozorujeme ji také u plynového obalu planet Jupiter a Saturn.

Pozorování odporovala teorii

Vera Rubin sestavila pověstnou rotační křivku našeho nejbližšího galaktického souseda – galaxie v Andromedě.
Měření podle očekávání ukázala, že se hvězdy této galaxie pohybují podle zákona diferenciální rotace. Tím ale veškerá podobnost s teoretickým modelem skončila.
Astronomka zjistila, že hvězdy, které se nacházejí u okrajů soustavy,rotují stejnou rychlostí jako jejich blíže jádru galaxie umístěné sestry. Pozorovaný jev se nezměnil ani tehdy, když Vera do výzkumu přibrala další a další galaxie. I hvězdy na jejich okrajích se pohybovaly příliš rychle.
Znamená to, že by se následkem této příliš rychlé rotace hvězd u okraje systému měly všechny galaxierozpadnout a jejich hvězdy by se měly rozletět do všech stran.

 Obrázek: Rychlost hvězd v běžné galaxii. U hvězd, které jsou centru nejvzdálenější, by měla rychlost rotace klesat (hnědá přerušovaná čára). Namísto toho je pozorovaná daleko vyšší rychlost (zelená přerušovaná čára).

Temná hmota

Vědci se snažili pro tento jev najít nějaké logické vysvětlení. Nejpravděpodobnějším se nakonec ukázala teorie, která předpověděla daleko vyšší celkovou hmotnost galaxie. Kromě viditelných a zářících hvězd v ní musí existovat „něco“, co naše přístroje neregistrují, co se ale podílí na její celkové hmotnosti.
Zářící hvězdy spolu s plynem a prachem, ze kterého vznikaly, tvoří zjevně jen menší část galaxie. Všechny tyto komponenty jsou uloženy v oblaku nezářící a proto jen těžko pozorovatelné hmoty, která dostala díky svým vlastnostem jméno „temná“.
Při zpětném propočtu Zwickyho objevů ze třicátých let se navíc ukázalo, že měl pravdu. V houfech galaxií je skutečně přítomná další hmota. Její množství dokonce procentuálně odpovídá tomu množství, které objevila Vera Rubin.
Vesmír obsahuje zhruba šestkrát více temné hmoty, než hmoty, kterou registrujeme teleskopy.

Obrázek: Temná hmota. V rámci projektu KiDS zkoumal VST (ESO teleskop, na náhorní plošině Paranal) části jižní oblohy. Odhalil oblaka temné hmoty. Působí gravitačně na procházející světlo vzdálené kupy galaxií. Na levém obrázku pro srovnání pozorovaná část oblohy a zkoumané galaxie tak, jak je vidí pozemské teleskopy. Na pravé části obrázku je fialovou barvou zanesena poloha a koncentrace temné hmoty. (Zdroj: Kilo-Degree Survey Collaboration/A. Tudorica & C. Heymans/ESO, http://www.eso.org/public/germany/images/eso1528a/)

Vera Rubin zemřela o vánocích 2016 ve věku 87 let. 

Když v rozhovorech popisovala svůj nejvýznamnější objev, neopomenula nikdy zdůraznit, že se věnovala tehdy nedůležitému projektu průzkumu pohybu galaxií také proto, aby nezatěžovala manžela, který by se jinak musel sám starat o jejich čtyři malé děti. Jiné, prestižnější projekty by ji totiž nutily opouštět rodinu a podnikat delší cesty k velkým teleskopům na západě USA. 

Ironií, nebo snad přízní osudu, se z bezvýznamného, okrajového projektu díky její práci stala jedna z nejdůležitějších událostí moderní astronomie. 

Galaktické příběhy - vznik a proměna galaxií

Galaxie jsou vesmírné objekty, které obsahují prach a plyn, materiál, ze kterého vznikají hvězdy a planety. Směle je můžeme nazvat továrnami na hvězdy. To, že hvězda vznikne vně galaxie je více než nepravděpodobné...

První galaxie se tvořily už v raném vesmíru. Po Velkém třesku a po éře prvního překotného rozpínání prostoru, následovala éra vzniku elementárních částic. Po jejím zakončení a po oddělení záření od hmoty se z původních nerovnoměrností vytvořila centra se zvýšenou koncentrací hmoty, která se navíc neustále zvětšovala a zintenzivňovala.
 Dnešní shluky galaxií vznikaly z hmotných center, které měly odhadem 10+15slunečních hmotností. Nejprve se nejspíše utvořilo velké množství menších galaxií, které spolu vzájemně reagovaly, spojovaly se a narůstaly do větších rozměrů.

Galaxie kdysi a dnes

Nejstarší objevená galaxie se ve vesmíru objevila pouhých několik set milionů let po Velkém třesku. Na jejím vzniku se podílela temná hmota, záhadná komponenta, která se neprojevuje ničím jiným než svou gravitací. Tvořila první fluktuace, které k sobě přitahovaly viditelnou hmotu. Po zahuštění díky gravitaci se pak pomalu vytvořil rotující galaktický disk, obří objekt, který už obsahoval dostatečné množství hmoty pro vznik hvězd.
Nejstarší galaxie, které pozorujeme, jsou tzv. eliptické galaxie. Jsou složené z relativně malých a lehkých hvězd, protože všechny hmotnější už stihly projít celým svým vývojem a explodovaly. Obohatily své okolí o prvky, které během jejich života vznikaly v jejich nitru. Barva zbylých a dodnes existujících hvězd je spíše načervenalá. Díky své menší hmotnosti jsou spíše chladnější. Svou hmotu spalují úsporně a zdrženlivě, dožívají se tedy vysokého věku.
Před deseti miliardami let existovaly galaxie, které byly desetkrát hmotnější než naše Mléčná dráha. Při porovnání starých a mladších galaxií se ukazuje, že nejaktivnější byly galaxie před deseti miliardami let. Vznikalo v nich statisticky nejvíce hvězd.
Druhy galaxií
Galaxie se obvykle dělí podle vzhledu na několik druhů. Je to systematika, kterou navrhl astronom Edwin Hubble už v roce 1936.

Obrázky: Různé druhy galaxií. 

Pro spirální galaxie je typická středová oblast kulového tvaru, z které vycházejí jednotlivá spirální ramena. Středová oblast obsahuje starší a načervenalé hvězdy.Ve spirálních ramenech se nacházejí naopak mladé hvězdy a mračna mezihvězdné hmoty, ze které tyto hvězdy vznikají. Spirální galaxie patří k těm nejmladším.

Spirální galaxie s příčkou jsou podobné běžným spirálním galaxiím. Jejich spirální ramena se ale nenapojují na jádro přímo, ale přes příčku, která se otáčí stejnoměrně spolu s jádrem.

V eliptické galaxii jsou hvězdy naopak rozloženy symetricky a jejich hustota ubývá rovnoměrně od středu k okraji. Neobsahují téměř žádný mezihvězdný plyn a prach, takže v nich nevznikají žádné nové hvězdy. Většina jejich hvězd má poměrně malou hmotnost, zhruba jako Slunce, případně ještě menší. Tyto galaxie mají díky svému obsahu malých a relativně chladných hvězd spíše červenou barvu. Patří mezi nejstarší galaxie. Eliptické galaxie tvoří jedny z nejmasivnějších známých galaktických systémů a mohou mít i desetkrát více hmoty než naše Mléčná dráha. Většina z nich je ale daleko menší a má zářivost jen zhruba 10+7 Sluncí.

Tzv. čočková galaxie je přechodným typem galaxie mezi spirální a eliptickou galaxií. V její struktuře se dá rozeznat jádro a disk, chybí ale spirální ramena. Ani v ní nenacházíme mladé hvězdy nebo větší množství mezihvězdného plynu a prachu.

Jako nepravidelná galaxie je označována ta, která neodpovídá žádnému předchozímu typu. Její vzhled bývá chaotický, bez náznaku spirálních ramen nebo eliptického vzhledu. Zhruba čtvrtina z celkového počtu galaxií spadá do této kategorie. Většina nepravidelných galaxií byla původně spirální nebo eliptická. Deformovala se působením gravitace, takže získala svůj nepravidelný tvar. Tyto galaxie obsahují velké množství mezihvězdné hmoty, ze které vznikají nové hvězdy.

Podle základních vlastností se dají definovat ještě další druhy.
Trpasličí galaxie jsou miniaturní verzí větších galaxií. Hvězdy v nich často tvoří nepravidelné formace bez symetrické struktury. Je to nejčastější typ galaxie.

Galaxie, které vyzařují většinu energie ze svého centra, dostaly jméno po svém objeviteli – Seyfertovy galaxie. Kolem jejich jádra pozorujeme plyn, pohybující se rychlostmi až 30 000 km/s. Dělí se dále na dvě podskupiny: Seyfert-I mají horké jádro, teplé i několik set tisíc stupňů Kelvina. Září v rentgenové , ultrafialové a infračervené části spektra. Seyfert-II galaxie vyzařují většinou v radio- a infračervené oblasti. Jsou příbuzné kvazarů, u kterých nese za centrální aktivní oblast zodpovědnost černá díra.

Některé z galaxií, charakterizované extrémně silným zářením v infračervené oblasti, patří spolu s kvazary k nejjasnějším pozorovaným vesmírným objektům. Vzniká v nich větší množství nových hvězd (kolem 100 za rok). Díky této vlastnosti dostaly název Straburst-galaxie.

Galaktické rodiny a struktura vesmíru

Jednotlivé galaxie se podobně jako hvězdy nepohybují vesmírem osamoceně. Jsou součástí skupin, sestávajících z několika až několika tisíc jednotek, tzv. clusterů. Ty se zase sdružují do větších systémů, které jsou někdy až 100 Mpc (326 miliónů světelných let) dlouhé. Zatímco clustery vykazují ve svém centru větší hustotu, superclustery mají vláknitý nebo plástvový charakter bez zřetelných centrálních částí. Vytvářejí typickou síťovitou strukturu vesmírné hmoty.
Galaktické kolize
I když pojmenování "galaktické kolize" navozuje dojem obzvláště nebezpečné katastrofy, nejedná se ve skutečnosti o dramatický jev, ani o opravdovou kolizi jednotlivých hvězd.
Za kolizi galaxií považují vědci přiblížení dvou galaktických objektů, které se navzájem ovlivní svým gravitačním polem. Opravdové srážky hvězd v galaxiích jsou díky velkým vzdálenostem, které mezi sebou mají, prakticky vyloučeny. Srážka dvou galaxií navíc probíhá velice pomalu. Oba objekty se spíše jen navzájem promísí. Hvězdy obou původních systémů získají nové oběžné dráhy a postupem času vytvoří nový, větší systém.
Kolize dvou galaxií trvá i několik miliónů let. Hvězdy, které se náhle ocitnou v relativní blízkosti jiných, se zaangažují hlavně gravitačním vlivem na mezihvězdný prach a plyn. To vede ke zhušťování mezihvězdné hmoty a tím i k intenzivnímu vzniku nových hvězdných soustav. Kolize galaxií tedy nejsou katastrofami, ale spíše šancí ke vniku další generace nových hvězd. Je to velice častý jev – na většině pozorovaných galaxií vidíme změny, způsobené kolizí s jiným systémem.