National Aeronautics and Space Administration (Dansk)
Om Billedet
fordi vi bor i Mælkevejsgalaksen, er det umuligt for os at tage et billede af dens spiralstruktur udefra. Men vi ved, at vores Mælkevej har en spiral natur fra observationer fra vores galakse(selvom det er en spærret spiral stadig diskuteres)., For at repræsentere dette blev den smukke spiralgalakse Messier 74 brugt, da den troede at være en lignende galakse som vores.
nedenfor er et billede af den rigtige Mælkevej taget af satellitten COBE. Disken og midterområdet i vores galakse er let genkendelige. Dette billede får Mælkevejen til at virke meget mere galakseagtig og mindre som den plet af stjerner, vi ser strække sig over vores nattehimmel. Det er muligt at forestille sig, hvordan vores Mælkevej kan se ud på det udefra.,
afstandsinformation
selvom lysåret er en almindeligt anvendt enhed, foretrækker astronomer en anden enhed kaldet parsec (pc). En parsec, svarende til 3.26 lysår, er defineret som den afstand, hvor 1 Astronomisk Enhed spænder over en vinkel på 1 sekund arc (1/3600 grad), Når vi bruger parsec for virkelig store afstande, vi ofte sætte et præfiks ind foran den – som kiloparsecs (kpc), der er lig med 1000 parsec – eller Megaparsecs (Mpc), svarende til en million parsec.,
Mælkevejen er omkring 1.000.000.000.000.000 km (omkring 100.000 lysår eller omkring 30 kpc) på tværs. Solen ligger ikke nær centrum af vores galakse. Det ligger omkring 8 kpc fra centrum på hvad der er kendt som Orion Arm af Mælkevejen.
Hvordan beregner vi afstande af denne størrelse
Parallaxeser giver os afstande til stjerner op til måske et par tusinde lysår. Ud over denne afstand er parallaxeser så små, end de ikke kan måles med nutidige instrumenter. Astronomer bruger mere indirekte metoder ud over et par tusinde lysår.,
metoderne til måling af stjerneafstande større end et par tusinde lysår inkluderer:
rigtige bevægelser: alle stjerner bevæger sig over himlen, men kun for nærliggende stjerner er disse bevægelser synlige, og selv da tager det årtier eller århundreder at måle. Statistisk, stjerner bevæger sig omtrent i samme hastighed; derfor, de stjerner, der ser ud til at have større bevægelser, er nærmere. Ved at måle bevægelserne fra et stort antal stjerner i en given klasse kan vi estimere deres gennemsnitlige afstand fra deres gennemsnitlige bevægelse.,
bevægelige klynger: klynger af stjerner, såsom Plejaderne og Hyades stjerneklynger, rejser sammen. Analyse af den tilsyneladende bevægelse af klyngen kan give os afstanden til den.interstellare linjer: mellemrummet mellem stjerner er ikke tomt, men indeholder en sparsom fordeling af gas. Nogle gange efterlader dette absorptionslinjer i det spektrum, vi observerer fra stjerner, der ligger ud over den interstellare gas. (Absorptionslinjer mangler farver i et kontinuerligt spektrum på grund af deres absorption af atomer eller ioner., Spektret er den vifte af farver eller bølgelængder, der opnås, når lyset spredes.) Jo længere en stjerne er, jo mere absorption observeres, da lyset har passeret mere af det interstellære medium.
omvendt-firkantet lov: den tilsyneladende lysstyrke eller størrelse af en stjerne afhænger både af dens iboende lysstyrke eller lysstyrke (hvor lys stjernen faktisk er snarere end hvor lys den ser ud) og dens afstand fra os. Den inverse-firkantede lov siger, at Flu .en fra en lysende genstand falder som kvadratet af dens afstand., Hvis vi kender en stjernes lysstyrke (for eksempel har vi en målt paralla.for en stjerne af samme type og ved, at andre af samme type vil have lignende lysstyrker), kan vi måle dens tilsyneladende lysstyrke og derefter løse for dens afstand. Der er flere variationer på dette, hvoraf mange bruges til at måle afstande til stjerner i andre galakser.Periodelysstyrkeforhold: nogle stjerner er regelmæssige pulsatorer, hvilket betyder, at deres intensitet ændres periodisk. Fysikken i deres pulsationer er sådan, at perioden for en svingning er relateret til stjernens lysstyrke., Hvis vi måler perioden for en sådan stjerne, kan vi beregne dens lysstyrke. Fra dette og dets tilsyneladende størrelse kan vi beregne dens afstand. Forholdet mellem periode og lysstyrke blev opdaget af Henrietta s .an Leavitt i 1908, da hun studerede Cepheid-Variable stjerner i de Magellanske Skyer. Cepheider, opkaldt efter Delta Cephei, den første og mest lysende af sin klasse, der skal identificeres, gør fremragende afstandsindikatorer på grund af deres periodicitet og ekstraordinære lysstyrke., Ikke kun kan de findes langt væk fra vores galakse, de kan også løses i galakser uden for vores egen. De mest lysende cepheider kan bruges til at estimere afstande til objekter så langt som 12.000.000 lysår væk.
Der er komplikationer ved brug af forholdet mellem periode og lysstyrke. For det første afhænger forholdet selv af stjernens kemiske sammensætning. For det andet kan absorptionen af visse bølgelængder af lys af det interstellære medium påvirke stjernens tilsyneladende lysstyrke og skal derfor redegøres for., Selv med disse (og andre) komplikationer giver Cepheid-variabler en glimrende måde at måle de relative afstande på. For at konvertere til absolutte afstande skal vi ideelt set måle afstanden til en nærliggende Cepheid med en anden, mere direkte metode. Der er megen debat i øjeblikket på dette område, især med hensyn til Hipparcos målinger af afstande til nærliggende cepheider. (Se den nærmeste stjerner side for mere information om Hipparcos målinger.)
interessant nok blev størrelsen af vores egen galakse diskuteret i lang tid., Det var først i begyndelsen af det 20.århundrede, at Harlo. Shapley brugte observationer af RR Lyrae variable stjerner til at estimere vores galakse”s størrelse. RR Lyrae stjerner ligner Cepheid variabler. De har relativt korte perioder, typisk på omkring en dag eller mindre, og alle RR Lyrae stjerner har omtrent samme lysstyrke. Typisk er RR Lyrae stjerner mindre lysende end cepheider, men de er meget mere almindelige. Kugleformede klynger af stjerner-sværme af gamle stjerner tæt bundet sammen af tyngdekraften og kredser i udkanten af galakser, indeholder mange variable stjerner, herunder RR Lyraes.,
Shapley kunne bruge disse til at finde afstanden til de kugleformede klynger, der omgiver vores galakse. Ikke kun var de kugleformede klynger store afstande væk, men solen lå ikke i centrum af deres fordeling, hvilket placerede solen langt fra centrum af galaksen. Shapley ” s første skøn over radius af Mælkevejen var slukket med en faktor på 2, men han gjorde et vigtigt første skridt i forståelsen af karakteren af vores galakse.
flere mere moderne metoder er blevet brugt til at kortlægge vores galakse mere præcist., Den neutrale brintgas i vores galakse udsender lys ved en bølgelængde på 21 cm; mens dette lys er usynligt for vores øjne, kan det observeres med radioteleskoper. Andre molekyler som kulilte udsender også radiobølger. Dette er meget nyttigt til kortlægning af diskdelen af vores galakse.
Hvorfor er disse afstande vigtige for astronomer?
afstand er et nyttigt værktøj på galaktisk skala. Hvis du kan måle gennemsnitshastigheden for stjerner, når de bevæger sig rundt i det galaktiske centrum og deres afstand fra Det Galaktiske centrum, kan du lave et plot kaldet en “rotationskurve”., Rotationskurven, der beskriver galaksens bevægelse, kan bruges til at bestemme mængden af masse inden for en given radius fra midten. De forudsagte rotationskurver for mange galakser (især spiralgalakser som Mælkevejen) svarer ikke til de observerede, hvilket førte til opdagelsen af mørkt stof som en forklaring på denne uoverensstemmelse. Det menes, at disse galakser består af en stor, rund halo af mørkt stof, med det synlige stof koncentreret i en disk i centrum.
rejsetid
Voyager rumfartøjet rejser væk fra solen med en hastighed på 17.,3 km / s. hvis Voyager skulle rejse til centrum af vores galakse, ville det tage mere end 450.000.000 år at rejse 8 kpc. Hvis det kunne rejse med lysets hastighed, en umulighed på grund af særlig relativitet, ville det stadig tage over 26.000 år at ankomme!ved 17, 3 km / s ville det tage Voyager over1.700.000.000 år at krydse hele Mælkevejens længde. Selv rejser med lysets hastighed, ville det tage næsten hundrede tusinde år!
tilbage