National Aeronautics and Space Administration (Norsk)
Om Bildet
Fordi vi bor i melkeveien, er det umulig for oss å ta et bilde av sin spiral strukturen fra utsiden. Men vi vet at vår melkeveien har en spiral natur fra observasjoner gjort fra i vår Galakse (selv om det er en sperret spiral er fortsatt debattert)., Å representere denne, den vakre spiral galaksen Messier 74 ble brukt, som det syntes å være en lignende galaksen vår.
Nedenfor er et bilde av den virkelige melkeveien tatt av satellitten COBE. Disken og center-regionen i vår Galakse er lett gjenkjennelig. Dette bildet gjør melkeveien vises mye mer galaxy-liker og mindre som en flekk av stjernene som vi kan se som strekker seg over våre nattehimmelen. Det er mulig å forestille seg hva våre melkeveien kan se ut som ser ned på det fra utsiden.,
Avstand Informasjon
Selv om lyset i år er en vanlig brukt enhet, astronomer foretrekker en annen enhet kalt parsec (pc). En parsec, lik 3.26 lys år, er definert som avstanden som 1 Astronomisk Enhet subtends en vinkel på 1 sekund av arc (1/3600 av en grad) Når vi bruker parsec for virkelig store avstander, vi ofte sette et prefiks foran det – som kiloparsecs (kpc), som er lik 1000 parsecs – eller Megaparsecs (Mpc), tilsvarende en million parsecs.,
melkeveien er om 1,000,000,000,000,000,000 km (om lag 100.000 lysår eller om 30 kpc) over. Solen ikke ligger nær sentrum av vår Galakse. Det ligger ca 8 kpc fra midten på det som er kjent som Orion-Armen av melkeveien.
Hvordan Gjør at Vi kan Beregne Avstander i Denne Størrelsesorden
Parallaxes gi oss avstander til stjerner opp til kanskje et par tusen lysår. Utenfor denne avstanden, parallaxes er så små enn de kan ikke måles med moderne instrumenter. Astronomer bruker mer indirekte metoder utover et par tusen lysår.,
metodene for å måle stellar avstander større enn et par tusen lysår inkluderer:
Riktig objekter: Alle stjernene beveger seg over himmelen, men bare for nærliggende stjerner er disse bevegelser lesbar, og selv da det tar flere tiår eller århundrer å måle. Statistisk sett stjernene bevege seg på omtrent samme pris, derfor stjerner som ser ut til å ha større bevegelser er nærmere. Ved å måle bevegelser av et stort antall stjerner av en gitt klasse, kan vi anslå deres gjennomsnittlige avstand fra deres gjennomsnittlige bevegelse.,
du går klynger: Klynger av stjerner, slik som Pleiadene og Hyades stjerners klynger, reise sammen. Å analysere den tilsynelatende bevegelse av klyngen kan gi oss avstand til det.
Interstellar linjer: avstanden mellom stjernene er ikke tom, men inneholder en sparsom distribusjon av gass. Noen ganger dette etterlater absorpsjon linjer i spekteret vi observerer fra stjerner som ligger utenfor den interstellare gassen. (Absorpsjonslinjene er farger som mangler i et kontinuerlig spektrum på grunn av deres absorpsjon av atomer eller ioner., Spekteret er rekke farger eller bølgelengder som er oppnådd når lyset er spredt.) Ytterligere en stjerne er, desto mer absorpsjon vil bli observert, siden lyset har passert gjennom mer av det interstellare medium.
Inverse-plassen lov: Den tilsynelatende lysstyrken eller omfanget av en stjerne er avhengig både av dens iboende lysstyrke eller lysstyrke (hvor lyst det stjerners faktisk er stedet hvor lyst det ser ut) og dens avstand fra oss. Det omvendte-plassen loven sier at flux fra en lysende objekt avtar med kvadratet av avstanden., Hvis vi kjenner lysstyrken til en stjerne (for eksempel, har vi målt parallax for én stjerne av samme type og vet at andre av samme type vil ha lignende luminosities), kan vi måle sin tilsynelatende lysstyrke og deretter løse for sine avstand. Det er flere varianter av denne, og mange av dem er brukt til å måle avstander til stjerner i andre galakser.
Periode-lysstyrke forhold: Noen stjerner er vanlig pulsatorer, noe som betyr at intensiteten endringer med jevne mellomrom. Fysikk av sine impulser er slik at perioden med en svingning er knyttet til lysstyrken til stjerner., Hvis vi måler den perioden av en slik stjerne, kan vi beregne sin glød. Fra denne, og sin store halvakse, kan vi beregne avstand. Periode-lysstyrke forhold ble oppdaget av Henrietta Swan Leavitt i 1908, da hun studerte Cepheid Variable stjerner i Magellanske Skyer. Cepheids, oppkalt etter Delta Cephei, den første og mest lysende av sin klasse til å bli identifisert, gjøre god avstand indikatorer, på grunn av deres periodisitet og ekstraordinære lysstyrke., Ikke bare kan de bli funnet på langt kommer av vår Galakse, kan de også være løst i galakser utenfor vår egen. De mest lysende Cepheids kan brukes til å beregne avstander til objekter så langt som 12,000,000 lysår unna.
Det er komplikasjoner i å bruke periode-lysstyrke forhold. Første, at forholdet i seg selv er avhengig av den kjemiske sammensetningen av stjernen. For det andre, absorpsjon av visse bølgelengder av lys av det interstellare medium kan påvirke den tilsynelatende lysstyrken på stjernen, og derfor må ivaretas., Selv med disse (og andre) komplikasjoner, Cepheid Variablene gir en utmerket måte å måle den relative avstander. For å konvertere til absolutte avstander, vi ideelt sett behov for å måle avstanden til et nærliggende Cepheid med en annen, mer direkte metode. Det er mye debatt i dag i dette området, spesielt om Hipparcos måling av avstander til nærliggende Cepheids. (Se de Nærmeste Stjernene side for mer informasjon om Hipparcos målinger.)
det er Interessant, på størrelse med vår egen Galakse ble debattert i lang tid., Det var ikke før tidlig i det 20. århundre at Harlow Shapley brukt observasjoner av RR Lyrae variable stjerner for å estimere vår Galakse»s størrelse. RR Lyrae stjerner er lik Cepheid Variabler. De har relativt korte perioder, vanligvis av om en dag eller mindre, og alle RR Lyrae stjerner har omtrent samme lysstyrke. Vanligvis, RR Lyrae stjerner er mindre fleksibel enn Cepheids, men de er mye mer vanlig. Globular klynger av stjerner – svermer av gamle stjerner tett bundet sammen av tyngdekraften, og som går i bane i utkanten av galakser, inneholder mange variable stjerner, inkludert RR Lyraes.,
Shapley kunne bruke disse for å finne avstanden til globular klynger som omgir vår Galakse. Ikke bare var globular klynger store avstander unna, men Solen gjorde ikke ligger i sentrum av deres utbredelse, som plasserte Sola langt fra sentrum av Galaksen. Shapley»s første anslag for radius av melkeveien ble slått med en faktor på 2, men han gjorde et viktig første skritt i forståelsen av vår Galakse.
Flere mer moderne metoder har vært brukt for å kartlegge vår Galakse mer nøyaktig., Nøytralt hydrogen gass i vår Galakse avgir lys ved en bølgelengde på 21 cm, mens dette lyset er usynlig for våre øyne, det er observerbare for radio-teleskoper. Andre molekyler som karbonmonoksid også sender ut radiobølger. Dette er svært nyttig for å kartlegge disk del av vår Galakse.
Hvorfor Er Disse Avstandene Viktig Å Astronomer?
Avstand er et nyttig verktøy på den galaktiske skala. Hvis du kan måle den gjennomsnittlige hastigheten av stjerner når de beveger seg i det Galaktiske Sentrum og deres avstand fra det Galaktiske Sentrum, kan du gjøre en tomt som kalles en «rotasjon-kurven»., Rotasjon-kurven som beskriver bevegelsen av galaksen kan brukes til å bestemme mengden av massen innenfor en gitt radius fra sentrum. De foreslåtte rotasjon kurver for mange galakser (i særdeleshet, spiral galakser som melkeveien) don»t matche den observerte seg, noe som førte til oppdagelsen av mørk materie som en forklaring på dette avviket. Det er antatt at disse galaksene består av en stor, rund halo av mørk materie, med den synlige saken konsentrert i en disk i midten.
reisetid
Voyager-sonden er på reise vekk fra Solen med en hastighet på 17.,3 km/s. Hvis Voyager var å reise til sentrum av vår Galakse, ville det ta mer enn 450,000,000 år å reise 8 kpc. Hvis det kunne reise i lysets hastighet, en umulighet på grunn av Spesielle Relativitetsteorien, det vil fortsatt ta over 26.000 år å komme frem!
På 17.3 km/s, og det ville ta Voyager over1,700,000,000 år å komme seg gjennom hele lengden av melkeveien. Selv reiser i lysets hastighet, ville det ta nesten hundre tusen år!
Tilbake