Vintergatan, från den ljusa stjärnan Sirius i det övre högra hörnet ända ner till Eta Carina, den röda nebulosan synlig i horisonten, sett från Florida Keys. Se fler bilder på Vintergatan. Tony Hallas/Science Fiction/Getty Images En titt på natthimlen när som helst på året kommer att avslöja ett svagt band av ljus som sträcker sig över himlen, antingen genom mitten eller nära horisonten. De gamla grekerna såg detta ljusband och kallade det "galaxies kuklos, "för" mjölkcirkel. "Romarna kallade det" Vintergatan. "År 1610, Galileo använde de första teleskopen och bestämde att Vintergatans ljus kommer från miljarder dimma stjärnor som omger oss.
I århundraden, astronomer ställde många grundläggande frågor om Vintergatan. Vad är det? Vad är den gjord av? Hur är den formad? Dessa frågor var svåra att svara på av flera skäl.
1900 -talet innebar stora framsteg inom teleskopteknik. Stor optisk, radio, infraröd, och röntgenteleskop (både markbaserade och kretsande rymdteleskop) gjorde det möjligt för astronomer att titta igenom de stora mängderna damm och långt ut i rymden. Med dessa verktyg, de skulle kunna sätta ihop hur Vintergatan faktiskt ser ut.
Det de upptäckte var fantastiskt:
Följ oss på en upptäcktsresa när vi utforskar Vintergatan. Vi ska undersöka hur astronomer räknade ut dess form, storlek och struktur. Vi ska titta på hur stjärnorna i den rör sig och hur Vintergatan kan jämföras med andra galaxer.
Innehåll
Som vi nämnde, Galileo upptäckte att Vintergatan är gjord av svaga stjärnor, men hur är det med dess form? Hur kan du se formen på något om du är inne i det? I slutet av 1700 -talet, astronomen Sir William Herschel tog upp denna fråga. Herschel resonerade att om Vintergatan var en sfär, vi borde se många stjärnor i alla riktningar. Så, han och hans syster Caroline räknade stjärnorna i mer än 600 områden på himlen. De fann att det fanns fler stjärnor i riktningarna för Vintergatans band än ovanför och under. Herschel drog slutsatsen att Vintergatan var en skivformad struktur. Och eftersom han hittade ungefär samma antal stjärnor i alla riktningar längs disken, han drog slutsatsen att solen var nära skivans mitt.
Omkring 1920, en holländsk astronom vid namn Jacobus Kapetyn mätte de skenbara avstånden till närliggande och avlägsna stjärnor med hjälp av parallaxtekniken. Eftersom parallax innebar att mäta stjärnornas rörelser, han jämförde rörelser från avlägsna stjärnor med närliggande. Han drog slutsatsen att Vintergatan var en skiva cirka 20 kiloparsek, eller 65, 000 ljusår, i diameter (en kiloparsek =3, 260 ljusår). Kapetyn drog också slutsatsen att solen var i eller nära Vintergatans centrum.
Men framtida astronomer skulle ifrågasätta dessa idéer, och avancerad teknik skulle hjälpa dem att bestrida teorierna och komma med mer exakta mätningar.
Mät avstånd till stjärnornaOm du håller tummen ut på armlängds avstånd och sedan växelvis öppnar och stänger varje öga medan du tittar på det, du kommer att se att din tumme tydligen rör sig eller skiftar mot bakgrunden. Detta skift kallas a parallaxförskjutning . När du flyttar tummen närmare näsan och upprepar processen, du bör märka att skiftet blir större. Astronomer kan använda samma teknik för att mäta avstånd till stjärnorna. När jorden kretsar runt solen, en given stjärnas position förändras mot bakgrunden av andra stjärnor. Genom att jämföra fotografier av stjärnan med sex månaders mellanrum, astronomer kan mäta graden av skiftet och erhålla parallaxvinkeln (halva parallaxskiftet =theta eller Θ). Genom att känna till parallaxvinkeln och radien för jordens bana (R), astronomer kan beräkna avståndet till stjärnan (D) med hjälp av trigonometri:D =R x cotangent (theta) eller D =RCotΘ. Parallaxmätningar är tillförlitliga för stjärnor med avstånd mindre än eller lika med 50 parsek. För avstånd som är större än detta, astronomer måste hitta variabla stjärnmarkörer och använda ljusstyrka-avståndsrelationer.
Ungefär när Kapetyn publicerade sin modell av Vintergatan, hans kollega Harlow Shapely märkte att en typ av stjärnkluster som kallas a globulära kluster hade en unik fördelning på himlen. Även om få globulära kluster hittades inom Vintergatan, det var många av dem ovanför och under det. Bestämde mig väl för att kartlägga fördelningen av globulära kluster och mäta deras avstånd med hjälp av variabla stjärnmarkörer inom klustren och ljusstyrka-distansförhållande (se sidofältet). Hittade formligt att klotformiga kluster hittades i en sfärisk fördelning och koncentrerades nära stjärnbilden Skytten. Formellt drog slutsatsen att galaxens mitt var nära Skytten, inte solen, och att Vintergatan var cirka 100 kiloparsek i diameter.
Shapely var inblandad i en stor debatt om karaktären av spiraltåken (svaga fläckar av ljus synliga på natthimlen). Han trodde att de var "ö -universum, "eller galaxer utanför Vintergatan. En annan astronom, Heber Curtis, trodde att spiraltåger var en del av Vintergatan. Edwin Hubbles observationer av Cepheid -variabler avgjorde slutligen debatten - nebulosorna var verkligen utanför Vintergatan.
Men frågor återstod fortfarande. Vilken form var Vintergatan, och vad existerade egentligen inuti den?
Ljusstyrka-distansförhållandeProfessionella och amatör astronomer kan mäta en stjärnas ljusstyrka genom att sätta en fotometer eller laddningskopplad enhet i slutet av ett teleskop. Om de vet stjärnans ljusstyrka och avståndet till stjärnan, de kan beräkna mängden energi som stjärnan släpper ut, eller dess ljusstyrka ( ljusstyrka =ljusstyrka x 12,57 x (avstånd) 2 ). Omvänt, om du känner till en stjärnas ljusstyrka, du kan beräkna dess avstånd från jorden. Vissa stjärnor - som RR Lyrae och Cepheid -variabler - kan fungera som ljusstandarder. Dessa stjärnor ändrar sin ljusstyrka regelbundet och ljusstyrkan är direkt relaterad till perioden av deras ljusstyrka.
För att bestämma ljusstyrkan hos de globulära klustren, Rätt uppmätta perioderna av ljusstyrka för RR Lyrae -stjärnorna i klustren. När han väl kände till ljusstyrkan, han kunde beräkna deras avstånd från jorden. Se hur galaxer fungerar för hur astronomen Edwin Hubble använde en liknande teknik med Cepheid -variabla stjärnor för att bestämma att spiraltåken var längre än Vintergatans gränser.
Läs mer
Bild med tillstånd av NASA Edwin Hubble studerade galaxer och klassificerade dem i olika typer av elliptisk och spiralgalaxer . Spiralgalaxerna kännetecknades av skivformer med spiralarmar. Det var givet att för att Vintergatan var skivformad och för att spiralgalaxer var skivformade, Vintergatan var förmodligen en spiralgalax.
På 1930 -talet, astronomen R. J. Trumpler insåg att uppskattningarna av storleken på Vintergatans galax av Kapetyn och andra var avstängda eftersom mätningarna hade förlitat sig på observationer i de synliga våglängderna. Trumpler drog slutsatsen att de stora mängderna damm i Vintergatans plan absorberade ljus i de synliga våglängderna och fick avlägsna stjärnor och kluster att verka svagare än de faktiskt var. Därför, för att noggrant kartlägga stjärnor och stjärnhopen i Vintergatans skiva, astronomer skulle behöva ett sätt att titta igenom dammet.
På 1950 -talet, den första radio teleskop uppfanns. Astronomer upptäckte att väteatomer avgav strålning i radiovåglängderna och att dessa radiovågor kunde tränga in i dammet i Vintergatan. Så, det blev möjligt att kartlägga Vintergatans spiralarmar. Nyckeln var markörstjärnor som de som används vid avståndsmätningar. Astronomer fann att stjärnor i klass O och B skulle fungera. Dessa stjärnor hade flera funktioner:
Astronomer kan använda radioteleskop för att exakt kartlägga positionerna för dessa O- och B -stjärnor och använda Doppler -skift i radiospektrumet för att bestämma deras rörelseshastigheter. När de gjorde detta med många stjärnor, de kunde producera kombinerade radio- och optiska kartor över Vintergatans spiralarmar. Varje arm är uppkallad efter de konstellationer som finns inom den.
Astronomer tror att materialets rörelse runt det galaktiska centrumet sätter upp densitetsvågor (områden med hög och låg densitet), ungefär som du ser när du rör om kaksmeten med en elektrisk mixer. Dessa täthetsvågor tros orsaka galaxens spiralart.
Så, genom att undersöka himlen i flera våglängder (radio, infraröd, synlig, ultraviolett, Röntgen) med olika markbaserade och rymdbaserade teleskop, vi kan få olika syn på Vintergatan.
Doppler -effektenUngefär som det höga ljudet från en brandbilssiren blir lägre när lastbilen går bort, stjärnornas rörelse påverkar ljusets våglängder som vi får från dem. Detta fenomen kallas Doppler -effekten. Vi kan mäta Doppler -effekten genom att mäta linjer i en stjärnas spektrum och jämföra dem med spektrumet för en standardlampa. Mängden Doppler -skift talar om hur snabbt stjärnan rör sig i förhållande till oss. Dessutom, riktningen för Doppler -skiftet kan berätta riktningen för stjärnans rörelse. Om en stjärnas spektrum flyttas till den blå änden, stjärnan rör sig mot oss; om spektrumet flyttas till den röda änden, stjärnan är på väg bort från oss.
2008 HowStuffWorks Enligt Edwin Hubbles klassificeringssystem, Vintergatan är en spiralgalax, även om nyare kartläggningsbevis tyder på att det kan vara en spärrad spiralgalax . Vintergatan har mer än 200 miljarder stjärnor. Det är ungefär 100, 000 ljusår i diameter, och solen ligger cirka 28, 000 ljusår från centrum. Om vi ser på Vintergatans struktur som den skulle se ut från utsidan, vi kan se följande delar:
Alla dessa komponenter kretsar kring kärnan och hålls samman av tyngdkraften. Eftersom tyngdkraften beror på massan, du kanske tror att det mesta av en galax massa kommer att ligga i den galaktiska skivan eller nära mitten av skivan. Dock, genom att studera Vintergatans och andra galaxers rotationskurvor, astronomer har kommit fram till att det mesta av massan ligger i de yttre delarna av galaxen (som halo), där det är lite ljus som avges från stjärnor eller gaser.
Vintergatans tyngdkraft verkar på två mindre satellitgalaxer som kallas Stora och små magellanska moln (uppkallad efter Ferdinand Magellan, den portugisiska utforskaren). De kretsar under Vintergatans plan och är synliga på södra halvklotet. Det stora magellanska molnet är cirka 70, 000 ljusår i diameter och 160, 000 ljusår från Vintergatan. Astronomer tror att Vintergatan faktiskt suger bort gas och damm från dessa satellitgalaxer när de kretsar.
Det är komplicerat, men du kan använda Newtons version av Keplers tredje lag för att ta reda på hur många stjärnor som finns i Vintergatan. E.L. Wright (UCLA), COBE -projektet, DIRBE, NASA Vi nämnde tidigare att astronomer har uppskattat antalet stjärnor i Vintergatan från mätningar av galaxens massa. Men hur mäter man massan av en galax? Du kan uppenbarligen inte sätta det på en skala. Istället, du använder dess orbitalrörelse. Från Newtons version av Keplers tredje planet för rörelse, omloppshastigheten för ett objekt i cirkulär bana, och lite algebra, du kan härleda en ekvation för att beräkna massmängden (M r ) som ligger inom varje cirkulär bana med en radie (r).
För Vintergatan, solen ligger på ett avstånd av 2,6 x 10 20 meter (28, 000 ljusår) och har en omloppshastighet på 2,2 x 10 5 meter/sekund (220 km/s), vi får det 2 x 10 49 kg ligger inom solens bana. Eftersom solens massa är 2 x 10 30 , då måste det finnas 10 11 , eller cirka 100 miljarder, solmassor (solliknande stjärnor) inom sin bana. När vi lägger till den del av Vintergatan som ligger utanför solens bana, vi får cirka 200 miljarder stjärnor.
