Národní úřad pro Letectví a kosmonautiku (Čeština)
informace O Obrázku
protože přebýváme v galaxii Mléčné dráhy, není pro nás možné vyfotit její spirální strukturu zvenčí. Ale víme, že naše Mléčná dráha má spirální povahu z pozorování z naší Galaxie (i když o tom, zda se jedná o vyloučenou spirálu, se stále diskutuje)., K tomu byla použita krásná spirální galaxie Messier 74, protože se považovala za podobnou galaxii jako ta naše.
níže je obrázek skutečné Mléčné dráhy pořízené družicí COBE. Disk a středová oblast naší Galaxie jsou snadno rozpoznatelné. Tento obrázek je Mléčná dráha se objeví mnohem více galaxy-líbí, a méně jako rozmazání hvězd vidíme, táhnoucí se po celé naší noční obloze. Je možné si představit, jak by naše Mléčná dráha mohla vypadat, když se na ni dívá zvenčí.,
Informace o Vzdálenosti
i když světelný rok je běžně používaná jednotka, astronomové preferují různé jednotky zvané parsek (pc). Parsek, rovná 3.26 světelných let, je definována jako vzdálenost, ve které 1 Astronomická Jednotka svírá úhel 1 sekundu z arku (1/3600 stupně), Když jsme se použít parsek pro opravdu velké vzdálenosti, často jsme se dát předponu před -, jako kiloparsecs (kpc), která se rovná 1000 parseků – nebo Megaparseky (Mpc), která se rovná milion parseků.,
Mléčná dráha je asi 1 000 000 000 000 000 000 000 km (asi 100 000 světelných let nebo asi 30 kpc) napříč. Slunce neleží v blízkosti středu naší Galaxie. Leží asi 8 kpc od centra na tom, co je známé jako Orion rameno Mléčné dráhy.
jak vypočítáme vzdálenosti této velikosti
paralaxy nám dávají vzdálenosti hvězd až do několika tisíc světelných let. Za touto vzdáleností jsou paralely tak malé, že je nelze měřit současnými nástroji. Astronomové používají více nepřímých metod po několika tisících světelných let.,
metody měření hvězdné vzdálenosti větší než několik tisíc světelných let patří:
Správné pohyby: Všechny hvězdy se pohybují po obloze, ale jen na blízké hvězdy, jsou tyto pohyby zřetelné, a i pak to trvá desítky let nebo staletí, aby se opatření. Statisticky, hvězdy se pohybují přibližně stejnou rychlostí; proto, hvězdy, které se zdají mít větší pohyby, jsou blíže. Měřením pohybů velkého počtu hvězd dané třídy můžeme odhadnout jejich průměrnou vzdálenost od jejich průměrného pohybu.,
pohybující se klastry: shluky hvězd, jako jsou Plejády a hvězdokupy Hyades, cestují společně. Analýza zjevného pohybu clusteru nám může dát vzdálenost k němu.
mezihvězdné čáry: prostor mezi hvězdami není prázdný, ale obsahuje řídké rozložení plynu. Někdy to zanechává absorpční linie ve spektru, které pozorujeme od hvězd, které leží za mezihvězdným plynem. (Absorpční čáry jsou barvy chybějící v kontinuálním spektru kvůli jejich absorpci atomy nebo ionty., Spektrum je pole barev nebo vlnových délek, které se získají při rozptýlení světla.) Čím dále je hvězda, tím větší absorpce bude pozorována, protože světlo prošlo více mezihvězdného média.
Inverzní-náměstí zákon: zdánlivý jas nebo velikost hvězdy závisí jak na jeho vnitřní jas nebo jas (jak jasná hvězda je ve skutečnosti, spíše než to, jak světlý se zdá) a jeho vzdálenost od nás. Zákon o inverzním čtverci říká, že tok ze světelného objektu klesá jako čtverec jeho vzdálenosti., Pokud víme, že svítivost hvězdy (například, máme měřit paralaxy pro jednu hvězdu stejného typu a vím, že ostatní stejného typu budou mít podobné zářivý výkon), můžeme změřit jeho zdánlivý jas a pak řešit její vzdálenost. Existuje několik variant, z nichž mnohé se používají k měření vzdáleností hvězd v jiných galaxiích.
Period-luminosity relation: některé hvězdy jsou pravidelné pulsátory, což znamená, že se jejich intenzita pravidelně mění. Fyzika jejich pulzací je taková, že doba jedné oscilace souvisí se svítivostí hvězdy., Pokud změříme dobu takové hvězdy, můžeme vypočítat její svítivost. Z toho a jeho zdánlivé velikosti můžeme vypočítat jeho vzdálenost. Období-svítivost vztahu byla objevena Henrietta Swan Leavittová v roce 1908, kdy studovala Cefeidy Proměnné hvězdy v Magellanova Mračna. Cefeidy, pojmenovaný po Delta Cephei, první a nejvíce zářící ve své třídě identifikovat, aby vynikající vzdálenost indikátory, protože jejich periodicita a mimořádný jas., Nejen, že je lze nalézt na vzdálených tocích naší galaxie,ale mohou být také vyřešeny v galaxiích mimo naše vlastní. Nejsvětlejší Cepheidy lze použít k odhadu vzdáleností k objektům až do vzdálenosti 12 000 000 světelných let.
existují komplikace při používání vztahu period-luminosity. Za prvé, samotný vztah závisí na chemickém složení hvězdy. Za druhé, absorpce určitých vlnových délek světla mezihvězdným médiem může ovlivnit zdánlivý jas hvězdy, a proto musí být zohledněna., I s těmito (a dalšími) komplikacemi poskytují proměnné Cepheid vynikající způsob měření relativních vzdáleností. Chcete-li převést na absolutní vzdálenosti, musíme v ideálním případě měřit vzdálenost k blízkému Cepheidu jinou, přímější metodou. V této oblasti je v současné době mnoho debat, zejména pokud jde o měření Hipparcos vzdáleností k blízkým Cepheidům. (Další informace o měření Hipparcos naleznete na stránce nejbližší hvězdy.)
zajímavé je, že velikost naší vlastní galaxie byla dlouho diskutována., Teprve na počátku 20. století, že Harlow Shapley používá pozorování RR Lyrae proměnných hvězd odhadnout velikost naší Galaxie. Hvězdy RR Lyrae jsou podobné proměnným Cepheid. Mají relativně krátkou dobu, obvykle asi jeden den nebo méně, a všechny hvězdy RR Lyrae mají přibližně stejnou světelnost. Typicky jsou hvězdy RR Lyrae méně světelné než Cepheidy, ale jsou mnohem častější. Kulové shluky hvězd-roje starých hvězd pevně svázané gravitací a obíhající na okraji galaxií obsahují mnoho proměnných hvězd, včetně RR Lyry.,
Shapley je dokázal použít k nalezení vzdálenosti od kulových hvězdokup, které obklopují naši galaxii. Nejen, že kulové shluky byly velké vzdálenosti, ale slunce neleželo ve středu jejich distribuce, která umístila slunce daleko od středu Galaxie. Shapleyho první odhad poloměru Mléčné dráhy byl pryč faktorem 2, ale udělal důležitý první krok v pochopení povahy naší Galaxie.
několik dalších moderních metod bylo použito k přesnější mapování naší Galaxie., Neutrální vodíkový plyn v naší Galaxii vyzařuje světlo na vlnové délce 21 cm; zatímco toto světlo je pro naše oči neviditelné, je pozorovatelné pro rádiové dalekohledy. Jiné molekuly, jako je oxid uhelnatý, také emitují rádiové vlny. To je velmi užitečné pro mapování diskové části naší Galaxie.
proč jsou tyto vzdálenosti důležité pro astronomy?
vzdálenost je užitečný nástroj na galaktické stupnici. Pokud můžete měřit průměrnou rychlost hvězdy, jak se pohybovat kolem Galaktického Středu a jejich vzdálenosti od Galaktického Centra, můžete si děj nazývá „rotační křivky“., Křivka rotace, která popisuje pohyb galaxie, může být použita k určení množství hmoty v daném poloměru od středu. Předpokládané rotační křivky pro mnoho galaxií (zejména spirální galaxie jako Mléčná dráha) neodpovídají pozorovaným, což vedlo k objevu temné hmoty jako vysvětlení tohoto rozporu. Předpokládá se, že tyto galaxie se skládají z velkého, kulatého halo temné hmoty, přičemž viditelná hmota je soustředěna na disku ve středu.
doba jízdy
kosmická loď Voyager cestuje od Slunce rychlostí 17.,3 km/s. Když byl Voyager cestovat do centra naší Galaxie, to bude trvat více než 450,000,000 let cestovat 8 kpc. Pokud by to mohlo cestovat rychlostí světla, nemožnost kvůli zvláštní relativitě, trvalo by to více než 26 000 let!
17,3 km/s, to by se Voyager over1,700,000 000 let procházet celé délce Mléčné dráhy. Dokonce i cestování rychlostí světla by trvalo téměř sto tisíc let!
zpět