National Aeronautics and Space Administration (Nederlands)
About the Image
omdat we in de Melkweg wonen, is het voor ons onmogelijk om een foto van de spiraalstructuur van buitenaf te maken. Maar we weten wel dat onze Melkweg een spiraalvormige aard heeft van observaties vanuit ons melkwegstelsel (hoewel nog steeds wordt gediscussieerd of het een versperde spiraal is)., Om dit voor te stellen, werd het mooie spiraalstelsel Messier 74 gebruikt, omdat het dacht dat het een soortgelijk stelsel was als het onze.
Hieronder is een foto van de echte Melkweg genomen door de satelliet COBE. De schijf en het middengebied van ons melkwegstelsel zijn gemakkelijk herkenbaar. Dit beeld laat de Melkweg veel meer galaxy-achtig lijken en minder als de vlek van sterren die we zien zich uitstrekken over onze nachtelijke hemel. Het is mogelijk om je voor te stellen hoe onze Melkweg eruit zou kunnen zien als je er van buitenaf op neerkijkt.,
Afstandinformatie
hoewel het lichtjaar een veelgebruikte eenheid is, geven astronomen de voorkeur aan een andere eenheid, de parsec (pc) genaamd. Een parsec, gelijk aan 3,26 lichtjaar, wordt gedefinieerd als de afstand waarop 1 astronomische eenheid een hoek van 1 boogseconde (1/3600 van een graad) ondergraaft wanneer we de parsec voor echt grote afstanden gebruiken, zetten we er vaak een voorvoegsel voor – zoals kiloparsecs (kpc), die gelijk zijn aan 1000 parsecs – of Megaparsecs (Mpc), gelijk aan een miljoen parsecs.,
De Melkweg is ongeveer 1.000.000.000.000.000.000 km (ongeveer 100.000 lichtjaar of ongeveer 30 kpc) in doorsnede. De zon ligt niet in de buurt van het centrum van ons melkwegstelsel. Het ligt ongeveer 8 kpc van het centrum op wat bekend staat als de Orionarm van de Melkweg.
hoe berekenen we afstanden van deze Magnitude
Parallaxen geven ons afstanden tot sterren tot misschien een paar duizend lichtjaren. Buiten die afstand zijn parallaxen zo klein dat ze niet kunnen worden gemeten met hedendaagse instrumenten. Astronomen gebruiken meer indirecte methoden dan een paar duizend lichtjaren.,
De methoden om sterrenafstanden groter dan een paar duizend lichtjaren te meten zijn:
Eigenbewegingen: alle sterren bewegen door de hemel, maar alleen voor nabije sterren zijn deze bewegingen waarneembaar, en zelfs dan duurt het tientallen jaren of eeuwen om te meten. Statistisch gezien bewegen sterren met ongeveer dezelfde snelheid; daarom zijn de sterren die grotere bewegingen lijken te hebben dichterbij. Door het meten van de bewegingen van een groot aantal sterren van een bepaalde klasse, kunnen we hun gemiddelde afstand schatten van hun gemiddelde beweging.,
bewegende clusters: Clusters van sterren, zoals de Pleiaden en Hyades sterrenclusters, reizen samen. Het analyseren van de zichtbare beweging van de cluster kan ons de afstand geven.
interstellaire lijnen: de ruimte tussen STERREN is niet leeg, maar bevat een schaarse verdeling van gas. Soms laat dit absorptielijnen achter in het spectrum dat we waarnemen van sterren die voorbij het interstellaire gas liggen. (Absorptielijnen zijn kleuren die ontbreken in een continu spectrum vanwege hun absorptie door atomen of ionen., Het spectrum is de array van kleuren of golflengten die wordt verkregen wanneer licht wordt verspreid.) Hoe verder een ster is, hoe meer absorptie wordt waargenomen, omdat het licht door meer van het interstellaire medium is gegaan.
Inverse-square wet: de schijnbare helderheid of magnitude van een ster hangt zowel af van zijn intrinsieke helderheid of helderheid (hoe helder de ster eigenlijk is in plaats van hoe helder hij lijkt) en zijn Afstand tot ons. De inverse-kwadratenwet zegt dat de flux van een lichtgevend object afneemt als het kwadraat van zijn afstand., Als we de helderheid van een ster kennen (we hebben bijvoorbeeld een gemeten parallax voor een ster van hetzelfde type en weten dat andere van hetzelfde type vergelijkbare luminositeiten zullen hebben), kunnen we de schijnbare helderheid meten en dan oplossen voor de afstand. Er zijn verschillende variaties op dit, waarvan vele worden gebruikt om afstanden tot sterren in andere sterrenstelsels te meten.
periode-luminositeitsrelatie: sommige sterren zijn regelmatige pulsatoren, wat betekent dat hun intensiteit periodiek verandert. De fysica van hun pulsaties is zodanig dat de periode van één oscillatie gerelateerd is aan de helderheid van de ster., Als we de periode van zo ‘ n ster meten, kunnen we de helderheid ervan berekenen. Uit deze, en de schijnbare grootte, kunnen we de afstand berekenen. De periode-luminositeit relatie werd ontdekt door Henrietta Swan Leavitt in 1908 toen ze Cepheïde veranderlijke sterren bestudeerde in de Magelhaense Wolken. Cepheïden, vernoemd naar Delta Cephei, de eerste en meest lichtgevende van zijn klasse te identificeren, uitstekende afstand indicatoren, vanwege hun periodiciteit en buitengewone helderheid., Ze zijn niet alleen te vinden in de verste uithoeken van ons melkwegstelsel, ze kunnen ook worden opgelost in melkwegstelsels buiten het onze. De meest lichtgevende Cepheïden kunnen worden gebruikt om afstanden tot objecten te schatten tot 12.000.000 lichtjaar ver weg.
Er zijn complicaties bij het gebruik van de periode-helderheid relatie. Ten eerste hangt de relatie zelf af van de chemische samenstelling van de ster. In de tweede plaats kan de absorptie van bepaalde golflengten van licht door het interstellair medium de schijnbare helderheid van de ster beïnvloeden en moet er daarom rekening mee worden gehouden., Zelfs met deze (en andere) complicaties bieden Cepheïde variabelen een uitstekende manier om de relatieve afstanden te meten. Om te converteren naar absolute afstanden, moeten we idealiter de afstand tot een nabijgelegen Cepheïde meten met een andere, meer directe methode. Er is momenteel veel discussie op dit gebied, met name over de metingen van de afstand van Hipparcos tot de nabijgelegen Cepheïden. (Zie de dichtstbijzijnde sterrenpagina voor meer informatie over metingen van Hipparcos.)
interessant is dat de grootte van ons eigen sterrenstelsel lange tijd werd besproken., Pas in het begin van de 20e eeuw gebruikte Harlow Shapley waarnemingen van RR Lyrae veranderlijke sterren om de grootte van ons melkwegstelsel te schatten. RR Lyrae sterren zijn vergelijkbaar met Cepheid variabelen. Ze hebben relatief korte perioden, meestal van ongeveer een dag of minder, en alle RR Lyrae sterren hebben ongeveer dezelfde helderheid. Meestal zijn RR Lyrae-sterren minder lichtgevend dan Cepheïden, maar ze komen veel vaker voor. Bolvormige sterrenhopen-zwermen oude sterren die nauw met elkaar verbonden zijn door de zwaartekracht en in een baan aan de rand van sterrenstelsels draaien, bevatten veel veranderlijke sterren, waaronder RR Lyraes.,
Shapley kon deze gebruiken om de afstand te vinden tot de bolvormige sterrenhopen die ons melkwegstelsel omringen. Niet alleen lagen de bolhopen op grote afstand, maar ook lag de zon niet in het centrum van hun verspreiding, waardoor de zon ver van het centrum van het Melkwegstelsel kwam. Shapley ‘ s eerste schatting van de straal van de Melkweg was met een factor 2, maar hij maakte een belangrijke eerste stap in het begrijpen van de aard van ons melkwegstelsel.
verschillende meer moderne methoden zijn gebruikt om onze Melkweg nauwkeuriger in kaart te brengen., Het neutrale waterstofgas in ons melkwegstelsel straalt licht uit met een golflengte van 21 cm; terwijl dit licht onzichtbaar is voor onze ogen, is het waarneembaar voor radiotelescopen. Andere moleculen zoals koolmonoxide zenden ook radiogolven uit. Dit is erg handig voor het in kaart brengen van het schijfgedeelte van onze Melkweg.
Waarom zijn deze afstanden belangrijk voor astronomen?
afstand is een nuttig hulpmiddel op de galactische schaal. Als je de gemiddelde snelheid van sterren kunt meten terwijl ze rond het galactische centrum bewegen en hun Afstand tot het galactische centrum, kun je een plot maken die een “rotatiekromme”wordt genoemd., De rotatiekromme, die de beweging van het melkwegstelsel beschrijft, kan worden gebruikt om de hoeveelheid massa binnen een bepaalde straal van het centrum te bepalen. De voorspelde rotatiekrommen voor veel melkwegstelsels (in het bijzonder spiraalstelsels zoals de Melkweg) komen niet overeen met de waargenomen, wat leidde tot de ontdekking van donkere materie als verklaring voor deze discrepantie. Men denkt dat deze sterrenstelsels bestaan uit een grote, ronde halo van donkere materie, met de zichtbare materie geconcentreerd in een schijf in het centrum ervan.
reistijd
het ruimtevaartuig Voyager reist weg van de zon met een snelheid van 17.,3 km/ s. als Voyager naar het centrum van onze Melkweg zou reizen, zou het meer dan 450.000.000 jaar duren om de 8 kpc te reizen. Als het kon reizen met de snelheid van het licht, een onmogelijkheid als gevolg van speciale relativiteit, zou het nog steeds meer dan 26.000 jaar duren om te komen!
bij 17,3 km/s zou het Voyager meer dan 1.700.000.000 jaar kosten om de gehele lengte van de Melkweg te doorkruisen. Zelfs reizen met de snelheid van het licht, zou bijna honderdduizend jaar duren!
Back