National Aeronautics and Space Administration (Suomi)
Kuva
koska asumme Linnunradan galaksissa, on mahdotonta ottaa kuvaa sen spiraalirakenteesta ulkopuolelta. Mutta me tiedämme, että linnunrata on kierre, luonto havaintoja valmistettu galaksissamme (tosin, onko se on estetty spiraali keskustellaan edelleen)., Tätä edustamaan käytettiin kaunista spiraaligalaksi Messier 74: ää, koska sen ajateltiin olevan samanlainen galaksi kuin meidän.
alla on COBE-satelliitin ottama kuva todellisesta Linnunradasta. Galaksimme kiekko-ja keskusta-alue on helposti tunnistettavissa. Tämä kuva saa Linnunradan näyttämään paljon galaksimaisemmalta ja vähemmän samalta kuin yötaivaan yli ulottuvien tähtien tuhru. On mahdollista kuvitella, miltä Linnunrata voisi näyttää, kun sitä katsoo ulkoa alas.,
Matka Tiedot
Vaikka valo vuosi on yleisesti käytetty yksikkö, tähtitieteilijät haluavat eri yksikkö nimeltään parsekin (pc). Parsekin, yhtä 3.26 valovuotta, on määritelty etäisyys, jossa 1 Astronominen Yksikkö kaariminuutin kulmassa 1 toinen arc (1/3600 asteen), Kun käytämme parsekin todella suuret etäisyydet, me usein laittaa etuliite edessä – kuten kiloparsecs (kpc), jotka ovat suuruudeltaan 1000 parsekin – tai Megaparsecs (Mpc), yhtä miljoonaa parsekia.,
linnunrata on noin 1,000,000,000,000,000,000 km (noin 100 000 valovuotta eli noin 30 kpc) poikki. Aurinko ei ole lähellä galaksimme keskustaa. Se sijaitsee noin 8 kpc keskustasta niin sanotulla Linnunradan Orion-käsivarrella.
Miten lasketaan tämän magnitudin etäisyydet
Parallakset antavat meille etäisyyksiä tähdille jopa ehkä muutaman tuhannen valovuoden verran. Tuon etäisyyden jälkeen parallaksit ovat niin pieniä, ettei niitä voida mitata aikalaisvälineillä. Tähtitieteilijät käyttävät epäsuorempia menetelmiä yli muutaman tuhannen valovuoden.,
menetelmät mitata tähtien etäisyyksiä enemmän kuin muutama tuhat valovuotta ovat:
Oikea liikkeet: Kaikki tähdet liikkuvat taivaalla, mutta vain lähellä tähdet ovat nämä liikkeet havaittavissa, ja silloinkin se kestää vuosikymmeniä tai vuosisatoja mitata. Tilastollisesti tähdet liikkuvat suunnilleen samaa tahtia; siksi tähdet, joilla näyttää olevan suurempia liikkeitä, ovat lähempänä. Mittaamalla tietyn luokan tähtien suuren määrän liikkeitä voimme arvioida niiden keskimääräisen etäisyyden niiden keskimääräisestä liikkeestä.,
Moving klusterit: Klustereita tähteä, kuten Seulaset ja Hyades star klustereita, matkustaa yhdessä. Klusterin näennäisen liikkeen analysointi voi antaa meille etäisyyden siihen.
tähtienväliset linjat: tähtien välinen avaruus ei ole tyhjä, vaan sisältää niukasti kaasua. Joskus tämä jättää absorptioviivoja spektriin, jota tarkkailemme tähtienvälisen kaasun ulkopuolella olevista tähdistä. (Absorptioviivat ovat jatkuvassa spektrissä puuttuvia värejä, koska ne imeytyvät atomien tai ionien vaikutuksesta., Spektri on värien tai aallonpituuksien joukko, joka saadaan valon hajotessa.) Mitä kauempana tähti on, sitä enemmän absorptiota havaitaan, sillä valo on kulkenut tähtienvälisen väliaineen läpi.
Inverse-square law: näennäinen kirkkaus tai suuruus tähti riippuu sekä sen luontainen kirkkaus tai valoisuus (kuinka kirkas tähti todella on sen sijaan, miten kirkas se näyttää) ja sen etäisyys meistä. Käänteisneliölain mukaan valovirran tulo valovoimaisesta kohteesta vähenee, kun sen etäisyyden neliö pienenee., Jos me tiedämme, valoisuus tähti (esimerkiksi, meillä on mitattu parallaksi yhden tähden samaa tyyppiä ja tietää, että muissa samaa tyyppiä on samanlainen luminosities), voimme mitata sen näennäinen kirkkaus ja sitten ratkaista sen etäisyys. Tästä on useita variaatioita, joista monet mittaavat etäisyyksiä muiden galaksien tähtiin.
Period-luminositeettisuhde: jotkut tähdet ovat säännöllisiä pulsaattoreita, eli niiden voimakkuus muuttuu määräajoin. Fysiikan niiden sykkeet on sellainen, että yhden värähtely liittyy valoisuus tähti., Jos mittaamme tällaisen tähden ajan, voimme laskea sen luminositeetin. Tästä ja sen näennäisestä suuruudesta voimme laskea sen etäisyyden. Ajan-kirkkaus suhteessa löysi Henrietta Swan Leavitt vuonna 1908, kun hän opiskeli Cepheid Muuttuja tähdet Magellanin Pilviä. Cepheids, nimetty Delta Cephei, ensimmäinen ja kaikkein valoisa sen luokan voidaan tunnistaa, tehdä erinomainen etäisyyden indikaattoreita, koska niiden jaksotus ja ylimääräinen kirkkaus., Sen lisäksi, että ne löytyvät galaksimme kaukaa, ne voidaan ratkaista myös oman galaksimme ulkopuolella olevissa galakseissa. Kaikkein valoisa Cepheids voidaan arvioida etäisyydet esineitä, sikäli kuin 12,000,000 valovuoden päässä.
period-luminositeettisuhteen käytössä on komplikaatioita. Ensinnäkin suhde itsessään riippuu tähden kemiallisesta koostumuksesta. Toiseksi tähtienvälisen väliaineen tiettyjen valon aallonpituuksien absorptio voi vaikuttaa tähden näennäiseen kirkkauteen, ja siksi se on otettava huomioon., Näistä (ja muista) komplikaatioista huolimatta Cepheid-muuttujat tarjoavat erinomaisen tavan mitata suhteellisia etäisyyksiä. Muuntaa ehdoton matkoilla, mieluiten täytyy mitata etäisyys läheiseen Cepheid toinen, suorempi tapa. Tällä alalla käydään tällä hetkellä paljon keskustelua erityisesti Hipparcos-mittauksista, jotka koskevat etäisyyksiä läheisiin Cepheideihin. (Katso lisätietoja Hipparcosin mittauksista lähimmältä Tähdensivulta.)
mielenkiintoista on, että oman galaksimme koosta väiteltiin pitkään., Vasta 1900-luvun alussa Harlow Shapley käytti havaintoja RR Lyrae-muuttuvista tähdistä arvioidakseen galaksimme kokoa. RR Lyrae-tähdet muistuttavat Cepheid-muuttujia. Niillä on suhteellisen lyhyitä jaksoja, tyypillisesti noin vuorokauden tai vähemmän, ja kaikilla RR Lyrae-tähdillä on suunnilleen sama luminositeetti. Tyypillisesti, RR Lyrae-tähdet ovat yhtä valoisa kuin Cepheids, mutta ne ovat paljon yleisempiä. Pallomainen klustereita tähteä – laumoittain vanhoja tähtiä tiukasti sidottu toisiinsa painovoiman ja kiertävät laitamilla galakseja, jotka sisältävät monia muuttuvia tähtiä, kuten RR Lyraes.,
Shapley pystyi näillä löytämään etäisyyden Galaksiamme ympäröiviin pallomaisiin klustereihin. Ei vain olivat pallomainen klustereita pitkiäkin matkoja pois, mutta Aurinko ei valehtele keskellä niiden jakelu, joka sijoittaa Aurinko kaukana Galaksin keskustasta. Shapleyn ensimmäinen arvio Linnunradan säteestä oli pois kertoimella 2, mutta hän teki tärkeän ensiaskeleen galaksimme luonteen ymmärtämisessä.
galaksimme tarkempaan kartoitukseen on käytetty useita uudenaikaisempia menetelmiä., Galaksimme neutraali vetykaasu säteilee valoa 21 cm: n aallonpituudella; vaikka tämä valo on silmillemme näkymätön, se on havaittavissa radioteleskoopeilla. Myös muut molekyylit kuten hiilimonoksidi säteilevät radioaaltoja. Tämä on erittäin hyödyllistä kartoittaa levy osa meidän galaksi.
miksi nämä etäisyydet ovat tärkeitä tähtitieteilijöille?
Etäisyys on hyödyllinen työkalu galaktisessa mittakaavassa. Jos voit mitata keskinopeus tähdet, koska ne liikkuvat ympäri Galaktinen Keskus ja niiden etäisyys Galaktinen Center, voit tehdä juoni kutsutaan ”kierto käyrä”., Kierto käyrä, joka kuvaa liikkeen galaxy voidaan käyttää määrittämään määrä massa tietyllä säteellä keskustasta. Ennustettu kierto käyrät monet galaksit (erityisesti, kierre galaksit, kuten linnunrata) don”t vastaavat havaittu niistä, joka johti löytö pimeän aineen selitykseksi tähän ristiriita. Näiden galaksien arvellaan koostuvan suuresta, pyöreästä pimeän aineen sädekehästä, jonka keskellä näkyvä aines on keskittynyt kiekkoon.
Matka-Aika
Voyager avaruusalus on matkalla poispäin Auringosta nopeudella 17.,3 m/s. Jos Voyager oli matkustaa Galaksimme keskustasta, se kestää yli 450.000.000 vuotta matkustaa 8 kpc. Jos se pystyisi kulkemaan valon nopeudella, mikä on mahdottomuus erityisen suhteellisuusteorian vuoksi, saapuminen veisi silti yli 26 000 vuotta!
17.3 km/s, se veisi Voyager over1,700,000,000 vuotta kulkea koko pituus Linnunradan. Jopa valonnopeudella kulkeminen veisi lähes satatuhatta vuotta!
Takaisin