Sådan fungerer Mælkevejen

Et kig på nattehimlen når som helst på året vil afsløre et svagt lysbånd, der strækker sig hen over himlen, enten gennem midten eller nær horisonten. De gamle grækere så dette lysbånd og kaldte det "galakser kuklos, "for" mælkecirkel. "Romerne kaldte det" Mælkevejen. "I 1610, Galileo brugte de første teleskoper og bestemte, at Mælkevejens lys kommer fra milliarder af svage stjerner, der omgiver os.

I århundreder, astronomer stillede mange grundlæggende spørgsmål om Mælkevejen. Hvad er det? Hvad er det lavet af? Hvordan er den formet? Disse spørgsmål var vanskelige at besvare af flere grunde.

1. Vi bor inde i Mælkevejen. Det er som at leve inde i en gigantisk kasse og spørge, hvordan er kassen formet? Hvad er det lavet af? Hvordan ved du det?
2. Tidlige astronomer var begrænset af teknologi. De tidlige teleskoper var ikke særlig store, havde ikke meget rækkevidde og kunne ikke forstørre store afstande eller løse dem.
3. Tidlige teleskoper kunne kun registrere synligt lys. Mælkevejen indeholder meget støv, der forhindrede deres udsigt. I nogle retninger, at se på Mælkevejen er som at se gennem en støvstorm.

Det 20. århundrede bragte store fremskridt inden for teleskopteknologi. Stor optisk, radio, infrarød, og røntgenteleskoper (både jordbaserede og kredsende rumteleskoper) tillod astronomer at kigge gennem de store mængder støv og langt ud i rummet. Med disse værktøjer, de kunne sammensætte, hvordan Mælkevejen faktisk ser ud.

Det de opdagede var fantastisk:

• Mælkevejen er faktisk en galakse - et stort stjernesystem, gas (for det meste hydrogen), støv og mørkt stof, der kredser om et fælles center og er bundet sammen af ​​tyngdekraften.
• Vores galakse er spiralformet.
• I modsætning til hvad mange tror, vores solsystem er ikke i midten af ​​galaksen.
• Mælkevejen er kun en af ​​milliarder af galakser i universet.

Kom og følg os på en opdagelsesrejse, mens vi udforsker Mælkevejen. Vi vil undersøge, hvordan astronomer fandt ud af dens form, størrelse og struktur. Vi ser på, hvordan stjernerne i den bevæger sig, og hvordan Mælkevejen sammenligner med andre galakser.

1. Tidlige Mælkeveje -teorier
2. Kuglehobe og spiraltåger
3. Hvilken form er Mælkevejen?
4. Mælkevejen Struktur
5. Hvor mange stjerner er der i Mælkevejen?

Tidlige Mælkeveje -teorier

Som vi nævnte, Galileo opdagede, at Mælkevejen er lavet af svage stjerner, men hvad med dens form? Hvordan kan du se formen på noget, hvis du er inde i det? I slutningen af ​​1700 -tallet, astronomen Sir William Herschel behandlede dette spørgsmål. Herschel begrundede, at hvis Mælkevejen var en kugle, vi burde se mange stjerner i alle retninger. Så, han og hans søster Caroline tællede stjernerne i mere end 600 områder af himlen. De fandt ud af, at der var flere stjerner i retning af Mælkevejens bånd end over og under. Herschel konkluderede, at Mælkevejen var en skiveformet struktur. Og fordi han fandt omtrent det samme antal stjerner i alle retninger langs disken, han konkluderede, at solen var nær midten af ​​disken.

Omkring 1920, en hollandsk astronom ved navn Jacobus Kapetyn målte de tilsyneladende afstande til nærliggende og fjerntliggende stjerner ved hjælp af parallaxsteknikken. Fordi parallaks involverede måling af stjerners bevægelser, han sammenlignede bevægelser fra fjerne stjerner med dem i nærheden. Han konkluderede, at Mælkevejen var en skive på cirka 20 kiloparsek, eller 65, 000 lysår, i diameter (en kiloparsek =3, 260 lysår). Kapetyn konkluderede også, at solen var i eller i nærheden af ​​Mælkevejen.

Men fremtidige astronomer ville sætte spørgsmålstegn ved disse ideer, og avanceret teknologi ville hjælpe dem med at bestride teorierne og komme med mere præcise målinger.

Hvis du holder tommelfingeren ude på armlængdes afstand og derefter skiftevis åbner og lukker hvert øje, mens du ser på det, du vil se, at din tommelfinger tilsyneladende bevæger sig eller flytter sig mod baggrunden. Dette skift kaldes a parallax skift . Når du bevæger tommelfingeren tættere på din næse og gentager processen, du skal bemærke, at skiftet bliver større. Astronomer kan bruge den samme teknik til at måle afstande til stjernerne. Når jorden kredser om solen, en given stjernes position ændres på baggrund af andre stjerner. Ved at sammenligne fotografier af stjernen med seks måneders mellemrum, astronomer kan måle graden af ​​forskydningen og opnå parallaksvinklen (halvdelen af ​​parallaksskiftet =theta eller Θ). Ved at kende parallaksvinklen og radius af Jordens kredsløb (R), astronomer kan beregne afstanden til stjernen (D) ved hjælp af trigonometri:D =R x cotangent (theta) eller D =RCotΘ. Parallaksmålinger er pålidelige for stjerner med afstande mindre end eller lig med 50 parsek. For afstande større end dette, astronomer skal finde variable stjernemarkører og bruge lysstyrke-afstandsforholdene.

Kuglehobe og spiraltåger

Omkring det tidspunkt, hvor Kapetyn udgav sin model af Mælkevejen, hans kollega Harlow Shapely bemærkede, at en type stjerneklynge kaldet a kuglehob havde en unik fordeling på himlen. Selvom der blev fundet få kuglehobe i Mælkevejen, der var mange af dem over og under det. Shapely besluttede at kortlægge fordelingen af ​​kuglehobe og måle deres afstande ved hjælp af variable stjernemarkører inden for klyngerne og lysstyrke-afstandsforhold (se sidepanel). Fandt formeligt, at kuglehobe blev fundet i en sfærisk fordeling og koncentreret nær stjernebilledet Skytten. Formelt konkluderede, at midten af ​​galaksen var i nærheden af ​​Skytten, ikke solen, og at Mælkevejen var omkring 100 kiloparsek i diameter.

Shapely var involveret i en stor debat om karakteren af spiraltåger (svage pletter af lys synlige på nattehimlen). Han mente, at de var "ø -universer, "eller galakser uden for Mælkevejen. En anden astronom, Heber Curtis, troede, at spiraltåger var en del af Mælkevejen. Edwin Hubbles observationer af Cepheid -variabler afgjorde endelig debatten - stjernetågerne var faktisk uden for Mælkevejen.

Men der var stadig spørgsmål. Hvilken form var Mælkevejen, og hvad var der egentlig inde i den?

Professionelle og amatørastronomer kan måle en stjernes lysstyrke ved at sætte en fotometer eller ladningskoblet enhed for enden af ​​et teleskop. Hvis de kender stjernens lysstyrke og afstanden til stjernen, de kan beregne mængden af ​​energi, som stjernen udsender, eller dens lysstyrke ( lysstyrke =lysstyrke x 12,57 x (afstand) ² ). Omvendt hvis du kender en stjernes lysstyrke, du kan beregne dens afstand fra Jorden. Visse stjerner - såsom RR Lyrae og Cepheid -variabler - kan tjene som lysstandarder. Disse stjerner ændrer deres lysstyrke regelmæssigt, og lysstyrken er direkte relateret til perioden for deres lysstyrkecyklus.

For at bestemme lysstyrken i de kugleholdige klynger, Formelt målt perioder med lysstyrke af RR Lyrae -stjernerne i klyngerne. Når han kendte lysstyrkerne, han kunne beregne deres afstande fra Jorden. Se hvordan galakser fungerer for hvordan astronom Edwin Hubble brugte en lignende teknik med variabelstjerner i Cepheid til at bestemme, at spiraltåger var længere end grænserne for Mælkevejen.

Hvilken form er Mælkevejen?

Edwin Hubble studerede galakser og klassificerede dem i forskellige typer elliptisk og spiralgalakser . Spiralgalakser var kendetegnet ved skiveformer med spiralarme. Det stod fast, at fordi Mælkevejen var skiveformet, og fordi spiralgalakser var skiveformede, Mælkevejen var sandsynligvis en spiralgalakse.

I 1930'erne, astronom R. J. Trumpler indså, at estimaterne af størrelsen på Mælkevejen galakse af Kapetyn og andre var slukket, fordi målingerne havde baseret sig på observationer i de synlige bølgelængder. Trumpler konkluderede, at de store mængder støv i Mælkevejens plan absorberede lys i de synlige bølgelængder og forårsagede fjerne stjerner og klynger til at virke svagere, end de faktisk var. Derfor, at kortlægge stjerner og stjerneklynger nøjagtigt på Mælkevejens disk, astronomer ville have brug for en måde at kigge gennem støvet.

I 1950'erne, den første radio teleskoper blev opfundet. Astronomer opdagede, at hydrogenatomer udsendte stråling i radiobølgelængderne, og at disse radiobølger kunne trænge ind i støvet i Mælkevejen. Så, blev det muligt at kortlægge Mælkevejens spiralarme. Nøglen var markørstjerner som dem, der blev brugt i afstandsmålinger. Astronomer fandt ud af, at klasse O- og B -stjerner ville fungere. Disse stjerner havde flere funktioner:

• Lysstyrke: De er meget synlige og findes ofte i små grupper eller foreninger.
• Varme: De udsender flere bølgelængder (synlige, infrarød, radio).
• Kort liv: De lever i omkring 100 millioner år, så, i betragtning af den hastighed, hvormed stjerner kredser om galaksenes centrum, de bevæger sig ikke langt fra, hvor de blev født.

Astronomer kunne bruge radioteleskoper til nøjagtigt at kortlægge positionerne for disse O- og B -stjerner og bruge Doppler -skift i radiospektret til at bestemme deres bevægelseshastigheder. Da de gjorde dette med mange stjerner, de var i stand til at producere kombinerede radio- og optiske kort over Mælkevejens spiralarme. Hver arm er opkaldt efter de stjernebilleder, der findes i den.

Astronomer tror, ​​at materialets bevægelse omkring det galaktiske centrum sætter sig tæthed bølger (områder med høj og lav densitet), meget som du ser, når du rører kagedej med en elektrisk mixer. Disse tæthedsbølger menes at forårsage galaksens spiralform.

Så, ved at undersøge himlen i flere bølgelængder (radio, infrarød, synlig, ultraviolet, Røntgen) med forskellige jordbaserede og rumbaserede teleskoper, vi kan få forskellige opfattelser af Mælkevejen.

Ligesom den høje lyd fra en brandbil-sirene bliver lavere, når lastbilen bevæger sig væk, stjernens bevægelse påvirker lysets bølgelængder, som vi modtager fra dem. Dette fænomen kaldes Doppler -effekten. Vi kan måle Doppler -effekten ved at måle linjer i en stjernes spektrum og sammenligne dem med spektret af en standardlampe. Mængden af ​​Doppler -skiftet fortæller os, hvor hurtigt stjernen bevæger sig i forhold til os. Ud over, retningen af ​​Doppler -skiftet kan fortælle os retningen for stjernens bevægelse. Hvis en stjernes spektrum flyttes til den blå ende, stjernen bevæger sig mod os; hvis spektret flyttes til den røde ende, stjernen bevæger sig væk fra os.

Mælkevejen Struktur

Ifølge Edwin Hubbles klassificeringssystem, Mælkevejen er en spiralgalakse, selvom nyere kortlægningsbevis indikerer, at det kan være en spærret spiralgalakse . Mælkevejen har mere end 200 milliarder stjerner. Det er cirka 100, 000 lysår i diameter, og solen ligger omkring 28, 000 lysår fra centrum. Hvis vi ser på Mælkevejens struktur, som den ville se ud udefra, vi kan se følgende dele:

1. Galaktisk disk: Det er her de fleste af Mælkevejens stjerner er placeret. Disken er lavet af gamle og unge stjerner, samt store mængder gas og støv. Stjerner i disken kredser om det galaktiske centrum i nogenlunde cirkulære kredsløb. (Gravitationsinteraktioner mellem stjernerne får de cirkulære bevægelser til at have en op-og-ned-bevægelse, som heste på en god tur). Selve disken er opdelt i disse dele: Kerne: Midten af ​​disken Bule: Dette er området omkring kernen, herunder de umiddelbare områder over og under diskens plan. Spiralarme: Disse områder strækker sig udad fra midten. Vores solsystem er placeret i en af ​​Mælkevejens spiralarme.
2. Kuglehobe: Et par hundrede af disse er spredt over og under diskens plan. Globulære klynger kredser om det galaktiske centrum i elliptiske baner, hvor retningerne er tilfældigt spredt. Stjernerne i kuglehobberne er meget ældre stjerner end dem i den galaktiske disk, og der er lidt eller ingen gas og støv.
3. Glorie: Dette er en stor, svag, område, der omgiver hele galaksen. Glorien er lavet af varm gas og muligvis mørkt stof.

Alle disse komponenter kredser om kernen og holdes sammen af ​​tyngdekraften. Fordi tyngdekraften afhænger af masse, du tror måske, at det meste af en galakses masse vil ligge i den galaktiske disk eller nær midten af ​​disken. Imidlertid, ved at studere Mælkevejens og andre galakseres rotationskurver, astronomer har konkluderet, at det meste af massen ligger i de ydre dele af galaksen (som glorie), hvor der er lidt lys, der afgives fra stjerner eller gasser.

Mælkevejens tyngdekraft virker på to mindre satellitgalakser kaldet Store og små magellanske skyer (opkaldt efter Ferdinand Magellan, den portugisiske opdagelsesrejsende). De kredser under Mælkevejens plan og er synlige på den sydlige halvkugle. Den store magellanske sky er omkring 70, 000 lysår i diameter og 160, 000 lysår væk fra Mælkevejen. Astronomer tror, ​​at Mælkevejen rent faktisk henter gas og støv fra disse satellitgalakser, når de kredser.

Hvor mange stjerner er i Mælkevejen?

Vi nævnte tidligere, at astronomer har estimeret antallet af stjerner i Mælkevejen ud fra målinger af galakseens masse. Men hvordan måler du en galakses masse? Du kan tydeligvis ikke sætte det på en skala. I stedet, du bruger dens kredsløb. Fra Newtons version af Keplers tredje lov om planetarisk bevægelse, omdrejningshastigheden for et objekt i cirkulær bane, og en lille algebra, du kan udlede en ligning for at beregne massemængden (M _r ), der ligger inden for enhver cirkulær bane med en radius (r).

1. Banehastighed for et cirkulært objekt ( v ) v =2Πa/p
2. Fordi det er en cirkulær bane, a bliver radius (r) og M bliver massen inden for denne radius (M _r ). M _r rv ² /G

For Mælkevejen, solen ligger i en afstand på 2,6 x 10 ²⁰ meter (28, 000 lysår) og har en orbitalhastighed på 2,2 x 10 ⁵ meter/sekund (220 km/s), vi får det 2 x 10 ⁴⁹ kg ligger inden for solens kredsløb. Da solens masse er 2 x 10 ³⁰ , så skal der være 10 ¹¹ , eller omkring 100 mia. solmasser (sollignende stjerner) inden for dens bane. Når vi tilføjer den del af Mælkevejen, der ligger uden for solens kredsløb, vi får cirka 200 milliarder stjerner.

Masser mere information

HowStuffWorks artikler

• Sådan fungerer galakser
• Sådan fungerer stjerner
• Sådan fungerer solen
• Sådan fungerer Dark Matter
• Sådan fungerer sorte huller
• Sådan fungerer lys
• Sådan fungerer rumteleskopet Hubble
• Sådan fungerer teleskoper
• Sådan fungerer SETI

Flere store links

• Forstå universet:Galaxy Tour
• GALEX Galaxy Evolution Explorer
• NASA Forestil dig universet

Kilder

• Et kort over Mælkevejen. http://www.atlasoftheuniverse.com/milkyway.html
• En lærerguide til universet. http://www.astro.princeton.edu/~clark/teachersguide.html
• Amerikansk naturhistorisk museum. "Vores sted i rummet Mælkevejen Galaxy." http://www.amnh.org/ology/astronomy/milkyway/index.htm
• Arny, T.T. "Udforskninger en introduktion til astronomi." Mosby, 1994.
• Bennett, J. et al. "Det kosmiske perspektiv (tredje udgave)." Pearson, 2004.
• Chaisson, E., McMillan, S. "Astronomi i dag." Prentice Hall, 2002.
• Discovery Education. Forstå universet:Galaxy Tour. http://school.discoveryeducation.com/schooladventures/universe/galaxytour/index.html
• Henry, J. Patrick et al. "Udviklingen af ​​Galaxy -klynger." Scientific American, December 1998. http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/a204/darkmat/SciAm98b.pdf
• Kaufmann, W.J. "Universe (fjerde udgave)." WH Freeman &Co., 1994.
• Flerbølgelængde Mælkevejen. http://mwmw.gsfc.nasa.gov/
• NASA Forestil dig universet. "Galaxiernes skjulte liv". http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/galaxies/imagine/titlepage.html
• NASA Forestil dig universet. Plakat "Galaxiernes skjulte liv". http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/galaxies/imagine/poster.jpg
• NASA Forestil dig universet. "Mælkevejen Galaxy." http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/objects/milkyway1.html
• NASA/JPL GALEX. http://www.galex.caltech.edu
• Frø, M.A. "Stars &Galaxies (anden udgave)." Brooks/Cole, 2001.
• Windows til universet. "Mælkevejen Galaxy - Vores hjem." http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/the_universe/Milkyway.html
• WMAP Cosmology 101:Mælkevejen Galaxy. http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101mw.html