Linnutee galaktika , suur spiraalsüsteem, mis koosneb mitusada miljardist tähed , millest üks on Päike. See on saanud oma nime Linnuteelt - ebakorrapärasest tähtede ja gaasipilvede helendavast ribast, mis ulatub üle taeva Maalt vaadatuna. Ehkki Maa asub hästi Linnutee galaktikas (mõnikord nimetatakse seda lihtsalt galaktikaks), ei mõista astronoomid selle olemust nii täielikult kui mõne välise tähesüsteemi puhul. Paks tähtedevaheline tolmukiht varjab suure osa Galaktikast optilise kontrolliga teleskoobid ja astronoomid saavad selle suuremahulist struktuuri kindlaks teha ainult raadio- ja infrapunateleskoopide abil, mis suudavad tuvastada varjatud mateeriasse tungivad kiirgusvormid.
Linnutee galaktika Linnutee galaktika Maalt vaadatuna. Dirk Hoppe
Linnutee galaktika Linnutee galaktika vaadati öösel Tuolumne Meadowsilt, Yosemite rahvuspargist, Californias. Rick Whitacre / Shutterstock.com
Selles artiklis käsitletakse Linnutee galaktika struktuuri, omadusi ja komponente. Kosmose täispika arutelu jaoks universum millest Galaktika on vaid väike osa, vaata kosmoloogia. Galaktika tähesüsteemi jaoks, mis on Maa kodu, vaata Päikesesüsteem .
Linnutee galaktika Linnutee galaktika öises taevas. iStockphoto / Thinkstock
Kuigi enamik tähed galaktikas eksisteerib kas üksikute tähtena nagu Päike või kahetähtedena, neid on palju silmatorkav täherühmad ja klastrid, mis sisaldavad kümneid kuni tuhandeid liikmeid. Neid objekte saab jagada kolme tüüpi: kerajad kobarad, avatud kobarad ja täheühendused. Need erinevad peamiselt vanuse ja liikmetähtede arvu poolest.
Suurimad ja massiivsemad täheparved on kerajad kobarad, mida nimetatakse nende umbes kerakujulise välimuse tõttu. Galaktikas on üle 150 kerakobarate (täpne arv on ebaselge, kuna Linnutee bändis on tolm varjutatud, mis tõenäoliselt takistab mõningate kerakobarate nägemist). Need on paigutatud Linnuteed ümbritsevasse peaaegu kerakujulisse oreooli, galaktilise tasapinna suunas on suhteliselt vähe, kuid keskpunkti suunas tugev kontsentratsioon. Radiaaljaotus, kui see on kujutatud kauguse funktsioonina galaktikakeskmest, sobib matemaatilise avaldise kujul, mis on identne tähtjaotuse kirjeldusega elliptilistes galaktikates.
kerakobar M80 Kerakobar M80 (tuntud ka kui NGC 6093) Hubble'i kosmoseteleskoobi abil tehtud optilises pildis. M80 asub Maast 28 000 valgusaasta kaugusel ja sisaldab sadu tuhandeid tähti. Hubble'i pärandimeeskond (AURA / STScI / NASA)
Keraalsed kobarad on äärmiselt helendavad objektid. Nende keskmine heledus vastab umbes 25 000 päikesele. Kõige heledamad on 50 korda heledamad. Kerakobarate massid, mõõdetuna üksikute tähtede kiiruste hajumise määramisel, jäävad mõnest tuhandest enam kui 1 000 000 päikesemassini. Kobarad on väga suured, läbimõõduga 10 kuni 300 valgusaastat. Enamik kerakujulisi klastreid on oma keskustesse tugevalt koondunud, tähtjaotused sarnanevad isotermiliste gaasikeradega, mille väljalõige vastab galaktika loodete mõjudele. Tähtedest saab tuletada täpse tähtjaotuse mudeli klastris dünaamika , mis võtab arvesse tähtede kobaras esinevaid orbiite, nende liikmetähtede kohtumisi ja välismõjude mõjusid. Näiteks tuletas Ameerika astronoom Ivan R. King dünaamiline mudelid, mis sobivad tähelepanelikult täheldatud tähe jaotusega. Ta leiab, et klastri struktuuri saab kirjeldada kahe numbri abil: (1) südamiku raadius, mis mõõdab kontsentratsiooni määra keskel, ja (2) loodete raadius, mis mõõdab tähe tiheduse piiret servas klastri osa.
Galaktika kerakujuliste klastrite peamine eripära on nende ühtlaselt kõrge vanus. Määratletud kerakujuliste klastrite tähepopulatsiooni võrdlemisel tähtede evolutsioonimudelitega, on kõigi seni mõõdetud inimeste vanus vahemikus 11–13 miljardit aastat. Need on galaktika vanimad objektid ja nii pidid nad olema ka esimeste moodustatud. Et see nii oli, näitab ka asjaolu, et kerakujulistel klastritel on raskete elementide hulk palju väiksem kui Galaktika tasapinnal olevatel tähtedel, näiteks Päikesel. Koosneb tähtedest, mis kuuluvad II äärmisse populatsiooni ( vaata allpool Tähed ja tähepopulatsioonid ), nagu ka suure laiuskraadiga halotähed, tekkisid need peaaegu kerakujulised kooslused ilmselt enne, kui galaktika materjal praeguseks õhukeseks kettaks lamenes. Nende komponenttähtede arenedes andsid nad osa oma gaasist tähtedevahelisse ruumi. See gaas oli rikastatud rasketes elementides (s.t heeliumist raskemates elementides), mis tekkisid tähtedes nende evolutsiooni hilisemates etappides, nii et tähtedevahelist gaasi galaktikas muudetakse pidevalt. Vesinik ja heelium on alati olnud peamised koostisosad , kuid raskete elementide tähtsus on järk-järgult kasvanud. Käesolev tähtedevaheline gaas sisaldab heeliumist raskemaid elemente umbes 2 massiprotsendi ulatuses, samas kui kerajad klastrid sisaldavad vaid 0,02 protsenti samu elemente.
Kobaratest väiksemad ja vähem massiivsed klastrid asuvad galaktika tasapinnas, mis on segunenud enamiku süsteemi tähed , sealhulgas Päike. Need objektid on avatud kobarad, nn nn seetõttu, et neil on tavaliselt avatum ja lahtisem välimus kui tüüpilistel kerakujulistel klastritel.
avatud klastriga NGC 290 Avatud klastriga NGC 290 Hubble'i kosmoseteleskoobi järgi. Euroopa Kosmoseagentuur ja NASA
Avatud klastrid jaotuvad galaktikas väga sarnaselt noorte tähtedega. Nad on galaktika tasapinnale väga kontsentreerunud ja nende arv väheneb aeglaselt selle keskmest väljapoole. Nende klastrite ulatuslikku levikut ei saa otseselt teada saada, sest nende olemasolu Linnutee tasapinnas tähendab, et tolm varjab neid, mida on rohkem kui paar tuhat valgusaastad Päikesest. Kõrval analoogia galaktikaga sarnanevate väliste galaktikate avatud klastritega arvatakse, et need järgivad integreeritud valgus Galaktikas, välja arvatud see, et neid on keskpiirkondades tõenäoliselt vähem. On mõningaid tõendeid selle kohta, et nooremad avatud kobarad on tihedamalt koondunud Galaktika spiraalhaaradesse, vähemalt Päikese naabruses, kus neid relvi on võimalik eristada.
Kõige eredamad avatud kobarad on tunduvalt nõrgemad kui kõige eredamad kerajad kobarad. Tipp absoluutne heledus näib olevat umbes 50 000 korda suurem kui Päikese heledus, kuid teadaolevate avatud klastrite suurima protsendi heledus on võrdne 500 päikese heledusega. Massid saab määrata klastrite üksikute täheliikmete mõõdetud kiiruste hajumise järgi. Enamikul avatud klastritest on väikesed massid suurusjärgus 50 päikesemassi. Nende kogu tähtede populatsioon on väike, ulatudes kümnetest kuni mõne tuhandeni.
mida rist ristiusus esindab
Avatud klastrite läbimõõt on ainult 2 või 3 kuni umbes 20 valgusaastat, kusjuures enamus on üle 5 valgusaasta. Struktuuris tunduvad nad kerasparvedest väga erinevad, ehkki neid saab mõista sarnaste dünaamiliste mudelite järgi. Kõige olulisem struktuurne erinevus on nende väike kogumass ja suhteline lõtvus, mis tulenevad nende suhteliselt suurest südamiku raadiusest. Nendel kahel tunnusel on katastroofilised tagajärjed, mis puudutab nende lõplikku saatust, sest avatud klastrid ei ole piisavalt gravitatsiooniliselt seotud, et taluda galaktika häirivaid loodete mõjusid ( vaata täheparv: avatud kobarad). Otsustades 3000 Päikese valgusaasta jooksul avatud kobarate valimi põhjal, suudavad vaid pooled neist üle 200 miljoni aasta vastu pidada sellistele loodete jõududele ja kõigest kahel protsendil on eluiga kuni miljard aastat.
Mõõdetud avatud klastrite vanused nõustuvad järeldustega, mis nende eluea kohta on tehtud. Nad kipuvad olema noored objektid; teadaolevalt on vaid üksikud vanemad kui 1 miljard aastat. Enamik neist on nooremad kui 200 miljonit aastat ja mõned on 1 või 2 miljonit aastat vanad. Avatud klastrite vanused määratakse kindlaks nende tähtede kuulumise võrdlemisel tähe evolutsiooni teoreetiliste mudelitega. Sest kõigil kobaras olevatel tähtedel on peaaegu sama vanus ja kemikaal kompositsioon , on liikmetähtede erinevused täielikult tingitud nende erinevast massist. Aja möödudes pärast klastri moodustumist kaovad massiivsed tähed, mis arenevad kõige kiiremini, klastrist järk-järgult, muutudes valgeteks kääbustähtedeks või muudeks helendavateks tähejääkideks. Klastrite teoreetilised mudelid näitavad, kuidas see mõju tähesisu aja jooksul muudab ja otsene võrdlus reaalsete klastritega annab neile usaldusväärse vanuse. Selle võrdluse tegemiseks kasutavad astronoomid diagrammi (värvi-suuruse diagramm), mis joonistab tähtede temperatuurid nende heleduse järgi. Värvi-suuruse diagrammid on saadud enam kui 1000 avatud klastri kohta ja seega on selle suure valimi jaoks teada vanused.
Kuna avatud klastrid on enamasti noored objektid, on neil keemilisi aineid kompositsioonid mis vastavad rikastatud keskkond millest nad moodustasid. Enamik neist on oma raskete elementide rohkuses nagu Päike ja mõned on veelgi rikkamad. Näiteks hüaadides, mis moodustavad ühe lähima klastri, on peaaegu kaks korda rohkem rasket elementi kui Päikeses. 1990ndatel sai võimalikuks leida väga noori avatud klastreid, mis varem olid täielikult peidetud sügavatesse tolmustesse piirkondadesse. Kasutamine infrapuna massiividetektorid leidsid astronoomid, et paljud molekulaarpilved sisaldasid väga noori täherühmi, mis olid just moodustunud ja mõnel juhul alles moodustuvad.
Isegi nooremad kui avatud kobarad, on täheühendused väga lõdvad noorte rühmad tähed millel on ühine päritolukoht ja -aeg, kuid mis pole tavaliselt gravitatsiooniliselt piisavalt tihedalt seotud, et moodustada stabiilne klaster. Täheühendused piirduvad rangelt Galaktika tasapinnaga ja esinevad ainult süsteemi piirkondades, kus toimub tähtede moodustumine, eriti spiraalhaarades. Need on väga helendavad esemed. Kõige eredamad on isegi eredamad kerakujulised kobarad, kuid seda mitte sellepärast, et need sisaldavad rohkem tähti; selle asemel on see tingitud asjaolust, et nende moodustavad tähed on tähtedest palju heledamad moodustavad kerajad klastrid. Täheühenduste kõige helendavamad tähed on spektritüüpide O ja B väga noored tähed. Nende absoluutsed heledused on sama eredad kui mis tahes tähes Galaktikas - suurusjärgus miljon korda suurem kui Päikese heledus. Sellistel tähtedel on väga lühike eluiga, mis kestab vaid paar miljonit aastat. Seda tüüpi helendavate tähtede puhul ei pea olema väga palju, et moodustada väga helendav ja silmatorkav rühmitus. Täheühenduste kogu mass moodustab vaid mõnisada päikesemassi, kusjuures tähtede populatsiooni on sadu või üksikutel juhtudel tuhandeid.
Täheühenduste suurused on suured; galaktikas viibijate keskmine läbimõõt on umbes 250 valgusaastad . Nad on nii suured ja lõdvalt üles ehitatud, et enese gravitatsioon on nende kooshoidmiseks ebapiisav ning mõne miljoni aasta jooksul hajuvad liikmed ümbritsevasse ruumi, muutudes galaktikaväljas eraldiseisvateks ja ühendamata tähtedeks.
Need objektid on tähtede organisatsioonid, millel on ühised mõõdetavad liikumised. Mõnikord ei moodusta need märgatavat klastrit. See määratlus võimaldab seda terminit rakendada objektide hulgale alates lähimatest gravitatsiooniliselt seotud klastritest kuni laialt levinud tähtede rühmadesse, millel puudub ilmne gravitatsiooniline identiteet ja mis avastatakse ainult kataloogidest otsides ühise liikumisega tähti. Liikuvate rühmade seas on kõige tuntum Hiiadid tähtkuju Sõnn. Seda süsteemi nimetatakse ka Tauruse liikuva klastri või Tauruse ojana sisaldab suhteliselt tihe Hyades-klaster koos mõne väga kaugel oleva liikmega. See sisaldab kokku umbes 350 tähte, sealhulgas mitu valget kääbust. Selle keskus asub umbes 150 valgusaasta kaugusel. Teiste märkimisväärsete liikuvate täherühmade hulka kuuluvad rühmad Ursa Major, Scorpius -Centaurus ja Pleiades. Lisaks nendele kaugorganisatsioonidele on uurijad täheldanud suure kiirusega tähtede rühmi Päikese lähedal. Üks neist, mida nimetatakse rühmaks Groombridge 1830, koosneb paljudest alamkääbustest ja tähest RR Lyrae, mille järgi nimetati RR Lyrae muutujad.
Plejaadid Pleiaadide hele udusus (M45, NGC 1432), kaugus 490 valgusaastat. Kobaratähed annavad valgust ning ümbritsevad tolmupilved peegeldavad ja hajutavad tähtede kiired. Palomari observatooriumi / California Tehnoloogiainstituudi nõusolek
aasta presidendivalimised olid ajaloolised, sest
Viimased edusammud liikuvate rühmade uurimisel on mõjutanud tähtede kinemaatilise ajaloo uurimist ja galaktika kaugusskaala absoluutset kalibreerimist. Liikuvad rühmad on viimase suhtes osutunud eriti kasulikuks, kuna nende ühine liikumine võimaldab astronoomidel täpselt (lähemate näidete jaoks) määrata iga üksiku liikme kauguse. Koos lähedalasuvate parallaksitähtedega annavad galaktilise kauguse skaala aluse liikuvate rühmade parallaksid. Astronoomid on leidnud, et Hyades'i liikuv klaster sobib nende otstarbeks hästi: see on piisavalt lähedal, et võimaldada meetodi usaldusväärset rakendamist, ja sellel on piisavalt liikmeid täpse vanuse leidmiseks.
Üks põhiprobleeme liikuvate rühmade kasutamisel kauguse määramiseks on liikmete valimine. Hüadeede puhul on seda tehtud väga hoolikalt, kuid mitte ilma oluliste vaidlusteta. Liikuva rühma liikmed (ja selle tegelik olemasolu) määratakse selle järgi, mil määral nende liikumised määravad taevas ühise läheneva punkti. Üks tehnika on määrata suurte ringide pooluste koordinaadid, mis on määratud üksikute tähtede õigete liikumiste ja asenditega. Pooluste positsioonid määravad suure ringi ja selle üks poolustest on liikuva rühma lähenemispunkt. Tähtede liikmeks saamise saab kindlaks teha kriteeriumid rakendatakse üksikute tähtede õige liikumisega pooluste kaugusele keskmisest suurest ringist. Rühma enda olemasolu usaldusväärsust saab mõõta suurte ringpunktide hajutamise kaudu nende keskmise suhtes.
Kuna liikmete esialgseks valimiseks ei ole kasutatud radiaalkiirusi, saab neid järgnevate mitteliikmete kõrvaldamiseks hiljem uurida. Lõplik liikmete nimekiri peaks sisaldama ainult väga vähe mitteliikmeid - kas neid, kes näivad nõustuvat rühma liikumisega vaatlusvigade tõttu, või neid, kes juhtuvad jagama rühma ettepanekut praegu, kuid pole grupiga ajalooliselt seotud.
Üksikute tähtede kaugused liikuvas rühmas võib määrata, kui nende radiaalkiirused ja õiged liikumised on teada ( vaata allpool Täheliigutused ) ja kui on kindlaks määratud kiirguse täpne asukoht. Kui tähe nurkkaugus kiirgusest on λ ja kui klastri kui terviku kiirus Päikese suhtes on V , siis tähe radiaalkiirus, V r , on V r = V cos λ.Põiki (või tangentsiaalne) kiirus, T , annab T = V sin λ = 4,74 μ / lk kus lk on tähe parallaks kaarekundites. Seega annab tähe parallaksi lk = 4,74 μ võrevoodi λ / V r .
Selle meetodi abil usaldusväärsete vahemaade saavutamise võti on rühma läheneva punkti võimalikult täpne leidmine. Kasutatavad erinevad tehnikad (nt Charlieri meetod) on võimelised suure täpsusega, tingimusel et mõõtmised ise ei sisalda süstemaatilisi vigu. Näiteks Tauruse liikuva rühma puhul on hinnatud, et kõige paremini vaadeldavate tähtede täpsus on parallaksis suurusjärgus 3 protsenti, jättes maha kõik õigete liikumiste süsteemsetest probleemidest tulenevad vead. Selle järjekorra täpsused polnud muudel viisidel võimalikud enne, kui kosmosepõhine teleskoop Hipparcos suutis mõõta tuhandete üksikute tähtede ülitäpseid täheparallakse.
Galaktika silmatorkav komponent on suurte, heledate, hajusate gaasiliste objektide kogum, mida tavaliselt nimetatakse udukogud . Nendest pilvitaolistest objektidest on kõige eredamad heitgaasid, suured tähtedevahelise gaasi kompleksid ja tähed, milles gaas eksisteerib ioniseeritud ja ergastatud olekus (aatomite elektronid on ergastatud normaalsest kõrgemale energiatasemele). Selle seisundi tekitab tugev ultraviolettvalgus, mida kiirgab väga helendav, kuum tähed gaasi sisse põimitud. Kuna heitgaaside udud koosnevad peaaegu täielikult ioniseeritud vesinikust, nimetatakse neid tavaliselt H II piirkondadeks.
Orioni udukogu (M42) Orioni udukogu (M42) keskus. Astronoomid on selles 2,5 valgusaasta pikkuses piirkonnas tuvastanud umbes 700 noort tähte. Nad on avastanud ka üle 150 protoplanetaarse ketta ehk proplydi, mis arvatakse olevat embrüonaalsed päikesesüsteemid, mis lõpuks moodustavad planeete. Need tähed ja toorikud tekitavad suurema osa udukogu valgusest. See pilt on mosaiik, mis ühendab 45 Hubble'i kosmoseteleskoobi tehtud pilti. NASA, C.R. O'Dell ja S.K. Wong (riisiülikool)
H II regioone leidub galaktika tasapinnas, mis on segunenud noorte tähtede, täheühenduste ja kõige nooremate avatud kobaratega. Need on piirkonnad, kuhu on hiljuti tekkinud väga massiivsed tähed ja paljud sisaldavad kondenseerumata gaasi, tolmu ja molekulaarseid komplekse, mis on tavaliselt seotud tähtede pideva moodustumisega. H II piirkonnad on koondunud galaktika spiraalsetesse õlgadesse, kuigi mõned on nende vahel. Paljud neist asuvad Linnutee galaktika keskpunktist vahemaa tagant, kusjuures kõige rohkem on neid 10 000 valgusaasta kaugusel. See viimane asjaolu võib olla kindlaks tehtud kuigi H II piirkondi ei saa selgelt näha kaugemal kui paar tuhat valgusaastat Päikesest. Nad kiirgavad iseloomulikku tüüpi raadiokiirgust, termilise spektriga, mis näitab, et nende temperatuur on umbes 10 000 kelvinit. See termiline raadiokiirgus võimaldab astronoomidel kaardistada H II piirkondade levikut galaktika kaugemates osades.
Galaktika suurimad ja eredamad H II piirkonnad konkureerivad kogu heleduses kõige eredamate täheparvedega. Kuigi suurem osa nähtavast kiirgusest on koondunud vähestesse eraldatud heitkoguste joontesse, on kõige eredama näiline heledus samaväärne kümnete tuhandete päikese heledusega. Need H II piirkonnad on ka märkimisväärse suurusega, läbimõõduga umbes 1000 valgusaastat. Tavalisemalt on tavalised H II piirkonnad, näiteks Orioni udukogu, umbes 50 valgusaasta kaugusel. Need sisaldavad gaasi, mille kogumass ulatub ühest või kahest päikesemassist kuni mitme tuhandeni. H II piirkonnad koosnevad peamiselt vesinikust, kuid sisaldavad ka mõõdetavaid koguseid muid gaase. Heelium on arvult teine ja suures koguses süsinikku, lämmastik ja hapnikku esineb samuti. Esialgsed tõendid näitavad, et raskemate elementide arvukus tuvastatud gaaside ja vesiniku vahel väheneb galaktika keskmest väljapoole, seda tendentsi on täheldatud ka teistes spiraalgalaktikates.
Planetaarsete udukogudena tuntud gaasilised pilved sarnanevad muud tüüpi ududega vaid pealiskaudselt. Seda nimetatakse seetõttu, et väiksemad sordid sarnanevad teleskoobi kaudu vaadates peaaegu planeetide ketastega, tähistavad planeedi udud tähe elutsükli lõpus olevat etappi, mitte ühte alguses. Selliste udukogude jaotus galaktikas erineb H II piirkondade omast. Planeedi udud kuuluvad vahepopulatsiooni ja neid leidub kogu ketta ja sisemise halo ulatuses. Galaktikas on teada rohkem kui 1000 planetaarset udukogu, kuid Linnutee piirkonna varjutuse tõttu võib neid rohkem tähelepanuta jätta.
Kassi silma udukogu Kombineeritud pilt Kassi silma udust (NGC 6543), ühendades kolm Hubble'i kosmoseteleskoobi tehtud pilti. Sellel planeedi udukogul on ebatavaliselt keeruline struktuur, kontsentriliste kestadega (vaadelduna heledate rõngastena), joadega (projektsioonid vasakus ja paremas ülanurgas) ning hulga detailidega, mis viitavad šokilainete keerulisele koostoimele. J. P. Harrington ja K. J. Borkowski (Marylandi ülikool) ja NASA
Teist tüüpi udune Galaktikast leitud objekt on plahvatanud tähest välja puhutud gaasi jääk, mis moodustab a supernoova . Aeg-ajalt näevad need objektid välja nagu planetaarsed udud, nagu krabiudu, kuid viimasest erinevad nad kolmel viisil: (1) nende gaasi kogumass (hõlmab suuremat, sisuliselt kogu gaasi massi). plahvatav täht), (2) nende kinemaatika (nad laienevad suurema kiirusega) ja (3) nende eluajad (nad kestavad lühemat aega nähtavate udukogudena). Tuntumad supernoova jäänused on need, mis tulenevad kolmest ajalooliselt täheldatud supernoovast: 1054. aasta omast, mis muutis Krabi uduseks selle jäänused; 1572. aasta oma, mida nimetatakse Tycho Novaks; ja 1604. aasta oma, mida nimetatakse Kepleri Novaks. Need objektid ja paljud teised Galaxy sarnased tuvastatakse raadiolainepikkustel. Nad eraldavad raadioenergiat peaaegu tasases spektris, kuna gaasijääkidesse suletud magnetväljas peaaegu valguskiirusel spiraalselt liikuvate laetud osakeste kiirgus kiirgub. Sel viisil genereeritud kiirgust nimetatakse sünkrotronkiirguseks ja see on seotud supernoova jäänuste kõrval mitmesuguste vägivaldsete kosmiliste nähtustega, nagu näiteks raadiogalaktikad.
Krabi nebula Krabi udu, mis tekkis aastal 1054 registreeritud supernoova plahvatuse tagajärjel. See pilt tehti, ühendades kaks tosinat Hubble'i kosmoseteleskoobi ekspositsiooni. NASA / ESA / STScI / AURA
Galaktika tolmupilved piirduvad kitsalt Linnutee tasapinnaga, kuigi väga madala tihedusega tolmu on võimalik tuvastada ka galaktiliste pooluste läheduses. Tolmupilvi, mis asub Päikesest 2000–3000 valgusaasta kaugusel, ei saa optiliselt tuvastada, sest sekkuvad tolmupilved ja üldine tolmukiht varjavad kaugemaid vaateid. Tuginedes tolmupilvede jaotumisele teistes galaktikates, võib järeldada, et need on sageli kõige silmatorkavamad spiraalhaarades, eriti täpselt määratletud pilvede siseservas. Kõige paremini vaadeldavad tolmu pilved Päikese lähedal on mitmesaja päikesemassi ja suurusega, ulatudes maksimaalselt umbes 200 valgusaastast murdosa valgusaastast. Kõige väiksemad kipuvad olema kõige tihedamad, osaliselt evolutsiooni tõttu: kui tolmukompleks kokku tõmbub, muutub see ka tihedamaks ja läbipaistmatu . Kõige väiksemad tolmupilved on nn Boki kerakesed, mis on nimetatud Hollandi Ameerika astronoomi Bart J. Boki järgi; nende objektide pikkus on umbes üks valgusaasta ja nende mass on 1–20 päikesemassi.
Kotka udukogu Kotka udukogu. Tähed moodustuvad selles külma tolmu ja gaasi kolonnis, mille pikkus on 9,5 valgusaastat. NASA, ESA ja The Hubble Heritage Team (STScI / AURA)
NGC 4013 NGC 4013, spiraalgalaktika, millel on silmatorkav tolmurada nagu Linnutee galaktika, Hubble'i kosmoseteleskoobi pildil. NASA ja Hubble'i pärandimeeskond (STScI / AURA)
Terviklikum teave galaktika tolmu kohta pärineb infrapuna tähelepanekud. Kuigi optilised instrumendid suudavad tolmu tuvastada, kui see varjab kaugemaid objekte või kui see on valgustatud väga lähedal asuvate tähtede poolt suudavad infrapuna-teleskoobid registreerida pika lainepikkusega kiirgust, mida jahedad tolmupilved ise kiirgavad. 1980-ndate aastate alguses mehitamata orbiidil asuva observatooriumi, infrapuna-astronoomia satelliidi (IRAS) poolt läbi viidud taeva täielik uurimine infrapuna lainepikkustel näitas Linnuteel suurt hulka tihedaid tolmupilvi. 20 aastat hiljem kaardistas Spitzeri kosmoseteleskoop suurema tundlikkuse, suurema lainepikkuse katvuse ja parema eraldusvõimega Linnutee paljud tolmukompleksid. Mõnes oli võimalik vaadata massiivseid täheparvesid, mis olid alles kujunemisjärgus.
Linnutee paksusid tolmupilvi saab uurida veel ühe vahendi abil. Paljud sellised objektid sisaldavad tuvastatavaid koguseid molekule, mis kiirgavad raadiokiirgust lainepikkustel, mis võimaldavad neid tuvastada ja analüüsida. Üle 50 erineva molekuli, sealhulgas süsinikmonooksiid ja formaldehüüd ja tolmupilvedes on tuvastatud radikaale.
Galaktika tähed, eriti Linnutee ääres, paljastavad üldise, kõikehõlmava tähtedevahelise meediumi olemasolu viisil, kuidas nad kaugusega järk-järgult tuhmuvad. See toimub peamiselt tähtedevahelise tolmu tõttu, mis varjab ja punetab tähevalgust. Keskmiselt tuhmuvad Päikese lähedal olevad tähed kaks korda iga 3000 valgusaasta kohta. Seega täht, mis asub Galaktika tasapinnas 6000 valgusaasta kaugusel, näib neli korda nõrgem kui muidu, kui poleks tähtedevahelist tolmu.
kus asub siiditee
Hobusepea nebula. Anglo-Austraalia observatoorium
Linnutee galaktika keskus Linnutee galaktika keskpiirkonnad. Vasakpoolne pilt on nähtavas valguses ja paremal olev pilt on infrapuna; kahe pildi märgatav erinevus näitab, kuidas infrapunakiirgus võib tungida läbi galaktilise tolmu. Infrapunapilt on osa kogu taeva infrapunavalguses uuringust Two Micron All Sky Survey (2MASS). Atlase pildi mosaiik viisakalt Howard McCallon ja Gene Kopan 2MASSi projektist / UMass / IPAC-Caltech / NASA / NSF
Tähevahelise tolmu mõju ilmnemise teine viis on tausttähe valguse polarisatsioon. Tolm on ruumis mingil määral joondatud ja selle tulemuseks on selektiivne neeldumine, nii et valguslainete jaoks on eelistatud vibratsioonitasapind. Elektrilised vektorid kalduvad eelistatavalt paiknema piki galaktilist tasapinda, kuigi on piirkondi, kus jaotus on keerulisem. Tõenäoliselt tekib polarisatsioon seetõttu, et tolmuterad on galaktika poolt osaliselt joondatud magnetväli . Kui tolmuterad on paramagnetilised, nii et nad toimivad mõnevõrra magnetina, siis võib üldine magnetväli, kuigi see on väga nõrk, ajapikku terad oma lühikeste telgedega välja suunas suunata. Selle tulemusena on polarisatsiooni suunad tähed taeva erinevates osades võimaldavad joonistada magnetvälja suuna Linnuteel.
Tolmuga kaasneb gaas, mis hajub tähtede vahel õhukeselt, täites nende vahelise ruumi. See tähtedevaheline gaas koosneb peamiselt neutraalsel kujul vesinikust. Raadioteleskoobid suudavad tuvastada neutraalset vesinikku, kuna see kiirgab lainepikkusel 21 cm. Selline raadiolainepikkus on tähtedevahelise tolmu tungimiseks piisavalt pikk ja seda saab tuvastada kõikidest galaktika osadest. Enamik sellest, mida astronoomid on galaktika suuremahulise ehituse ja liikumiste kohta teada saanud, on saadud tähtedevahelise neutraalse vesiniku raadiolainetest. Kaugust tuvastatud gaasini ei ole lihtne kindlaks määrata. Statistiline argumente tuleb kasutada paljudel juhtudel, kuid gaasi kiirused, võrreldes tähtedele leitud kiiruste ja galaktika dünaamika põhjal eeldatavate kiirustega, annavad kasulikke vihjeid vesinikuraadio erinevate allikate asukoha kohta heide. Päikese lähedal on tähtedevahelise gaasi keskmine tihedus 10−21g / cm3, mis võrdub umbes ühe vesinikuaatomiga kuupsentimeetri kohta.
Veel enne, kui nad esimest korda avastasid neutraalse vesiniku heitkogused 1951. aastal, olid astronoomid tähtedevahelisest gaasist teadlikud. Gaasi väiksemad komponendid, näiteks naatrium ja kaltsium, neelavad valgust kindlatel lainepikkustel ja põhjustavad seega neeldumisjoonte ilmnemist gaasist kaugemal asuvate tähtede spektrites. Kuna tähtedest pärinevad jooned on tavaliselt erinevad, on võimalik tähtedevahelise gaasi jooni eristada ja mõõta nii gaasi tihedust kui ka kiirust. Sageli on isegi võimalik jälgida tähtedevahelise gaasi mitme kontsentratsiooni mõju Maa ja tausttähtede vahel ning seeläbi määrata gaasi kinemaatikat galaktika erinevates osades.
Kuulge Linnutee kokkupõrke ennustamist Andromeda galaktikaga, mis võib juhtuda umbes nelja miljardi aasta pärast. Ülevaade Andromeda ja Linnutee galaktikate prognoositavast kokkupõrkest, mis peaks toimuma umbes nelja miljardi aasta pärast. Avatud ülikool (Britannica kirjastuspartner) Vaadake kõiki selle artikli videoid
Magellani pilved tunnistati 20. sajandi alguses kui galaktika kaasobjektid. Kui Ameerika astronoom Edwin hubble kehtestas selle, mida me nüüd nimetame galaktikateks, ekstragalaktilise olemuse, selgus, et Pilved pidid olema eraldi süsteemid, nii ebakorrapärase klassi kui ka üle 100 000 valgusaastad kauge. (Nende kauguste parimad väärtused on praegu suurte ja väikeste pilvede korral vastavalt 163 000 ja 202 000 valgusaastat.) Leitud on täiendavaid lähedasi kaaslasi, kes kõik on kääbuse elliptilise klassi väikesed ja silmapaistmatud objektid. Neist lähim on Ambur-kääbus - galaktika, mis langeb Linnutee galaktikasse, olles galaktika palju tugevama raskusjõu poolt hõivatud. Selle galaktika tuum on umbes 90 000 valgusaasta kaugusel. Teised lähedased kaaslased on hästi uuritud Carina, Draco, Fornax, Leo I, Leo II, Sextans, Sculptor ja Ursa Minor galaktikad, samuti mitmed väga nõrgad, vähem tuntud objektid. Nende kaugused jäävad vahemikku umbes 200 000 kuni 800 000 valgusaastat. Nende galaktikate rühmitamist Linnutee galaktika ümber matkitakse Andromeda galaktika puhul, millega on kaasas ka mitu kääbuskaaslast.
kerakobar NGC 1850 suures Magellanic Cloudis Enamik kerakobarast NGC 1850 koosneb kollastest tähtedest; eredad valged tähed kuuluvad teise avatud kobarasse, mis on umbes 200 valgusaastat kaugemal kui NGC 1850. See pilt on koondatud Hubble'i kosmoseteleskoobi tehtud piltidest. R. Gilmozzi, kosmoseteleskoobi teaduse instituut / Euroopa Kosmoseagentuur; Shawn Ewald, JPL; ja NASA
Copyright © Kõik Õigused Kaitstud | asayamind.com