National aeronautics and Space Administration (한국어)
이미지에 대해
기 때문에 우리 안에 거하는 은하수 갤럭시,그것은 우리가 사진을 찍의 나선형 구조이다. 그러나 우리가 알고 있는 우리 은하 방법으로는 나선형의 자연에서 관찰에서 우리(반복이 아니라 하나 그것은 금지 나선은 여전히 논의되고있)., 이것을 표현하기 위해 아름다운 나선 은하 메시에 74 가 사용되었는데,우리와 비슷한 은하라고 생각했습니다.
아래는 위성 COBE 가 찍은 실제 은하수의 사진입니다. 우리 은하의 디스크와 중심 영역은 쉽게 알아볼 수 있습니다. 이 이미지는 은하수가 훨씬 더 은하계와 같고 우리가 밤하늘을 가로 질러 펼쳐지는 것을 보는 별들의 얼룩처럼 덜 보이게합니다. 우리 은하수가 외부에서 내려다 보는 것처럼 보일 수있는 것을 상상하는 것이 가능합니다.,
거리 정보
지만 광년은 일반적으로 사용되는 유닛,천문학자들이 선호하는 다른 유닛이라는 파섹(pc). 는 파섹,동 3.26 빛 년,으로 정의 거리에는 1 천문 단위 subtends 각도의 1 초크(1/3600 의 정도)를 사용하면 파섹에 대한 큰 거리를,우리는 종종 접두사에 앞의 그것과 같은 kiloparsecs(kpc),동일 1000 섹 또는 Megaparsecs(Mpc),동등한 만 섹.,
은하수는 가로 질러 약 1,000,000,000,000,000,000km(약 100,000 광년 또는 약 30kpc)입니다. 태양은 우리 은하의 중심 근처에 놓여 있지 않습니다. 그것은 은하수의 오리온 팔(Orion Arm)으로 알려진 것의 중심에서 약 8kpc 가 놓여 있습니다.
어떻게 우리가 거리를 계산이 크기
시차 우리에게 먼 거리까지 별도 몇 천 광년. 그 거리를 넘어,시차는 현대 악기로 측정 할 수없는 것보다 너무 작습니다. 천문학 자들은 수천 광년 이상의보다 간접적 인 방법을 사용합니다.,
방법을 측정하는 별의 거리보다 큰지 몇 천 광년 포함한다:
적절한 움직임:모든 stars 구입한 나침반과 각도기를 이용만을 위한,근처에 스타는 이러한 움직임을 지각,심지어 다음 그것은 수십 년 동안 또는 수세기를 측정합니다. 통계적으로,별은 거의 같은 속도로 움직입니다;따라서 더 큰 움직임을 보이는 별은 더 가깝습니다. 을 측정하여 동의 별의 큰 숫자를 지정된 클래스 우리를 추정할 수 있는 그들의 평균 거리에서 자신의 평균니다.,
이동 클러스터:Pleiades 및 Hyades 스타 클러스터와 같은 별 클러스터는 함께 여행합니다. 클러스터의 명백한 움직임을 분석하면 우리에게 그것까지의 거리를 줄 수 있습니다.
성간 선:별 사이의 공간은 비어 있지 않지만 가스의 희소 분포를 포함합니다. 때때로 이것은 우리가 성간 가스 너머에있는 별에서 관찰하는 스펙트럼에 흡수 선을 남깁니다. (흡수 선은 원자 또는 이온에 의한 흡수 때문에 연속 스펙트럼에서 누락 된 색상입니다., 스펙트럼은 빛이 분산 될 때 얻어지는 색상 또는 파장의 배열입니다.)별이 멀어 질수록 빛이 성간 매질을 더 많이 통과했기 때문에 더 많은 흡수가 관찰 될 것입니다.
역 평방법:겉보기 또는 규모의 호텔에 따라 고유의 밝기 또는 광도(어떻게 밝은 별은 실제로 보다는 오히려 어떻게 밝은 것)및 그 거리에 있습니다. 역 제곱 법칙은 빛나는 물체의 플럭스가 거리의 제곱으로 감소한다고 말합니다., 우리가 알고있는 경우에도 성(예를 들어,우리는 측정 시차에 대한 별 하나의 동일한 유형이 알고있는 다른 사람이 동일한 유형의 것 유사한 luminosities),측정할 수 있는 명백한 밝기와 다음에 대한 해결의 거리입니다. 이것에 대한 몇 가지 변형이 있으며,그 중 많은 부분이 다른 은하계의 별까지의 거리를 측정하는 데 사용됩니다.
기간-광도 관계:몇 가지 별은 정기적인 맥동 장치를 의미,그들의 강도를 정기적으로 변화한다. 그들의 맥동의 물리학은 한 진동의 기간이 별의 광도와 관련이 있다는 것입니다., 우리가 그러한 별의 기간을 측정한다면,우리는 그 광도를 계산할 수 있습니다. 이것으로부터,그리고 그것의 겉보기 크기,우리는 그 거리를 계산할 수 있습니다. 기간-광도 관계는 1908 년 Henrietta Swan Leavitt 에 의해 마젤란 구름에서 Cepheid 가변 별을 연구 할 때 발견되었습니다. Cepheids 는 델타 Cephei,첫 번째 및 가장 빛나는 그것의 클래스를 확인,우수한 거리를 지표이기 때문에,그들의 주기고 특별한 밝기., 우리 은하의 먼 곳에서 발견 될 수있을뿐만 아니라 우리 자신의 바깥 은하에서도 해결 될 수 있습니다. 가장 빛나는 세 페이드는 12,000,000 광년 떨어진 물체까지의 거리를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
기간-광도 관계를 사용하는 데 합병증이 있습니다. 첫째,관계 자체는 별의 화학적 조성에 달려있다. 둘째,성간 매체에 의한 특정 파장의 빛의 흡수는 별의 겉보기 밝기에 영향을 줄 수 있으므로 설명해야합니다., 이러한(및 기타)합병증이 있더라도 Cepheid 변수는 상대 거리를 측정하는 훌륭한 방법을 제공합니다. 절대 거리로 변환하려면 다른보다 직접적인 방법으로 가까운 세 페이드까지의 거리를 이상적으로 측정해야합니다. 이 분야에서 현재 많은 논쟁이 있으며,특히 인근 세페이드까지의 거리의 히파 코스 측정에 관한 것입니다. (Hipparcos 측정에 대한 자세한 내용은 가장 가까운 별 페이지를 참조하십시오.)
흥미롭게도,우리 자신의 은하의 크기는 오랫동안 논의되었습니다., Harlow Shapley 가 rr Lyrae 가변 별의 관측을 사용하여 우리 은하의 크기를 추정 한 것은 20 세기 초반까지는 아니 었습니다. RR Lyrae 별은 Cepheid 변수와 유사합니다. 그들은 일반적으로 약 1 일 이하의 비교적 짧은 기간을 가지며,모든 RR Lyrae 별은 대략 동일한 광도를 갖는다. 일반적으로 RR Lyrae 별은 Cepheids 보다 덜 빛나지 만 훨씬 더 일반적입니다. 구형 클러스터의 별을 떼의 별을 단단히 묶여 중력 및 궤도의 외곽에서 은을 포함하는 많은 변수의 별을 포함하여,RR Lyraes.,
Shapley 는 이것들을 사용하여 우리 은하를 둘러싸고있는 구상 성단까지의 거리를 찾을 수있었습니다. 뿐만 아니라 구형 클러스터는 먼 거리다,하지만 태양이 거짓말을 하지 않았의 중심에 자신의 분포,배치는 태양의 중심에서 멀리 떨어진다. 샤플리”의 첫 번째 예측의 반경 은하수의 방법에 의해 떨어져 있었다면 요인의 2 지만,그가 만든 중요한 첫 단계에서의 본질을 이해하는 것은 우리 은하.
우리 은하를보다 정확하게 매핑하기 위해 몇 가지 더 현대적인 방법이 사용되었습니다., 중립적인 수소 가스는 우리 은하에서 빛의 파장에서 21cm;는 이 빛은 우리의 눈에 보이지 않는,그것은 관찰하는 라디오 망원경입니다. 일산화탄소와 같은 다른 분자도 전파를 방출합니다. 이것은 우리 은하의 디스크 부분을 매핑하는 데 매우 유용합니다.
이 거리가 천문학 자들에게 중요한 이유는 무엇입니까?
거리는 은하 규모에서 유용한 도구입니다. 는 경우를 측정할 수 있습의 평균 속도 별로 그들이 주위에 이동 은하계의 중심과 그들의 거리는 은하 중심에서,만들 수 있습니다 줄거리라고”회전 곡선”., 은하의 움직임을 설명하는 회전 곡선은 중심에서 주어진 반경 내의 질량의 양을 결정하는 데 사용될 수 있습니다. 예상된 회전 곡선에 대한 많은 은하(특히,나선형의 은하수 같은 은하)”t 는 경기 관람,지도의 발견은 어둠 속으로 문제에 대한 설명이 이어갈 수 있습니다. 이 은하들은 가시적 인 물질이 그 중심에있는 디스크에 집중되어있는 암흑 물질의 크고 둥근 후광으로 구성되어 있다고 생각됩니다.
여행 시간
보이저 우주선은 여행하는 태양으로부터 멀리 떨어져에서는 비율의 17.,보이저가 우리 은하의 중심으로 여행한다면 8kpc 를 여행하는 데 450,000,000 년 이상이 걸릴 것입니다. 할 수 있는 경우 여행에서 빛의 속도,불가능으로 인해 특수 상대성 이론,그것은 여전히 정복 26,000 년 도착!
17.3km/s 에서 보이저가 은하수의 전체 길이를 가로 지르는 데 1,700,000,000 년이 걸릴 것입니다. 빛의 속도로 여행하더라도 거의 십만 년이 걸릴 것입니다!
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