National Aeronautics and Space Administration (Svenska)
om bilden
eftersom vi bor i Vintergatan är det omöjligt för oss att ta en bild av sin spiralstruktur från utsidan. Men vi vet att vår Vintergatan har en spiral natur från observationer gjorda inifrån vår galax (även om det är en spärrad spiral fortfarande diskuteras)., För att representera detta användes den vackra spiralgalaxen Messier 74, eftersom den trodde vara en liknande galax som vår.
nedan är en bild av den verkliga Vintergatan som tagits av satelliten COBE. Disken och mittområdet i vår galax är lätt igenkännliga. Denna bild gör Vintergatan mycket mer galaxliknande och mindre som den fläck av stjärnor vi ser sträcker sig över vår natthimlen. Det är möjligt att föreställa sig hur vår Vintergatan kan se ut att titta ner på den från utsidan.,
distansinformation
även om ljusåret är en vanlig enhet föredrar astronomer en annan enhet som heter parsec (pc). En parsec, lika med 3,26 ljusår, definieras som Avståndet där 1 Astronomisk enhet subtends en vinkel på 1 sekund av bågen (1/3600 av en grad) när vi använder parsec för riktigt stora avstånd, lägger vi ofta ett prefix framför det – som kiloparsecs (kpc), som är lika med 1000 parsecs – eller Megaparsecs (Mpc), lika med en miljon parsecs.,
Vintergatan är om 1,000,000,000,000,000,000 km (ca 100 000 ljusår eller ca 30 kpc) över. Solen ligger inte nära mitten av vår galax. Det ligger ca 8 kpc från centrum på vad som kallas Orion armen av Vintergatan.
Hur beräknar vi avstånd av denna magnitud
parallaxer ger oss Avstånd till stjärnor upp till kanske några tusen ljusår. Utöver detta avstånd är parallaxer så små än de inte kan mätas med moderna instrument. Astronomer använder mer indirekta metoder bortom några tusen ljusår.,
metoderna för att mäta stjärnavstånd som är större än några tusen ljusår inkluderar:
korrekta rörelser: alla stjärnor rör sig över himlen, men endast för närliggande stjärnor är dessa rörelser uppfattbara, och även då tar det årtionden eller århundraden att mäta. Statistiskt sett rör sig stjärnorna i ungefär samma takt. därför är stjärnorna som verkar ha större rörelser närmare varandra. Genom att mäta rörelserna hos ett stort antal stjärnor i en viss klass kan vi uppskatta deras genomsnittliga avstånd från deras genomsnittliga rörelse.,
rörliga kluster: stjärnhopar, såsom stjärnhopar i Plejaderna och Hyaderna, reser tillsammans. Analysera den uppenbara rörelsen av klustret kan ge oss avståndet till det.
interstellära linjer: utrymmet mellan stjärnorna är inte tomt, men innehåller en gles fördelning av gas. Ibland lämnar detta absorptionslinjer i det spektrum vi observerar från stjärnor som ligger bortom den interstellära gasen. (Absorptionslinjer är färger som saknas i ett kontinuerligt spektrum på grund av deras absorption av atomer eller joner., Spektrumet är matrisen av färger eller våglängder som erhålls när ljuset sprids.) Ju längre en stjärna är desto mer absorption kommer att observeras, eftersom ljuset har passerat genom mer av det interstellära mediet.
invers-square law: den skenbara ljusstyrkan eller storleken på en stjärna beror både på dess inneboende ljusstyrka eller ljusstyrka (hur ljus stjärnan faktiskt är snarare än hur ljus det verkar) och dess avstånd från oss. Den inverse-kvadratiska lagen säger att flödet från ett ljusobjekt minskar när kvadraten på dess avstånd., Om vi känner till luminositeten hos en stjärna (till exempel har vi en uppmätt parallax för en stjärna av samma typ och vet att andra av samma typ kommer att ha liknande luminositeter) kan vi mäta dess uppenbara ljusstyrka och sedan lösa för avståndet. Det finns flera variationer på detta, av vilka många används för att mäta avstånd till stjärnor i andra galaxer.
Period-luminositetsrelation: vissa stjärnor är vanliga pulsatorer, vilket betyder att deras intensitet förändras periodiskt. Fysiken i deras pulsationer är sådan att perioden för en oscillation är relaterad till stjärnans ljusstyrka., Om vi mäter perioden för en sådan stjärna kan vi beräkna dess ljusstyrka. Från detta, och dess skenbara magnitud, kan vi beräkna dess avstånd. Perioden-luminositetsförhållandet upptäcktes av Henrietta Swan Leavitt 1908 när hon studerade Cepheidvariabla stjärnor i de Magellanska molnen. Cepheids, uppkallad efter Delta Cephei, den första och mest lysande av sin klass som ska identifieras, gör utmärkta avståndsindikatorer på grund av deras periodicitet och extraordinära ljusstyrka., Inte bara kan de hittas på de avlägsna delarna av vår galax, de kan också lösas i galaxer utanför vår egen. De mest lysande Cepheiderna kan användas för att uppskatta avstånd till objekt så långt som 12.000.000 ljusår bort.
det finns komplikationer vid användning av perioden-luminositetsförhållandet. För det första beror förhållandet i sig på stjärnans kemiska sammansättning. För det andra kan absorptionen av vissa våglängder av ljus av det interstellära mediet påverka stjärnans uppenbara ljusstyrka och måste därför redovisas., Även med dessa (och andra) komplikationer ger cepheidvariabler ett utmärkt sätt att mäta de relativa avstånden. För att konvertera till absoluta avstånd behöver vi helst mäta avståndet till en närliggande Cepheid med en annan, mer direkt, metod. Det finns för närvarande mycket debatt på detta område, särskilt när det gäller Hipparcos mätningar av avstånd till närliggande cepheider. (Se närmaste Stjärnsida för mer information om Hipparcos mätningar.)
intressant nog diskuterades storleken på vår egen galax länge., Det var inte förrän tidigt på 1900-talet som Harlow Shapley använde observationer av RR Lyrae variable stars för att uppskatta galaxens storlek. RR Lyrae stjärnor liknar cepheidvariabler. De har relativt korta perioder, vanligtvis ungefär en dag eller mindre, och alla RR Lyrae stjärnor har ungefär samma ljusstyrka. Typiskt är RR Lyrae-stjärnor mindre lysande än cepheider, men de är mycket vanligare. Klotformiga stjärnhopar-svärmar av gamla stjärnor som är tätt sammanbundna av gravitation och kretsar i utkanten av galaxer, innehåller många variabla stjärnor, inklusive rr-Lyraes.,
Shapley kunde använda dessa för att hitta avståndet till de klotformiga kluster som omger vår galax. Inte bara var de klotformiga klustren stora avstånd bort, men solen låg inte i mitten av deras fördelning, vilket placerade solen långt från galaxens centrum. Shapleys första uppskattning av Vintergatans radie var av med en faktor 2, men han gjorde ett viktigt första steg för att förstå galaxens Natur.
flera modernare metoder har använts för att kartlägga vår galax mer exakt., Den neutrala vätgasen i vår galax avger ljus vid en våglängd av 21 cm; medan detta ljus är osynligt för våra ögon, är det observerbart för radioteleskop. Andra molekyler som kolmonoxid avger också radiovågor. Detta är till stor hjälp för att kartlägga diskdelen av vår galax.
Varför är dessa avstånd viktiga för astronomer?
avstånd är ett användbart verktyg på galaktisk skala. Om du kan mäta stjärnornas genomsnittliga hastighet när de rör sig runt Galactic Center och deras avstånd från Galactic Center, kan du göra en tomt som kallas en ”rotationskurva”., Rotationskurvan, som beskriver galaxens rörelse, kan användas för att bestämma mängden massa inom en given radie från mitten. De förväntade rotationskurvorna för många galaxer (i synnerhet spiralgalaxer som Vintergatan) matchar inte de observerade, vilket ledde till upptäckten av mörk materia som en förklaring till denna skillnad. Man tror att dessa galaxer består av en stor, rund halo av mörk materia, med den synliga materien koncentrerad i en skiva i mitten.
restid
rymdfarkosten Voyager reser bort från solen med en hastighet av 17.,3 km/s. om Voyager skulle resa till mitten av vår galax, skulle det ta mer än 450,000,000 år att resa 8 kpc. Om det kunde resa med ljusets hastighet, en omöjlighet på grund av speciell relativitet, skulle det fortfarande ta över 26 000 år att komma fram!
vid 17,3 km / s skulle det ta Voyager över1, 700,000,000 år att korsa hela Vintergatans längd. Även reser med ljusets hastighet, skulle det ta nästan hundra tusen år!
tillbaka