National Aeronautics and Space Administration (Deutsch)
die Bilder
Da wir uns in der Milchstraße befinden, ist es uns unmöglich, von außen ein Bild von ihrer Spiralstruktur zu machen. Aber wir wissen, dass unsere Milchstraße eine spiralförmige Natur aus Beobachtungen hat, die aus unserer Galaxie gemacht wurden (obwohl noch diskutiert wird, ob es sich um eine gesperrte Spirale handelt oder nicht)., Um dies darzustellen, wurde die schöne Spiralgalaxie Messier 74 verwendet, da sie eine ähnliche Galaxie wie unsere war.
Unten ist ein Bild der echten Milchstraße, aufgenommen vom Satelliten COBE. Die Scheibe und der Mittelbereich unserer Galaxie sind leicht erkennbar. Dieses Bild lässt die Milchstraße viel galaxienartiger erscheinen und weniger wie der Fleck von Sternen, den wir sehen, der sich über unseren Nachthimmel erstreckt. Man kann sich vorstellen, wie unsere Milchstraße aussehen könnte, wenn man von außen darauf schaut.,
Entfernungsinformationen
Obwohl das Lichtjahr eine häufig verwendete Einheit ist, bevorzugen Astronomen eine andere Einheit namens parsec (pc). Ein Parsec, gleich 3,26 Lichtjahre, ist definiert als die Entfernung, in der 1 astronomische Einheit einen Winkel von 1 Sekunde Bogen (1/3600 Grad) subtendiert Wenn wir den Parsec für wirklich große Entfernungen verwenden, setzen wir oft ein Präfix davor-wie Kiloparsecs (kpc), die gleich 1000 Parsecs sind – oder Megaparsecs (Mpc), gleich einer Million Parsecs.,
Die Milchstraße ist etwa 1.000.000.000.000.000.000 km (etwa 100.000 Lichtjahre oder etwa 30 kpc) über. Die Sonne liegt nicht in der Nähe des Zentrums unserer Galaxie. Es liegt etwa 8 km vom Zentrum entfernt auf dem sogenannten Orion-Arm der Milchstraße.
Wie berechnen wir Entfernungen dieser Größenordnung
Parallaxen geben uns Entfernungen zu Sternen bis vielleicht ein paar tausend Lichtjahre. Jenseits dieser Entfernung sind Parallaxen so klein, dass sie mit modernen Instrumenten nicht gemessen werden können. Astronomen verwenden mehr indirekte Methoden über einige tausend Lichtjahre hinaus.,
Die Methoden zur Messung von Sternentfernungen von mehr als einigen tausend Lichtjahren umfassen:
Richtige Bewegungen: Alle Sterne bewegen sich über den Himmel, aber nur für nahe gelegene Sterne sind diese Bewegungen wahrnehmbar, und selbst dann dauert es Jahrzehnte oder Jahrhunderte, um zu messen. Statistisch bewegen sich Sterne ungefähr mit der gleichen Geschwindigkeit; Daher sind die Sterne, die größere Bewegungen zu haben scheinen, näher. Durch die Messung der Bewegungen einer großen Anzahl von Sternen einer bestimmten Klasse können wir ihre durchschnittliche Entfernung von ihrer durchschnittlichen Bewegung schätzen.,
Bewegliche Sternhaufen: Sternhaufen wie Plejaden-und Hyaden-Sternhaufen reisen zusammen. Die Analyse der scheinbaren Bewegung des Clusters kann uns den Abstand dazu geben.
Interstellare Linien: Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer, sondern enthält eine spärliche Gasverteilung. Manchmal hinterlässt dies Absorptionslinien im Spektrum, die wir von Sternen beobachten, die jenseits des interstellaren Gases liegen. (Absorptionslinien sind Farben, die in einem kontinuierlichen Spektrum aufgrund ihrer Absorption durch Atome oder Ionen fehlen., Das Spektrum ist das Array von Farben oder Wellenlängen, das erhalten wird, wenn Licht dispergiert wird.) Je weiter ein Stern ist, desto mehr Absorption wird beobachtet, da das Licht mehr des interstellaren Mediums passiert hat.
Inverses Quadratgesetz: Die scheinbare Helligkeit oder Größe eines Sterns hängt sowohl von seiner inneren Helligkeit oder Leuchtkraft (wie hell der Stern tatsächlich ist und nicht wie hell er scheint) als auch von seiner Entfernung von uns ab. Das Inverse-Quadrat-Gesetz besagt, dass der Fluss von einem leuchtenden Objekt mit dem Quadrat seiner Entfernung abnimmt., Wenn wir die Leuchtkraft eines Sterns kennen (zum Beispiel haben wir eine gemessene Parallaxe für einen Stern desselben Typs und wissen, dass andere desselben Typs ähnliche Leuchtdichten haben), können wir seine scheinbare Helligkeit messen und dann lösen für seine Entfernung. Es gibt verschiedene Variationen, von denen viele verwendet werden, um Entfernungen zu Sternen in anderen Galaxien zu messen.
Periode-Leuchtkraft-Beziehung: Einige Sterne sind regelmäßige Pulsatoren, was bedeutet, dass sich ihre Intensität periodisch ändert. Die Physik ihrer Pulsationen ist so, dass die Periode einer Schwingung mit der Leuchtkraft des Sterns zusammenhängt., Wenn wir die Periode eines solchen Sterns messen, können wir seine Leuchtkraft berechnen. Daraus und seiner scheinbaren Größe können wir seine Entfernung berechnen. Die Periode-Leuchtkraft-Beziehung wurde 1908 von Henrietta Swan Leavitt entdeckt, als sie Cepheid Variable Sterne in den Magellanischen Wolken studierte. Cepheiden, benannt nach Delta Cephei, dem ersten und leuchtendsten seiner Klasse, das identifiziert werden kann, sind aufgrund ihrer Periodizität und außergewöhnlichen Helligkeit hervorragende Entfernungsindikatoren., Sie können nicht nur in den Weiten unserer Galaxie gefunden werden, sie können auch in Galaxien außerhalb unserer eigenen gelöst werden. Die leuchtendsten Cepheiden können verwendet werden, um Entfernungen zu Objekten in einer Entfernung von 12.000.000 Lichtjahren abzuschätzen.
Es gibt Komplikationen bei der Verwendung der Periode-Leuchtkraft-Beziehung. Erstens hängt die Beziehung selbst von der chemischen Zusammensetzung des Sterns ab. Zweitens kann die Absorption bestimmter Lichtwellenlängen durch das interstellare Medium die scheinbare Helligkeit des Sterns beeinflussen und muss daher berücksichtigt werden., Selbst bei diesen (und anderen) Komplikationen bieten Cepheid-Variablen eine hervorragende Möglichkeit, die relativen Entfernungen zu messen. Um in absolute Entfernungen umzuwandeln, müssen wir idealerweise die Entfernung zu einer nahe gelegenen Cepheid mit einer anderen, direkteren Methode messen. In diesem Bereich wird derzeit viel diskutiert, insbesondere in Bezug auf die Hipparcos-Messungen von Entfernungen zu nahe gelegenen Cepheiden. (Weitere Informationen zu Hipparcos-Messungen finden Sie auf der Seite mit den nächsten Sternen.)
Interessanterweise wurde die Größe unserer eigenen Galaxie lange diskutiert., Jahrhunderts, dass Harlow Shapley Beobachtungen von RR Lyrae variable Sterne verwendet, um unsere Galaxie Größe zu schätzen. RR Lyrae Sterne sind ähnlich wie Cepheid Variablen. Sie haben relativ kurze Perioden, typischerweise von etwa einem Tag oder weniger, und alle RR Lyrae Sterne haben etwa die gleiche Leuchtkraft. Typischerweise sind RR Lyrae Sterne weniger leuchtend als Cepheiden, aber sie sind viel häufiger. Kugelförmige Sternhaufen – Schwärme alter Sterne, die durch die Schwerkraft eng miteinander verbunden sind und am Rande von Galaxien kreisen, enthalten viele variable Sterne, einschließlich RR Lyraes.,
Shapley konnte damit die Entfernung zu den Kugelsternhaufen finden, die unsere Galaxie umgeben. Die Kugelsternhaufen waren nicht nur weit entfernt, sondern die Sonne lag nicht im Zentrum ihrer Verteilung, wodurch die Sonne weit vom Zentrum der Galaxie entfernt war. Shapleys erste Schätzung des Radius der Milchstraße war weg um den Faktor 2, aber er machte einen wichtigen ersten Schritt, um die Natur unserer Galaxie zu verstehen.
Mehrere modernere Methoden wurden verwendet, um unsere Galaxie genauer abzubilden., Das neutrale Wasserstoffgas in unserer Galaxie emittiert Licht mit einer Wellenlänge von 21 cm; Während dieses Licht für unsere Augen unsichtbar ist, ist es für Radioteleskope beobachtbar. Andere Moleküle wie Kohlenmonoxid emittieren auch Radiowellen. Dies ist sehr hilfreich für die Zuordnung des Datenträgerteils unserer Galaxie.
Warum sind diese Entfernungen Für Astronomen wichtig?
Entfernung ist ein nützliches Werkzeug auf der galaktischen Skala. Wenn Sie die Durchschnittsgeschwindigkeit von Sternen messen können, während sie sich um das Galaktische Zentrum und ihre Entfernung vom Galaktischen Zentrum bewegen, können Sie eine Handlung erstellen, die als „Rotationskurve“bezeichnet wird., Die Rotationskurve, die die Bewegung der Galaxie beschreibt, kann verwendet werden, um die Massenmenge innerhalb eines gegebenen Radius vom Zentrum zu bestimmen. Die vorhergesagten Rotationskurven für viele Galaxien (insbesondere Spiralgalaxien wie die Milchstraße) stimmen nicht mit den beobachteten überein, was zur Entdeckung der Dunklen Materie als Erklärung für diese Diskrepanz führte. Es wird angenommen, dass diese Galaxien aus einem großen, runden Halo dunkler Materie bestehen, wobei sich die sichtbare Materie in einer Scheibe in ihrer Mitte konzentriert.
Reisezeit
Das Raumschiff Voyager reist mit einer Geschwindigkeit von 17 von der Sonne weg.,3 km / s. Wenn Voyager in das Zentrum unserer Galaxie reisen würde, würde es mehr als 450.000.000 Jahre dauern, um den 8 kpc zu bereisen. Wenn es mit Lichtgeschwindigkeit reisen könnte, eine Unmöglichkeit aufgrund besonderer Relativität, würde es immer noch über 26,000 Jahre dauern, um anzukommen!
Bei 17, 3 km / s würde die Voyager über 1.700.000.000 Jahre dauern, um die gesamte Länge der Milchstraße zu durchqueren. Selbst wenn man mit Lichtgeschwindigkeit reist, würde es fast hunderttausend Jahre dauern!
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