National Aeronautics and Space Administration (Polski)
About the Image
ponieważ mieszkamy w galaktyce Drogi Mlecznej, nie możemy zrobić zdjęcia jej spiralnej struktury z zewnątrz. Ale wiemy, że nasza Droga Mleczna ma spiralną naturę z obserwacji dokonanych w naszej Galaktyce (choć czy jest to spirala z poprzeczką jest nadal dyskutowana)., W tym celu wykorzystano piękną galaktykę spiralną Messier 74, uważaną za galaktykę podobną do naszej.
poniżej zdjęcie prawdziwej Drogi Mlecznej zrobione przez satelitę COBE. Obszar dysku i centrum naszej galaktyki są łatwo rozpoznawalne. Ten obraz sprawia, że droga Mleczna wygląda znacznie bardziej jak galaktyka, a mniej jak smuga gwiazd, które widzimy rozciągające się na naszym nocnym niebie. Można sobie wyobrazić, jak mogłaby wyglądać nasza Droga Mleczna patrząc na nią z zewnątrz.,
Distance Information
chociaż rok świetlny jest powszechnie używaną jednostką, astronomowie preferują inną jednostkę o nazwie parsec (pc). Parsek, równy 3,26 lat świetlnych, jest zdefiniowany jako odległość, w której 1 jednostka astronomiczna subtends kąt 1 sekundy łuku (1/3600 stopnia) kiedy używamy Parsek dla naprawdę dużych odległości, często umieszczamy przed nim przedrostek-jak kiloparsec (kpc), które są równe 1000 parseków – lub megaparsec (Mpc), równe milion parseków.,
Droga Mleczna ma około 1 000 000 000 000 000 km (około 100 000 lat świetlnych lub około 30 kpc) średnicy. Słońce nie leży w pobliżu centrum naszej Galaktyki. Leży około 8 km od centrum, na tzw. ramieniu Oriona Drogi Mlecznej.
Jak obliczyć odległości tej wielkości
paralaksy dają nam odległości do gwiazd nawet kilku tysięcy lat świetlnych. Poza tą odległością paralaksy są tak małe, że nie można ich zmierzyć współczesnymi instrumentami. Astronomowie używają bardziej pośrednich metod niż kilka tysięcy lat świetlnych.,
metody pomiaru odległości gwiazd większych niż kilka tysięcy lat świetlnych obejmują:
właściwe ruchy: wszystkie gwiazdy poruszają się po niebie, ale tylko w przypadku pobliskich gwiazd ruchy te są dostrzegalne, a nawet wtedy pomiar trwa dziesięciolecia lub wieki. Statystycznie gwiazdy poruszają się mniej więcej w tym samym tempie; dlatego gwiazdy, które wydają się mieć większe ruchy, są bliżej. Mierząc ruchy dużej liczby gwiazd danej klasy, możemy oszacować ich średnią odległość od ich średniego ruchu.,
ruchome gromady: gromady gwiazd, takie jak gromady gwiazd Plejad i Hyades, podróżują razem. Analiza pozornego ruchu gromady może dać nam odległość do niej.
linie Międzygwiazdowe: przestrzeń między gwiazdami nie jest pusta, ale zawiera rzadki rozkład gazu. Czasami pozostawia to linie absorpcyjne w widmie, które obserwujemy z gwiazd leżących poza gazem międzygwiazdowym. (Linie absorpcyjne są kolorami brakującymi w ciągłym widmie ze względu na ich absorpcję przez atomy lub jony., Widmo to tablica kolorów lub długości fal, które uzyskuje się, gdy światło jest rozproszone.) Im dalej znajduje się gwiazda, tym większa będzie absorpcja, ponieważ światło przeszło przez więcej ośrodka międzygwiazdowego.
prawo odwrotnego kwadratu: pozorna jasność lub wielkość Gwiazdy zależy zarówno od jej wewnętrznej jasności lub jasności (jak jasna gwiazda faktycznie jest, a nie jak jasna wydaje się) i jej odległości od nas. Prawo odwrotnego kwadratu mówi, że strumień świetlny obiektu zmniejsza się jako kwadrat jego odległości., Jeśli znamy jasność gwiazdy (na przykład mamy zmierzoną paralaksę dla jednej gwiazdy tego samego typu i wiemy, że inne tego samego typu będą miały podobną jasność), możemy zmierzyć jej jasność pozorną, a następnie rozwiązać jej odległość. Istnieje kilka wariacji na ten temat, z których wiele jest używanych do pomiaru odległości od gwiazd w innych galaktykach.
zależność Period-jasność: niektóre gwiazdy są regularnymi pulsatorami, co oznacza, że ich intensywność zmienia się okresowo. Fizyka ich pulsacji jest taka, że okres jednego oscylacji jest związany z jasnością Gwiazdy., Jeśli zmierzymy okres takiej gwiazdy, możemy obliczyć jej jasność. Na podstawie tego i jego pozornej wielkości możemy obliczyć jego odległość. Zależność między okresem a jasnością została odkryta przez Henriettę Swan Leavitt w 1908 roku, kiedy badała Cefeidowe Gwiazdy zmienne w obłokach Magellana. Cefeidy, nazwane na cześć Delty Cephei, pierwszej i najbardziej świecącej w swojej klasie, tworzą doskonałe wskaźniki odległości, ze względu na ich okresowość i niezwykłą jasność., Nie tylko można je znaleźć w najdalszych zakątkach naszej galaktyki, ale można je również rozwiązać w galaktykach poza naszą własną. Najjaśniejsze cefeidy można wykorzystać do oszacowania odległości do obiektów odległych o 12 000 000 lat świetlnych.
istnieją komplikacje w stosowaniu relacji okres-jasność. Po pierwsze, sama zależność zależy od składu chemicznego Gwiazdy. Po drugie, absorpcja pewnych długości fal światła przez ośrodek międzygwiazdowy może wpływać na pozorną jasność gwiazdy i dlatego musi być uwzględniona., Nawet w przypadku tych (i innych) powikłań, zmienne cefeid stanowią doskonały sposób na pomiar względnych odległości. Aby przeliczyć na odległości bezwzględne, najlepiej jest zmierzyć odległość do pobliskiej cefeidy inną, bardziej bezpośrednią metodą. Obecnie na tym obszarze toczy się wiele dyskusji, w szczególności w odniesieniu do pomiarów Hipparcos odległości do pobliskich Cefeidów. (Więcej informacji na temat pomiarów Hipparcos można znaleźć na stronie najbliższej gwiazdy.)
Co ciekawe, o wielkości naszej Galaktyki długo dyskutowano., Dopiero na początku XX wieku Harlow Shapley wykorzystał obserwacje gwiazd zmiennych RR Lyrae do oszacowania wielkości naszej Galaktyki. Gwiazdy RR Lyrae są podobne do cefeidy. Mają one stosunkowo krótkie okresy, zwykle około dnia lub krócej, a wszystkie gwiazdy RR Lyrae mają w przybliżeniu taką samą jasność. Zazwyczaj Gwiazdy RR Lyrae są mniej Świetliste niż cefeidy, ale są znacznie bardziej powszechne. Gromady kuliste gwiazd – roje starych gwiazd ściśle powiązanych ze sobą grawitacyjnie i krążących na obrzeżach galaktyk, zawierają wiele gwiazd zmiennych, w tym RR Lyraes.,
Shapley był w stanie wykorzystać je do określenia odległości do gromad kulistych otaczających naszą Galaktykę. Gromady kuliste nie tylko były oddalone od siebie o duże odległości, ale słońce nie leżało w centrum ich rozmieszczenia, co stawiało Słońce daleko od centrum galaktyki. Shapley jako pierwszy oszacował promień Drogi Mlecznej o współczynnik 2, ale zrobił ważny pierwszy krok w zrozumieniu natury naszej Galaktyki.
do dokładniejszego odwzorowania naszej Galaktyki użyto kilku nowoczesnych metod., Neutralny Gaz wodorowy w naszej Galaktyce emituje światło o długości fali 21 cm; podczas gdy światło to jest niewidoczne dla naszych oczu, jest możliwe do zaobserwowania przez radioteleskopy. Inne cząsteczki, takie jak tlenek węgla, również emitują fale radiowe. Jest to bardzo pomocne przy mapowaniu części dysku naszej Galaktyki.
dlaczego te odległości są ważne dla astronomów?
odległość jest użytecznym narzędziem w skali galaktycznej. Jeśli możesz zmierzyć średnią prędkość gwiazd poruszających się wokół centrum galaktyki i ich odległość od centrum galaktyki, możesz utworzyć wykres zwany „krzywą rotacji”., Krzywa rotacji, która opisuje ruch galaktyki, może być wykorzystana do określenia ilości masy w obrębie danego promienia od centrum. Przewidywane krzywe obrotu dla wielu galaktyk (w szczególności galaktyk spiralnych, takich jak Droga Mleczna) nie pokrywają się z obserwowanymi, co doprowadziło do odkrycia ciemnej materii jako wyjaśnienia tej rozbieżności. Uważa się, że galaktyki te składają się z dużego, okrągłego halo ciemnej materii, z widoczną materią skoncentrowaną w Dysku w jego centrum.
czas podróży
sonda Voyager oddala się od Słońca w tempie 17.,3 km / s. gdyby Voyager podróżował do centrum naszej Galaktyki, Podróżowanie 8 kpc zajęłoby ponad 450 000 000 lat. Gdyby mógł podróżować z prędkością światła, co jest niemożliwe ze względu na szczególną teorię względności, dotarcie do niego zajęłoby ponad 26 000 lat!
przy prędkości 17,3 km/s przebycie całej długości Drogi Mlecznej zajęłoby Voyagerowi ponad 1 700 000 000 lat. Nawet podróżowanie z prędkością światła zajęłoby prawie sto tysięcy lat!
powrót