Mælkevejen:Forstå vores plads i galaksen

Når du ser op på nattehimlen, er der et blødt, fejende lysbånd, som er umuligt at gå glip af. Denne hypnotiserende stribe, som er tydelig nær horisonten og buer sig hen over vidden, har været genstand for menneskelig fascination i evigheder. De gamle grækere kaldte den "galakser kuklos" eller "mælkecirkel", og romerne døbte den "Mælkevejen ."

Det var i år 1610, at Galileo Galilei ved hjælp af et af de første teleskoper begyndte at tyde dette himmelske skær. Hans banebrydende observationer afslørede et betagende faktum:Mælkevejens udstråling er et resultat af milliarder af dunkle stjerner, der omslutter vores kosmiske nærhed.

Med denne afgørende åbenbaring i tankerne, tag med os på en opdagelsesrejse, mens vi udforsker vores helt egen galakse. Vi vil udforske dens størrelse, form og struktur, diskutere bevægelsen af ​​dens stjerner og se, hvordan den kan sammenlignes med andre galakser.

1. Udforsk Mælkevejen inde fra galaksen
2. Tidlige Mælkevejsteorier
3. Kugleformede klynger og spiraltåger
4. Hvilken form er Mælkevejen?
5. Gå ind i Radioteleskopet
6. Doppler-effekten
7. Mælkevejsstruktur
8. Hvor mange stjerner er der i Mælkevejen?

Udforsk Mælkevejen inde fra galaksen

Mælkevejen, vores himmelske hjem, har fascineret astronomer i århundreder. Det er en stor galakse, et stort system, der omfatter stjerner, gas (overvejende brint), støv og mørkt stof, alt sammen bundet af tyngdekraften.

Mens vi navigerer gennem kosmos, dukker en spændende gåde op:Hvordan er Mælkevejen virkelig? Hvad er det sammensat af, og hvad er dets form? Disse grundlæggende spørgsmål har undret astronomer i generationer, og det var ingen nem opgave at finde svar.

En væsentlig udfordring opstår fra vores unikke perspektiv:Vi bor inde i Mælkevejen, hvilket gør det svært at gennemskue dens form og indhold. Tidlige astronomer stod over for mange begrænsninger på grund af deres tids teknologi, herunder relativt små teleskoper med begrænset rækkevidde og forstørrelsesmuligheder, som kun kunne detektere synligt lys.

Oven i købet blev deres udsyn til Mælkevejen blokeret, fordi den er indhyllet i kosmisk støv, der ligner at kigge gennem en ubarmhjertig støvstorm. De troede engang, at den indeholdt alle stjernerne på himlen.

Heldigvis indledte det 20. århundrede bemærkelsesværdige fremskridt inden for teleskopteknologi, hvilket gjorde det muligt for astronomer at trænge gennem denne himmelske dis og kigge dybt ud i rummet. Disse kraftfulde instrumenter afslørede en forbløffende sandhed:Mælkevejen er ikke blot en samling af stjerner, men en galakse med en yndefuld spiralform. Og i modsætning til hvad folk tror, ​​så sidder vores solsystem ikke i centrum af det.

Denne nyfundne viden fremhæver universets enorme vidde, da Mælkevejen kun er én blandt utallige galakser, der befolker kosmos. Lad os nu se på nogle tidlige teorier om vores ydmyge galakse.

Tidlige Mælkevejsteorier

Som vi nævnte, opdagede Galileo, at Mælkevejen er lavet af dunkle stjerner, som ser mindre lyse ud end andre stjerner, enten fordi de afgiver mindre lys, eller fordi de er langt væk fra os.

Så vi kender sammensætningen af ​​galaksen, men hvad med dens form? Hvordan kan du se formen på noget, hvis du er inde i det? I slutningen af ​​1700-tallet behandlede astronomen Sir William Herschel dette spørgsmål.

Herschel ræsonnerede, at hvis Mælkevejen var en kugle, skulle vi se adskillige stjerner i alle retninger. Så han og hans søster Caroline talte alle stjerner i mere end 600 områder på himlen.

De fandt ud af, at der var flere stjerner i retningerne 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 skiven, konkluderede han, at solen var nær midten af ​​skiven.

Omkring 1920 målte en hollandsk astronom ved navn Jacobus Kapteyn de tilsyneladende afstande til nærliggende og fjerne stjerner ved hjælp af parallakseteknikken. Fordi parallakse involverede måling af stjerners bevægelser, sammenlignede han bevægelser af fjerne stjerner med nærliggende stjerner.

Han konkluderede, at Mælkevejen var en skive med en diameter på cirka 20 kiloparsek eller 65.200 lysår (én kiloparsek =omkring 3.260 lysår). Kapetyn konkluderede også, at solen var ved eller nær midten 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 nøjagtige målinger.

Måling af afstande til stjernerne

Hvis du holder tommelfingeren ud i armslængde og skiftevis åbner og lukker hvert øje, vil du bemærke, at din tommelfinger ser ud til at skifte mod baggrunden. Dette fænomen kaldes et "parallakseskift". Astronomer observerer en lignende effekt med stjerner på grund af Jordens kredsløb.

Ved at sammenligne stjernepositioner med seks måneders mellemrum måler de denne parallaksevinkel (Θ). Ved at bruge Θ og Jordens kredsløbsradius (R) beregner de en stjernes afstand (D) som:D =RCotΘ . Dette er effektivt for stjerner inden for 50 parsecs. For længere stjerner bruges andre metoder, der involverer lysstyrke.

Kuglehobe og spiraltåger

Omkring det tidspunkt, hvor Kapteyn udgav sin model af Mælkevejen, bemærkede hans kollega Harlow Shapely, at en type stjernehob kaldet en kuglehob havde en unik fordeling på himlen.

Selvom der blev fundet få kuglehobe inden for Mælkevejsbåndet, var der 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 hobene og lysstyrke-afstandsforholdet.

Ifølge hans observationer blev kuglehobe fundet i en sfærisk fordeling og koncentreret nær stjernebilledet Skytten. Shapely konkluderede, at galaksens centrum var nær Skytten, ikke solen, og at Mælkevejen var omkring 100 kiloparsecs i diameter.

Shapely var involveret i en stor debat om karakteren af ​​spiraltåger (svage lyspletter synlige på nattehimlen). Han troede, at de var "ø-universer" eller galakser uden for Mælkevejen. En anden astronom, Heber Curtis, mente, at spiraltåger var en del af Mælkevejen.

Edwin Hubbles observationer af Cepheid-variabler afgjorde endelig debatten - tågerne var faktisk uden for Mælkevejen.

Men spørgsmålene var stadig tilbage. Hvilken form havde Mælkevejen, og hvad var der præcist inde i den?

Hvilken form er Mælkevejen?

Hubble studerede galakser og klassificerede dem i forskellige typer elliptiske og spiralgalakser. Spiralgalakserne var karakteriseret ved skiveformer med spiralarme. Det var rimeligt, at fordi Mælkevejen var skiveformet, og spiralgalakser var skiveformet, var Mælkevejen sandsynligvis en spiralgalakse.

I 1930'erne havde astronomen R.J. Trumpler indså, at estimaterne af størrelsen af ​​Mælkevejsgalaksen af ​​Kapteyn og andre var slået fra, fordi målingerne var afhængige af observationer i de synlige bølgelængder.

Trumpler konkluderede, at de enorme mængder støv i Mælkevejens plan absorberede lys i de synlige bølgelængder og fik fjerne stjerner og hobe til at virke svagere, end de faktisk var. For nøjagtigt at kortlægge stjerner og stjernehobe i Mælkevejens skive ville astronomer derfor have brug for en måde at kigge gennem støvet på.

Gå ind i Radioteleskopet

I 1950'erne blev de første radioteleskoper opfundet. Astronomer opdagede, at brintatomer udsendte stråling i radiobølgelængderne, og at disse radiobølger kunne trænge ind i støvet i Mælkevejen.

Så det blev muligt at kortlægge hver spiralarm af Mælkevejen. Nøglen var markørstjerner som dem, der blev brugt til 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 (synlig, infrarød, radio).
• Kort levetid :De lever i omkring 100 millioner år, så i betragtning af den hastighed, hvormed stjerner kredser om galaksens centrum, bevæger de sig ikke langt fra, hvor de blev født.

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

Astronomer tror, ​​at bevægelsen af ​​materialet omkring det galaktiske centrum opretter tæthedsbølger (områder med høj og lav tæthed), ligesom 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 jord- og rumbaserede teleskoper, kan vi få forskellige visninger af Mælkevejen.

Doppler-effekten

Ligesom den høje lyd fra en brandbilssirene bliver lavere, når lastbilen bevæger sig væk, påvirker stjernernes bevægelse bølgelængderne af lys, 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-forskydningen fortæller os, hvor hurtigt stjernen bevæger sig i forhold til os.

Derudover kan retningen af ​​Doppler-skiftet fortælle os retningen af ​​stjernens bevægelse. Hvis en stjernes spektrum forskydes til den blå ende, bevæger den sig mod os; hvis spektret flyttes til den røde ende, bevæger stjernen sig væk fra os.

Mælkevejens struktur

Ifølge Hubbles klassifikationssystem er Mælkevejen en spiralgalakse, selvom nyere kortlægningsbeviser indikerer, at det kan være en spiralgalakse.

Mælkevejen har mere end hundreder af milliarder af individuelle stjerner. Den er cirka 100.000 lysår i diameter, og solen er placeret omkring 28.000 lysår fra centrum. Hvis vi ser på Mælkevejens struktur, som den ser ud udefra, kan vi se visse dele.

Galaktisk disk

Mælkevejens skive består af både gamle og unge stjerner, med masser af gas og støv. Stjerner på skiven kredser om det galaktiske centrum i næsten cirkulære baner med let lodret bevægelse på grund af tyngdekraftsinteraktioner, der ligner karruselheste.

Skiven har tre områder:kernen i midten, bulen omkring kernen strækker sig lidt over og under skivens plan og spiralarmene, der stråler udad. Vores solsystem er placeret i en af ​​disse arme, specifikt Orion-armen. Andre arme omfatter Perseus Arm, Skytten Arm og Scutum-Centaurus Arm.

Klobulære klynger

Adskillige hundrede kuglehobe er spredt over og under den galaktiske skives plan og kredser om det galaktiske centrum i elliptiske baner med tilfældigt spredte retninger.

Stjernerne i disse hobe er betydeligt ældre sammenlignet med dem på den galaktiske skive, og hobene indeholder kun lidt eller ingen gas og støv.

Halo

Haloen, et stort, dunkelt område omkring galaksen, omfatter varm gas, mørkt stof og gamle stjerner. På trods af den tilsyneladende masse i galaksens skive og centrum afslører rotationskurveundersøgelser, at de fleste masse befinder sig i glorien, hvilket antyder mørkt stofs tilstedeværelse.

Mælkevejens tyngdekraft påvirker to satellitgalakser, de store og små magellanske skyer, der er synlige fra den sydlige halvkugle og kredser i forskellige positioner omkring hele vores galakse.

Den Store Magellanske Sky, omkring 14.000 lysår i diameter og 163.000 lysår væk, kan miste gas og støv til Mælkevejen på grund af tyngdekraftens interaktioner.

Lysstyrke-afstandsforhold

Astronomer bruger enheder som fotometre på teleskoper til at måle en stjernes lysstyrke. At kende en stjernes lysstyrke og afstand giver dem mulighed for at beregne dens lysstyrke ved hjælp af formlen:lysstyrke =lysstyrke x 12,57 x (afstand)².

Lysstyrke kan også angive en stjernes afstand fra Jorden. Stjerner som RR Lyrae og Cepheid variabler, som ændrer lysstyrken forudsigeligt, tjener som benchmarks.

For at bestemme lysstyrkerne af de kugleformede hobe målte Shapely lysstyrkeperioderne for RR Lyrae-stjernerne i hobene. Når han kendte lysstyrkerne, kunne han beregne deres afstande fra Jorden.

Hvor mange stjerner er der i Mælkevejen?

Vi nævnte tidligere, at astronomer har estimeret antallet af stjerner i Mælkevejen ud fra målinger af galaksens masse. Men hvordan måler man massen af ​​en galakse? Du kan åbenbart ikke sætte det på en skala. I stedet bruger du dens orbitale bevægelse.

Fra Newtons version af Keplers tredje lov om planetbevægelse, kredsløbshastigheden for et objekt i cirkulær kredsløb og en lille algebra, kan du udlede en ligning til at beregne mængden af ​​masse (Mr), der ligger inden for enhver cirkulær bane med en radius (r) ):

1. Omløbshastighed 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 den radius (Mr). Hr. rv2/G

For Mælkevejen ligger solen i en afstand på 2,6 x 10²⁰ meter (28.000 lysår) og har en omløbshastighed på 2,2 x 10⁵ meter/sekund (220 km/s), vi får at 2 x 10⁴⁹ kg ligger inden for solens bane.

Da solens masse er 2 x 10³⁰, må der være 10¹¹, eller omkring 100 milliarder, solmasser (sollignende stjerner) i dens kredsløb. Når vi tilføjer den del af Mælkevejen, der ligger uden for solens bane, får vi cirka 200 milliarder stjerner.

Denne artikel blev opdateret i forbindelse med AI-teknologi, og derefter faktatjekket og redigeret af en HowStuffWorks-redaktør.

Ofte besvarede spørgsmål

Hvor er Jorden i Mælkevejen?

Jorden er i Mælkevejen. Det er omkring to tredjedele af vejen ud fra centrum af galaksen.

Mange flere oplysninger

HowStuffWorks-artikler

• Sådan virker mørkt stof
• Sådan fungerer sorte huller
• Sådan fungerer Hubble-rumteleskopet
• Sådan fungerer SETI

Kilder

• Et kort over Mælkevejen. http://www.atlasoftheuniverse.com/milkyway.html
• En lærervejledning til universet. http://www.astro.princeton.edu/~clark/teachersguide.html
• American Museum of Natural History. "Vores plads i rummet Mælkevejsgalaksen." 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. "Astronomy Today." Prentice Hall, 2002.
• Opdagelsesuddannelse. Forstå universet:Galaxy Tour. http://school.discoveryeducation.com/schooladventures/universe/galaxytour/index.html
• Henry, J. Patrick et al. "Udviklingen af ​​galaksehobe." 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.
• Mælkevejen med flere bølgelængder. http://mwmw.gsfc.nasa.gov/
• NASA Forestil dig universet. Bogen "Galaksernes skjulte liv". http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/galaxies/imagine/titlepage.html
• NASA Forestil dig universet. "The Hidden Lives of Galaxies" plakat. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/galaxies/imagine/poster.jpg
• NASA Forestil dig universet. "Mælkevejsgalaksen." http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/objects/milkyway1.html
• NASA/JPL GALEX. http://www.galex.caltech.edu
• Seeds, M.A. "Stars &Galaxies (anden udgave)." Brooks/Cole, 2001.
• Windows til universet. "Mælkevejsgalaksen - vores hjem." http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/the_universe/Milkyway.html
• WMAP Cosmology 101:The Milky Way Galaxy. http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101mw.html