Mléčná dráha -Milky Way

z Wikipedie, otevřené encyklopedie

mléčná dráha
ESO-VLT-Laser-photo-33a-07.jpg
Údaje z pozorování ( epocha J2000 )
Souhvězdí Střelec
Rektascenze 17 h 45 m 40,0409 s
Deklinace −29° 00′ 28,118″
Vzdálenost 25,6–27,1 kly (7,86–8,32 kpc)
Charakteristika
Typ Sb, Sbc nebo SB(rs)bc
( spirální galaxie s příčkou )
Hmotnost (0,8–1,5 ) × 1012 M
Počet hvězdiček 100–400 miliard
Velikost Hvězdný disk : 185 ± 15 kly
Halo temné hmoty : 1,9 ± 0,4 Mly (580 ± 120 kpc )
Tloušťka tenkého hvězdného disku ≈2 kly (0,6 kpc)
Moment hybnosti 1 × 10 67 J s
Období galaktické rotace Slunce 240 Myr
Období rotace spirálového vzoru 220–360 Myr
Období rotace vzoru pruhu 100–120 Myr
Rychlost vzhledem k rámu opěrky CMB 552,2 ± 5,5 km/s
Úniková rychlost v pozici Slunce 550 km/s
Hustota temné hmoty v pozici Slunce 0,0088+0,0024
−0,0018
M ks −3 popř0,35+0,08
−0,07
GeV cm −3
Viz také: Galaxie, Seznam galaxií

Mléčná dráha je galaxie, která zahrnuje naši sluneční soustavu, s názvem popisujícím vzhled galaxie ze Země : mlhavý pás světla viděný na noční obloze tvořený hvězdami, které nelze jednotlivě rozeznat pouhým okem . Termín Mléčná dráha je překladem latiny via lactea z řeckého γαλακτικός κύκλος ( galaktikos kýklos ), což znamená „mléčný kruh“. Ze Země se Mléčná dráha jeví jako pás, protože její diskovitá struktura je pozorována zevnitř. Galileo Galilei poprvé rozložil pás světla na jednotlivé hvězdy svým dalekohledem v roce 1610. Až do počátku 20. let si většina astronomů myslela, že Mléčná dráha obsahuje všechny hvězdy ve vesmíru . Po Velké debatě mezi astronomy Harlowem Shapleym a Heberem Curtisem v roce 1920 pozorování Edwina Hubbla ukázala, že Mléčná dráha je jen jednou z mnoha galaxií.

Mléčná dráha je spirální galaxie s příčkou s odhadovaným viditelným průměrem 100 000–200 000 světelných let . Nedávné simulace naznačují, že oblast temné hmoty, která také obsahuje některé viditelné hvězdy, může dosahovat až průměru téměř 2 milionů světelných let. Mléčná dráha má několik satelitních galaxií a je součástí Místní skupiny galaxií, které tvoří část Nadkupy v Panně, která je sama součástí nadkupy Laniakea .

Odhaduje se, že obsahuje 100–400 miliard hvězd a alespoň takový počet planet . Sluneční soustava se nachází v okruhu asi 27 000 světelných let od galaktického středu, na vnitřním okraji Orionova ramene, jedné ze spirálovitých koncentrací plynu a prachu. Hvězdy v nejvnitřnějších 10 000 světelných letech tvoří výduť a jeden nebo více příček, které z výdutě vyzařují. Galaktický střed je intenzivní rádiový zdroj známý jako Sagittarius A*, supermasivní černá díra o hmotnosti 4 100 (± 0,034) milionů hmotností Slunce . Hvězdy a plyny v širokém rozsahu vzdáleností od galaktického středu obíhají rychlostí přibližně 220 kilometrů za sekundu. Zdá se, že konstantní rychlost rotace odporuje zákonům Keplerianovy dynamiky a naznačuje, že velká část (asi 90 %) hmoty Mléčné dráhy je pro teleskopy neviditelná, nevyzařuje ani neabsorbuje elektromagnetické záření . Tato domnělá hmota byla nazvána „ temná hmota “. Doba rotace je asi 240 milionů let na poloměru Slunce. Mléčná dráha jako celek se pohybuje rychlostí přibližně 600 km za sekundu s ohledem na extragalaktické referenční soustavy. Ntarší hvězdy v Mléčné drázeou téměř tak staré jako samotný vesmír, a proto pravděpodobně vznikly krátce po temném věku velkého třesku . Dne 12. května 2022 astronomové poprvé oznámili snímek Sagittarius A*, supermasivní černé díry v centru galaxie Mléčná dráha.

Etymologie a mytologie

Původ mléčné dráhy ( asi 1575–1580) od Tintoretta

V babylonské epické básni Enūma Eliš je Mléčná dráha vytvořena z useknutého ocasu pravěké slané dračice Tiamat, kterou na oblohu zasadil Marduk, babylonský národní bůh, poté, co ji zabil. Tento příběh byl kdysi považován za založený na starší sumerské verzi, ve které je Tiamat místo toho zabita Enlilem z Nippuru, ale nyní se má za to, že je čistě výmyslem babylonských propagandistů se záměrem ukázat Marduka jako nadřazeného sumerským božstvům.

V řecké mytologii umístí Zeus svého syna narozeného smrtelné ženě, nemluvně Heracles, na Héřino prso, když spí, takže dítě bude pít její božské mléko a stane se tak nesmrtelným. Hera se probudí při kojení a pak si uvědomí, že kojí neznámé dítě: odstrčí dítě, část mléka se rozlije a vytvoří pás světla známý jako Mléčná dráha. Staří Řekové věřili, že vzhled Mléčné dráhy vznikl, když si Athéna odtrhla Hérakla od prsou, ze kterých se všude rozstřikovalo mléko.

Llys Dôn (doslova „Dvůr Dôn “) je tradiční velšský název pro souhvězdí Cassiopeia . Nejméně tři Dônovy děti mají také astronomické asociace: Caer Gwydion ("Pevnost Gwydion ") je tradiční velšský název pro Mléčnou dráhu a Caer Arianrhod ("Pevnost Arianrhod ") je souhvězdí Corona Borealis .

V západní kultuře je název „Mléčná dráha“ odvozen od jejího vzhledu jako matně nerozlišený „mléčný“ zářící pás klenoucí se po noční obloze. Termín je překladem klasické latiny via lactea, odvozený z helénistického řeckého γαλαξίας, zkratka pro γαλαξίας κύκλος ( galaxías kýklos ), což znamená „mléčný kruh“. Starořecké γαλαξίας ( galaxie ) – z kořene γαλακτ -, γάλα ("mléko") + -ίας (tvořící přídavná jména) - je také kořenem "galaxie", což je název pro naši a později všechny tyto sbírky hvězd.

Mléčná dráha, neboli „mléčný kruh“, byla pouze jedním z 11 „kruhů“, které Řekové identifikovali na obloze, dalšími byly zvěrokruh, poledník, horizont, rovník, obratníky Raka a Kozoroha, arktické a antarktické kruhy . a dva barevné kruhy procházející oběma póly.

Pohled na Mléčnou dráhu směrem k souhvězdí Střelce (včetně Galaktického středu ), jak je vidět z tmavého místa s malým světelným znečištěním ( Poušť Black Rock, Nevada), jasný objekt vpravo dole je Jupiter, těsně nad Antares

Vzhled

Časosběrné video zachycující Mléčnou dráhu klenoucí se nad ALMA

Mléčná dráha je viditelná ze Země jako mlhavý pás bílého světla, široký asi 30°, klenoucí se nad noční oblohou . I kdyžou při pozorování noční oblohy všechny jednotlivé hvězdy pouhým okem na celé obloze součástí galaxie Mléčná dráha, termín "Mléčná dráha" je omezen na tento pás světla. Světlo pochází z nahromadění nerozlišených hvězd a jiného materiálu umístěného ve směru galaktické roviny . Jasnější oblasti kolem pásma se objevují jako měkké vizuální skvrny známé jako hvězdná mračna . Nejnápadnější z nich je Hvězdné mračno Velkého střelce, část centrální vybouleniny galaxie. Tmavé oblasti v pásmu, jako je Velká trhlina a Coalsack, ou oblasti, kde mezihvězdný prach blokuje světlo ze vzdálených hvězd. Oblast oblohy, kterou Mléčná dráha zakrývá, se nazývá zóna vyhýbání se .

Mléčná dráha má relativně nízkou povrchovou jasnost . Jeho viditelnost může být značně snížena světlem na pozadí, jako je světelné znečištění nebo měsíční světlo . Aby byla Mléčná dráha viditelná, musí být obloha tmavší než asi 20,2 magnitudy na čtvereční obloukovou sekundu. Mělo by být viditelné, pokud je mezní magnituda přibližně +5,1 nebo lepší a vykazuje velké množství detailů při +6,1. Díky tomu je Mléčná dráha obtížně viditelná z jasně osvětlených městských nebo příměstských oblastí, ale je velmi výrazná při pohledu z venkovských oblastí, když je Měsíc pod obzorem. Mapy umělého jasu noční oblohy ukazují, že více než jedna třetina obyvatel Země nevidí Mléčnou dráhu ze svých domovů kvůli světelnému znečištění.

Při pohledu ze Země zaujímá viditelná oblast galaktické roviny Mléčné dráhy oblast oblohy, která zahrnuje 30 souhvězdí . Galaktický střed leží ve směru ke Střelci, kde je Mléčná dráha nejjasnější. Ze Střelce se zdá, že mlhavý pás bílého světla prochází kolem do galaktického anticentra v Aurize . Kapela pak pokračuje zbytek cesty po obloze, zpět ke Střelci a rozděluje oblohu na dvě zhruba stejné polokoule .

Galaktická rovina je nakloněna o asi 60° k ekliptice (rovina oběžné dráhy Země ). Ve vztahu k nebeskému rovníku prochází tak daleko na sever jako souhvězdí Cassiopeia a na jih jako souhvězdí Crux, což ukazuje na vysoký sklon zemské rovníkové roviny a roviny ekliptiky vzhledem ke galaktické rovině. Severní galaktický pól se nachází při rektascenci 12 h 49 m, deklinaci +27,4° ( B1950 ) poblíž β Comae Berenices a jižní galaktický pól je poblíž α Sculptoris . Kvůli tomuto vysokému sklonu, v závislosti na noční a roční době, se může oblouk Mléčné dráhy jevit na obloze relativně nízko nebo relativně vysoko. Pro pozorovatele ze zeměpisných šířek přibližně 65° severní až 65° jižní šířky prochází Mléčná dráha přímo nad hlavou dvakrát denně.

Astronomická historie

Tvar Mléčné dráhy, jak jej odvodil z počtů hvězd William Herschel v roce 1785; Sluneční soustava byla předpokládána blízko středu

V Meteorologica Aristoteles (384–322 př. n . l. ) uvádí, že řečtí filozofové Anaxagoras ( asi 500–428 př.  n . l. ) a Demokritos (460–370 př. n. l.) navrhli, že Mléčná dráha je záře hvězd, které nou přímo viditelné kvůli zemskému stínu, zatímco jiné hvězdy přijímají své světlo ze Slunce (ale mají svou záři zakrytou slunečními paprsky). Sám Aristoteles věřil, že Mléčná dráha je součástí horní atmosféry Země (spolu s hvězdami) a že jde o vedlejší produkt hoření hvězd, který se nerozptýlí kvůli své nejvzdálenější poloze v atmosféře (skládající její velký kruh ). Novoplatónský filozof Olympiodorus mladší ( asi  495 – 570 n . l. ) tento názor kritizoval a tvrdil, že pokud by byla Mléčná dráha sublunární, měla by se v různých časech a na různých místech na Zemi jevit odlišně a měla by mít paralaxu, což není . Z jeho pohledu je Mléčná dráha nebeská. Tato myšlenka by později v islámském světě ovlivnila .

Perský astronom Abū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048) navrhl, že Mléčná dráha je „sbírka nesčetných fragmentů povahy mlhovinových hvězd“. Andaluský astronom Avempace ( 1138 ) navrhl, aby se Mléčná dráha skládala z mnoha hvězd, ale zdá se, že jde o souvislý obraz kvůli účinku lomu v zemské atmosféře, přičemž citoval své pozorování konjunkce Jupiteru a Marsu v roce 1106 nebo 1107. jako důkaz. Podle Jamila Ragepa perský astronom Naṣīr al-Dīn al-Ṭūsī (1201–1274) ve své Tadhkiře píše: „Mléčná dráha, tedy Galaxie, je tvořena velmi velkým množstvím malých, těsně seskupených hvězd, které, kvůli jejich koncentraci a malosti se zdají být zakalené. Z tohoto důvodu to bylo přirovnáváno k barvě mléka.“ Ibn Qayyim Al-Jawziyya (1292–1350) navrhl, že Mléčná dráha je „nesčetné množství malých hvězd shromážděných ve sféře stálic“ a že tyto hvězdyou větší než planety.

Důkaz o Mléčné dráze skládající se z mnoha hvězd přišel v roce 1610, kdy Galileo Galilei použil dalekohled ke studiu Mléčné dráhy a zjistil, že se skládá z velkého množství slabých hvězd. V pojednání z roku 1755 Immanuel Kant, čerpající z dřívější práce Thomase Wrighta, spekuloval (správně), že Mléčná dráha by mohla být rotujícím tělesem velkého počtu hvězd, držených pohromadě gravitačními silami podobnými Sluneční soustavě, ale na mnoha místech. větší měřítka. Výsledný disk hvězd by byl z naší perspektivy uvnitř disku vidět jako pás na obloze. Wright a Kant také předpokládali, že některé z mlhovin viditelných na noční obloze by mohly být samostatné „galaxie“, podobné té naší. Kant označoval jak Mléčnou dráhu, tak „extragalaktické mlhoviny“ jako „ostrovní vesmíry“, což je termín stále aktuální až do 30. let 20. století.

První pokus popsat tvar Mléčné dráhy a polohu Slunce v ní provedl William Herschel v roce 1785 pečlivým počítáním počtu hvězd v různých oblastech viditelné oblohy. Vytvořil diagram tvaru Mléčné dráhy se sluneční soustavou blízko středu.

V roce 1845 Lord Rosse zkonstruoval nový dalekohled a dokázal rozlišit mezi eliptickými a spirálovitými mlhovinami. Podařilo se mu také rozeznat jednotlivé bodové zdroje v některých z těchto mlhovin, což potvrdilo Kantovu dřívější domněnku.

Fotografie „Velké mlhoviny v Andromedě“ z roku 1899, později identifikovaná jako galaxie Andromeda

V roce 1904 Jacobus Kapteyn při studiu správných pohybů hvězd uvedl, že tyto pohyby nebyly náhodné, jak se v té době věřilo; hvězdy by mohly být rozděleny do dvou proudů pohybujících se téměř opačnými směry. Později se zjistilo, že Kapteynova data byla prvním důkazem rotace naší galaxie, což nakonec vedlo k nálezu galaktické rotace Bertilem Lindbladem a Janem Oortem .

V roce 1917 pozoroval Heber Curtis novu S Andromedae ve Velké mlhovině v Andromedě ( Mesierův objekt 31). Při hledání ve fotografickém záznamu našel dalších 11 nov . Curtis si všiml, že tyto novy byly v průměru o 10 magnitud slabší než ty, které se vyskytly v Mléčné dráze. V důsledku toho byl schopen přijít s odhadem vzdálenosti 150 000 parseků. Stal se zastáncem hypotézy „ostrovních vesmírů“, která tvrdila, že spirální mlhovinyou nezávislé galaxie. V roce 1920 proběhla Velká debata mezi Harlowem Shapleym a Heberem Curtisem o povaze Mléčné dráhy, spirálních mlhovinách a rozměrech vesmíru. Na podporu svého tvrzení, že Velká mlhovina v Andromedě je vnější galaxií, si Curtis všiml vzhledu tmavých pruhů připomínajících mračna prachu v Mléčné dráze a také významný Dopplerův posun .

Spor byl přesvědčivě vyřešen Edwinem Hubblem na počátku 20. let 20. století pomocí observatoře Mount Wilson 2,5 m (100 palců) Hookerova dalekohledu . Se schopností tohoto nového dalekohledu shromažďovat světlo dokázal vytvořit astronomické fotografie, které rozlišily vnější části některých spirálních mlhovin jako sbírky jednotlivých hvězd. Byl také schopen identifikovat některé proměnné cefeid, které mohl použít jako měřítko pro odhad vzdálenosti k mlhovinám. Zjistil, že mlhovina Andromeda je 275 000 parseků od Slunce, což je příliš daleko na to, aby byla součástí Mléčné dráhy.

Astrografie

Mapa galaxie Mléčná dráha se souhvězdími, která protínají galaktickou rovinu v každém směru, a známými anotovanými významnými komponentami včetně hlavních ramen, ostruh, příčky, jádra/výdutě, pozoruhodných mlhovin a kulových hvězdokup .
Celooblohový pohled na hvězdy v Mléčné dráze a sousední galaxie, založený na prvním roce pozorování z družice Gaia, od července 2014 do září 2015. Mapa ukazuje hustotu hvězd v každé části oblohy. Jasnější oblasti ukazují na hustší koncentraci hvězd. Tmavší oblasti v galaktické rovině odpovídají hustým oblakům mezihvězdného plynu a prachu, které absorbují světlo hvězd.

Sonda ESA Gaia poskytuje odhady vzdálenosti určením paralaxy miliardy hvězd a mapuje Mléčnou dráhu se čtyřmi plánovanými vydáními map v letech 2016, 2018, 2021 a 2024. Studie z roku 2020 dospěla k závěru, že Gaia detekovala kolísavý pohyb galaxie., které mohou být způsobeny „ točivými momenty z nesprávného vyrovnání osy rotace disku vzhledem k hlavní ose nekulového hala nebo z nahromaděné hmoty v halo získané během pozdního pádu nebo z blízkých interagujících satelitních galaxií a jejich následný příliv a odliv“.

Poloha a okolí Slunce

Pozice sluneční soustavy v Mléčné dráze
Schéma Mléčné dráhy s polohou Sluneční soustavy označenou žlutou šipkou a červenou tečkou v Orionově rameni . Tečka zhruba pokrývá větší okolí Sluneční soustavy, prostor mezi Radcliffovou vlnou a dělenými lineárními strukturami (dříve Gouldův pás ).
Umělecký detailní záběr Orionského ramene s hlavními rysy Radcliffe Wave a Split lineárních struktur a se sluneční soustavou obklopenou nejbližšími velkými nebeskými útvary na povrchu Místní bubliny ve vzdálenosti 400-500 světelných let .

Slunce je blízko vnitřního okraje Orionova ramene, v Místním chmýří Místní bubliny, mezi Radcliffovou vlnou a Rozštěpenými lineárními strukturami (dříve Gouldův pás ). Na základě studií hvězdných drah kolem Sgr A* Gillessen et al. (2016), Slunce leží v odhadované vzdálenosti 27,14 ± 0,46 kly (8,32 ± 0,14 kpc) od galaktického středu. Boehle a kol. (2016) zjistili menší hodnotu 25,64 ± 0,46 kly (7,86 ± 0,14 kpc), rovněž pomocí analýzy hvězdné dráhy. Slunce je v současnosti 5–30 parseků (16–98 ly) nad nebo severně od centrální roviny galaktického disku. Vzdálenost mezi místním ramenem a dalším ramenem, Perseovým ramenem, je asi 2 000 parseků (6 500 ly). Slunce a tím i sluneční soustava se nachází v galaktické obyvatelné zóně Mléčné dráhy .

V kouli o poloměru 15 parseků (49 ly) od Slunce je asi 208 hvězd jasnějších než absolutní magnituda 8,5, což dává hustotu jedné hvězdy na 69 krychlových parseků nebo jedné hvězdy na 2 360 kubických světelných let (ze seznamu nejbližších jasných hvězd ). Na druhé straně existuje 64 známých hvězd (jakékoli velikosti, nepočítaje 4 hnědé trpaslíky ) v okruhu 5 parseků (16 ly) od Slunce, což dává hustotu asi jedné hvězdy na 8,2 parseků krychlových nebo jedné na 284 krychlových světla. -let (ze Seznamu nejbližších hvězd ). To ilustruje skutečnost, že existuje mnohem více slabých hvězd než jasných hvězd: na celé obloze je asi 500 hvězd jasnějších než zdánlivá magnituda 4, ale 15,5 milionů hvězd jasnějších než zdánlivá magnituda 14.

Vrchol dráhy Slunce nebo sluneční apex je směr, kterým Slunce cestuje vesmírem v Mléčné dráze. Obecný směr slunečního galaktického pohybu je směrem ke hvězdě Vega poblíž souhvězdí Herkula, pod úhlem zhruba 60 nebeských stupňů ke směru galaktického středu. Očekává se, že oběžná dráha Slunce kolem Mléčné dráhy bude zhruba eliptická s přidáním poruch způsobených galaktickými spirálními rameny a nerovnoměrným rozložením hmoty. Slunce navíc projde galaktickou rovinou přibližně 2,7krát za oběh. To je velmi podobné tomu, jak pracuje jednoduchý harmonický oscilátor bez členu tlumící síly. Tyto oscilace byly donedávna považovány za shodné s obdobími masového vymírání živých forem na Zemi. Reanalýza účinků přechodu Slunce spirální strukturou založená na datech CO nedokázala najít korelaci.

Sluneční soustavě trvá jeden oběh Mléčné dráhy ( galaktický rok ) asi 240 milionů let, takže se předpokládá, že Slunce během svého života dokončilo 18–20 oběhů a 1/1250 revoluce od vzniku lidí. . Oběžná rychlost Sluneční soustavy kolem středu Mléčné dráhy je přibližně 220 km/s (490 000 mph) neboli 0,073 % rychlosti světla . Slunce se pohybuje heliosférou rychlostí 84 000 km/h (52 000 mph). Při této rychlosti trvá Sluneční soustavě asi 1 400 let, než urazí vzdálenost 1 světelného roku, nebo 8 dní, než urazí 1 AU ( astronomická jednotka ). Sluneční soustava směřuje k zvířetníkovému souhvězdí Štíra, které následuje po ekliptice.

Galaktické kvadranty

Diagram polohy Slunce v Mléčné dráze, úhly představují zeměpisné délky v galaktickém souřadnicovém systému .

Galaktický kvadrant, neboli kvadrant Mléčné dráhy, označuje jeden ze čtyř kruhových sektorů v rozdělení Mléčné dráhy. V astronomické praxi je vymezení galaktických kvadrantů založeno na galaktickém souřadnicovém systému, který staví Slunce jako počátek mapovacího systému .

Kvadrantyou popsány pomocí pořadových čísel – například „1. galaktický kvadrant“, „druhý galaktický kvadrant“ nebo „třetí kvadrant Mléčné dráhy“. Při pohledu ze severního galaktického pólu s 0° (nula stupňů) jako paprsek, který běží od Slunce a přes Galaktický střed,ou kvadranty:

Galaktický
kvadrant
Galaktická
zeměpisná délka
(ℓ)

Odkaz
1 0° ≤ ℓ ≤ 90°
2 90° ≤ ℓ ≤ 180°
3 180° ≤ ℓ ≤ 270°
4
270° ≤ ℓ ≤ 360°
(360° ≅ 0°)

s galaktickou zeměpisnou délkou (ℓ) rostoucí ve směru proti směru hodinových ručiček ( pozitivní rotace ) při pohledu ze severu od galaktického středu (vyhlídkový bod vzdálený několik set tisíc světelných let od Země ve směru souhvězdí Coma Berenices ); při pohledu z jihu od galaktického středu (vyhlídka podobně vzdálená v souhvězdí Sochař ), by se zvětšila ve směru hodinových ručiček ( negativní rotace ).

Velikost a hmotnost

Předpokládá se, že struktura Mléčné dráhy je podobná této galaxii ( UGC 12158 na snímku z HST )

Mléčná dráha je druhá největší galaxie v Místní skupině (po galaxii Andromeda ) s hvězdným diskem o průměru přibližně 170 000–200 000 světelných let (52–61 kpc) a v průměru přibližně 1 000 ly (0,3 kpc). ) tlustý. Pro srovnání relativního fyzického měřítka Mléčné dráhy, pokud by sluneční soustava k Neptunu měla velikost americké čtvrti (24,3 mm (0,955 palce)), Mléčná dráha by měla přibližně velikost sousedních Spojených států . Nad a pod relativně plochou galaktickou rovinou se vlní prstencové vlákno hvězd, které se ovíjí kolem Mléčné dráhy o průměru 150 000–180 000 světelných let (46–55 kpc), která může být součástí samotné Mléčné dráhy. .

Schematický profil Mléčné dráhy.
Zkratky: GNP/GSP: Galaktický severní a jižní pól

Mléčná dráha je přibližně 890 miliard až 1,54 bilionu násobku hmotnosti Slunce celkem (8,9 × 1011 až 1,54 × 1012 hmotností Slunce), i když hvězdy a planety z toho tvoří jen malou část. Odhady hmotnosti Mléčné dráhy se liší v závislosti na použité metodě a datech. Dolní hranice rozsahu odhadu je 5,8 × 1011 hmotností Slunce ( M ), o něco méně než u galaxie v Andromedě . Měření pomocí pole Very Long Baseline Array v roce 2009 nalezla pro hvězdy na vnějším okraji Mléčné dráhy rychlosti až 254 km/s (570 000 mph). Protože orbitální rychlost závisí na celkové hmotnosti uvnitř orbitálního poloměru, naznačuje to, že Mléčná dráha je hmotnější a zhruba se rovná hmotnosti galaxie v Andromedě při 7 × 1011 M do 160 000 ly (49 kpc) od svého středu. V roce 2010 měření radiální rychlosti halo hvězd zjistilo, že hmotnost uzavřená do 80 kilo parseků je 7 × 1011 M . Podle studie zveřejněné v roce 2014 se hmotnost celé Mléčné dráhy odhaduje na 8,5 × 1011 M , ale to je jen polovina hmotnosti galaxie v Andromedě. Nedávný odhad hmotnosti Mléčné dráhy je 1,29 × 1012 M .

Velká část hmoty Mléčné dráhy se zdá být temnou hmotou, neznámou a neviditelnou formou hmoty, která gravitačně interaguje s běžnou hmotou. Předpokládá se, že halo temné hmoty se rozprostírá relativně rovnoměrně do vzdálenosti více než sto kiloparseků (kpc) od galaktického středu. Matematické modely Mléčné dráhy naznačují, že hmotnost temné hmoty je 1–1,5 × 1012 M . Nedávné studie naznačují rozsah hmotnosti až 4,5 × 1012 M a jen 8 × 1011 M . Pro srovnání, celková hmotnost všech hvězd v Mléčné dráze se odhaduje mezi 4,6 × 1010 M a 6,43 × 1010 milionů . Kromě hvězd existuje také mezihvězdný plyn, který obsahuje 90 % hmotnosti vodíku a 10 % hélia, přičemž dvě třetiny vodíku se nacházejí v atomární formě a zbývající jedna třetina tvoří molekulární vodík . Hmotnost mezihvězdného plynu Mléčné dráhy se rovná 10 % až 15 % celkové hmotnosti jejích hvězd. Mezihvězdný prach tvoří další 1 % celkové hmotnosti plynu.

V březnu 2019 astronomové oznámili, že hmotnost galaxie Mléčná dráha je 1,5 bilionu slunečních hmot v poloměru asi 129 000 světelných let, což je více než dvojnásobek, než bylo stanoveno v dřívějších studiích, a naznačují, že asi 90 % hmotnosti galaxie galaxie je temná hmota .

Obsah

360stupňový panoramatický pohled na Mléčnou dráhu (složená mozaika fotografií) od ESO, galaktický střed je uprostřed pohledu s galaktickým severem nahoře
360stupňové vykreslení Mléčné dráhy pomocí dat Gaia EDR3 ukazujících mezihvězdný plyn, prach podsvícený hvězdami (hlavní skvrny označené černě; bílé štítkyou hlavní jasné skvrny hvězd ). Levá hemisféra je obrácena ke galaktickému středu, pravá hemisféra je obrácena ke galaktickému anticentru.

Mléčná dráha obsahuje 100 až 400 miliard hvězd a alespoň tolik planet. Přesné číslo by záviselo na počtu hvězd s velmi nízkou hmotností, které je obtížné detekovat, zejména ve vzdálenostech větších než 300 ly (90 pc) od Slunce. Pro srovnání, sousední galaxie v Andromedě obsahuje odhadem jeden bilion (1012 ) hvězd. Mléčná dráha může obsahovat deset miliard bílých trpaslíků, miliardu neutronových hvězd a sto milionů hvězdných černých děr . Prostor mezi hvězdami vyplňuje disk plynu a prachu nazývaný mezihvězdné médium . Tento disk má alespoň srovnatelný rozsah poloměru jako hvězdy, zatímco tloušťka vrstvy plynu se pohybuje od stovek světelných let u chladnějšího plynu po tisíce světelných let u teplejšího plynu.

Disk hvězd v Mléčné dráze nemá ostrou hranu, za kterou nou žádné hvězdy. Koncentrace hvězd spíše klesá se vzdáleností od středu Mléčné dráhy. Z důvodů, které nou pochopeny, za poloměrem zhruba 40 000 světelných let (13 kpc) od středu počet hvězd na kubický parsek klesá mnohem rychleji s poloměrem. Kolem galaktického disku je sférické galaktické halo hvězd a kulových hvězdokup, které se rozprostírá dále vně, ale velikost je omezena dráhami dvou satelitů Mléčné dráhy, Velkého a Malého Magellanova mračna, jejichž nejbližší přiblížení ke Galaktickému středu je asi 180 000. ly (55 kpc). V této vzdálenosti nebo dále by byly oběžné dráhy většiny halo objektů narušeny Magellanovými mraky. Takové objekty by tedy byly pravděpodobně vymrštěny z blízkosti Mléčné dráhy. Integrovaná absolutní vizuální velikost Mléčné dráhy se odhaduje na přibližně -20,9.

Pozorování gravitační mikročočky i planetárního tranzitu naznačují, že ke hvězdám může být vázáno přinejmenším tolik planet, kolik je hvězd v Mléčné dráze, a měření pomocí mikročoček naznačují, že existuje více nepoctivých planet, které nou vázány na hostitele hvězd, než je hvězd. Mléčná dráha obsahuje alespoň jednu planetu na hvězdu, což má za následek 100–400 miliard planet, podle studie pětiplanetového hvězdného systému Kepler-32 z ledna 2013 provedené vesmírnou observatoří Kepler . Jiná analýza dat Keplera z ledna 2013 odhadla, že v Mléčné dráze sídlí nejméně 17 miliard exoplanet velikosti Země. Dne 4. listopadu 2013 astronomové na základě dat vesmírné mise Keplera oznámili, že v obyvatelných zónách hvězd podobných Slunci a červených trpaslíků v rámci Mléčné dráhy by mohlo být až 40 miliard planet velikosti Země. 11 miliard z těchto odhadovaných planet může obíhat hvězdy podobné Slunci. Nejbližší exoplaneta může být podle studie z roku 2016 vzdálená 4,2 světelného roku a obíhá kolem červeného trpaslíka Proxima Centauri . Takové planety velikosti Země mohou být početnější než plynní obři. Kromě exoplanet byly detekovány také „ exokomety “, komety mimo Sluneční soustavu, které mohou být běžné v Mléčné dráze. Nedávno, v listopadu 2020, se odhaduje, že v Galaxii Mléčná dráha existuje více než 300 milionů obyvatelných exoplanet.

Struktura

Přehled různých prvků celkové struktury Mléčné dráhy.
Tmavá skvrna obklopená oranžově žlutým prstencem ve tvaru koblihy
Supermasivní černá díra Sagittarius A* zobrazená dalekohledem Event Horizon Telescope v rádiových vlnách. Centrální temná skvrna je stín černé díry, který je větší než horizont událostí .
Jasné rentgenové záblesky ze Sagittarius A* (vložka) ve středu Mléčné dráhy, jak je detekovala rentgenová observatoř Chandra .
Umělcův dojem z toho, jak by Mléčná dráha vypadala z různých úhlů pohledu – z přímé viditelnosti, struktura ve tvaru arašídové skořápky, kterou nelze zaměňovat s centrálním vyboulením galaxie, je evidentní; Při pohledu shora se centrální úzká příčka, která je zodpovědná za tuto strukturu, jeví jasně, stejně jako mnoho spirálních ramen as nimi související prachová oblaka

Mléčná dráha se skládá z oblasti jádra ve tvaru tyče obklopené zkrouceným diskem plynu, prachu a hvězd. Rozložení hmoty v Mléčné dráze se velmi podobá typu Sbc v Hubbleově klasifikaci, což představuje spirální galaxie s relativně volně vinutými rameny. Astronomové poprvé začali předpokládat, že Mléčná dráha je spirální galaxie s příčkou, spíše než obyčejná spirální galaxie, v 60. letech 20. století. Tyto dohady byly potvrzeny pozorováními Spitzerova vesmírného dalekohledu v roce 2005, která ukázala, že centrální příčka Mléčné dráhy je větší, než se dříve myslelo.

Galaktický střed

Slunce je 25 000–28 000 ly (7,7–8,6 kpc) od galaktického středu. Tato hodnota se odhaduje pomocí geometrických metod nebo měřením vybraných astronomických objektů, které slouží jako standardní svíčky, přičemž různé techniky poskytují různé hodnoty v tomto přibližném rozsahu. Ve vnitřních několika kiloparsekech (o poloměru asi 10 000 světelných let) je hustá koncentrace převážně starých hvězd ve zhruba kulovitém tvaru zvaném vyboulenina . Bylo navrženo, že Mléčná dráha postrádá vybouleninu v důsledku srážky a splynutí mezi předchozími galaxiemi a že místo toho má pouze pseudovyboulení tvořenou její centrální příčkou. V literatuře však panuje zmatek mezi strukturou ve tvaru (arašídové skořápky) vytvořenou nestabilitou tyče a možným vyboulením s očekávaným poloměrem poloměru světla 0,5 kpc.

Galaktický střed je označen intenzivním rádiovým zdrojem jménem Sagittarius A* (vyslovuje se Sagittarius A-star ). Pohyb materiálu kolem středu naznačuje, že Sagittarius A* ukrývá masivní, kompaktní objekt. Tuto koncentraci hmoty lze nejlépe vysvětlit jako supermasivní černou díru (SMBH) s odhadovanou hmotností 4,1–4,5 milionkrát větší než je hmotnost Slunce . Rychlost akrece SMBH je v souladu s neaktivním galaktickým jádrem a odhaduje se na přibližně1 × 10 −5 M za rok. Pozorování naznačují, že poblíž středu většiny normálních galaxií se nacházejí SMBH.

O povaze příčky Mléčné dráhy se aktivně diskutuje, přičemž odhady její poloviční délky a orientace se pohybují od 1 do 5 kpc (3 000–16 000 ly) a 10–50 stupňů vzhledem k linii pohledu ze Země do galaktického středu. Někteří autoři zastávají názor, že Mléčná dráha má dva odlišné pruhy, jeden zasazený do druhého. Hvězdy typu RR Lyrae však nesledují výraznou galaktickou příčku. Tyč může být obklopena prstencem zvaným "5 kpc prstenec", který obsahuje velkou část molekulárního vodíku přítomného v Mléčné dráze, stejně jako většinu aktivity tvorby hvězd Mléčné dráhy . Při pohledu z galaxie Andromeda by to byl nejjasnější útvar Mléčné dráhy. Emise rentgenového záření z jádra je zarovnána s hmotnými hvězdami obklopujícími centrální příčku a galaktický hřbet .

Gama záření a rentgenové záření

Od roku 1970 různé mise pro detekci gama záření objevily 511- keV gama záření přicházející z obecného směru galaktického centra. Tyto gama paprskyou produkovány pozitrony (antielektrony) anihilujícími s elektrony . V roce 2008 bylo zjištěno, že rozložení zdrojů gama záření se podobá rozložení nízkohmotných rentgenových dvojhvězd, zdá se, že naznačují, že tyto rentgenové dvojhvězdy vysílají pozitrony (a elektrony) do mezihvězdného prostoru, kde se zpomalují. a zničit. Pozorování byla provedena jak satelity NASA, tak ESA . V roce 1970 detektory gama záření zjistily, že oblast vyzařování má průměr asi 10 000 světelných let se svítivostí asi 10 000 sluncí.

Ilustrace dvou gigantických rentgenových / gama bublin (modrofialová) Mléčné dráhy (uprostřed)

V roce 2010 byly na sever a na jih od jádra Mléčné dráhy pomocí dat z Fermiho kosmického dalekohledu gama detekovány dvě gigantické sférické bubliny s vysokou energií gama emise . Průměr každé z bublin je asi 25 000 světelných let (7,7 kpc) (nebo asi 1/4 odhadovaného průměru galaxie); táhnou se až ke Grusu a k Panně na noční obloze jižní polokoule. Následně pozorování Parkesovým dalekohledem na rádiových frekvencích identifikovala polarizovanou emisi, která je spojena s Fermiho bublinami. Tato pozorování lze nejlépe interpretovat jako magnetizovaný výtok řízený tvorbou hvězd v centrálních 640 ly (200 pc) Mléčné dráhy.

Později, 5. ledna 2015, NASA oznámila, že pozorovala rentgenovou erupci 400krát jasnější než obvykle, rekordman ze Sagittarius A*. Neobvyklá událost mohla být způsobena rozpadem asteroidu padajícího do černé díry nebo propletením siločar magnetického pole v plynu proudícím do Sagittarius A*.

Spirálová ramena

Mimo gravitační vliv galaktické příčky je struktura mezihvězdného média a hvězd v disku Mléčné dráhy organizována do čtyř spirálních ramen. Spirální ramena obvykle obsahují vyšší hustotu mezihvězdného plynu a prachu, než je galaktický průměr, a také větší koncentraci tvorby hvězd, jak je patrné z oblastí H II a molekulárních mračen .

Spirální struktura Mléčné dráhy je nejistá a v současné době neexistuje konsenzus o povaze ramen Mléčné dráhy. Dokonalé logaritmické spirální vzory pouze hrubě popisují útvary poblíž Slunce, protože galaxie mají obvykle ramena, která se větví, splývají, nečekaně se kroutí a vykazují určitý stupeň nepravidelnosti. Možný scénář Slunce uvnitř ostruhy / Lokální rameno zdůrazňuje tento bod a naznačuje, že takové útvary pravděpodobně nou jedinečné a existují jinde v Mléčné dráze. Odhady úhlu sklonu ramen se pohybují od cca 7° do 25°. Předpokládá se, že existují čtyři spirální ramena, která všechna začínají poblíž středu galaxie Mléčná dráha.ou pojmenovány následovně, přičemž pozice pažíou znázorněny na obrázku níže:

Pozorovaná (normální čáry) a extrapolovaná (tečkované) struktura spirálních ramen Mléčné dráhy při pohledu ze severu galaxie – galaxie se v tomto pohledu otáčí ve směru hodinových ručiček. Šedé čáry vyzařující z polohy Slunce (uprostřed nahoře) vypisují třípísmenné zkratky odpovídajících souhvězdí
Barva Zbraně)
tyrkysový Blízko 3 kpc Arm a Perseus Arm
modrý Norma a vnější rameno (spolu s prodloužením objeveným v roce 2004)
zelená Scutum-Kentaurus Arm
Červené Carina-Sagittarius Arm
Existují alespoň dvě menší ramena nebo ostruhy, včetně:
oranžový Orion-Cygnus Arm (která obsahuje Slunce a sluneční soustavu)
Spitzer odhaluje to, co nelze vidět ve viditelném světle: chladnější hvězdy (modré), zahřátý prach (načervenalý odstín) a Sgr A* jako jasně bílou skvrnu uprostřed.
Umělcova koncepce spirální struktury Mléčné dráhy se dvěma hlavními hvězdnými rameny a tyčí.

Dvě spirální ramena, rameno Scutum-Centaurus a rameno Carina-Sagittarius, mají tečné body uvnitř oběžné dráhy Slunce kolem středu Mléčné dráhy. Pokud tato ramena obsahují nadměrnou hustotu hvězd ve srovnání s průměrnou hustotou hvězd na galaktickém disku, bylo by to zjistitelné spočítáním hvězd poblíž tečného bodu. Dva průzkumy blízkého infračerveného světla, které je citlivé především na červené obry a není ovlivněno vyhynutím prachu, odhalily předpovězenou nadměrnou hojnost v rameni Scutum–Centaurus, ale nikoli v rameni Carina–Sagittarius: rameno Scutum–Centaurus obsahuje přibližně 30 % více rudých obrů, než by se dalo očekávat při absenci spirálového ramene. Toto pozorování naznačuje, že Mléčná dráha má pouze dvě hlavní hvězdná ramena: rameno Persea a rameno Scutum-Kentaurus. Zbytek ramen obsahuje přebytečný plyn, ale ne přebytek starých hvězd. V prosinci 2013 astronomové zjistili, že rozložení mladých hvězd a hvězdotvorných oblastí odpovídá čtyřramennému spirálnímu popisu Mléčné dráhy. Zdá se tedy, že Mléčná dráha má dvě spirální ramena, jak je vykreslují staré hvězdy, a čtyři spirální ramena, jak je vystopoval plyn a mladé hvězdy. Vysvětlení tohoto zjevného rozporu je nejasné.

Shluky detekované WISE byly použity ke sledování spirálních ramen Mléčné dráhy.

Near 3 kpc Arm ( také nazývané Expanding 3 kpc Arm nebo jednoduše 3 kpc Arm ) bylo objeveno v 50. letech 20. století astronomem van Woerdenem a jeho spolupracovníky prostřednictvím 21centimetrového rádiového měření H I ( atomárního vodíku ). Bylo zjištěno, že se rozpíná směrem od centrální výdutě rychlostí více než 50 km/s . Nachází se ve čtvrtém galaktickém kvadrantu ve vzdálenosti asi 5,2 kpc od Slunce a 3,3 kpc od galaktického středu . Far 3 kpc Arm objevil v roce 2008 astronom Tom Dame (Harvard–Smithsonian CfA). Nachází se v prvním galaktickém kvadrantu ve vzdálenosti 3 kpc (asi 10 000 ly ) od galaktického středu.

Simulace zveřejněná v roce 2011 naznačila, že Mléčná dráha mohla získat strukturu spirálního ramene v důsledku opakovaných srážek s trpasličí eliptickou galaxií Sagittarius .

Bylo navrženo, že Mléčná dráha obsahuje dva různé spirální vzory: vnitřní, tvořený ramenem Střelce, které se rychle otáčí, a vnější, tvořený rameny Carina a Perseus, jejichž rychlost rotace je pomalejší a jejichž ramenaou pevně stažena. rána. V tomto scénáři, navrženém numerickými simulacemi dynamiky různých spirálních ramen, by vnější vzor tvořil vnější pseudokruh a oba vzory by byly spojeny ramenem Cygnus.

Dlouhý vláknitý molekulární mrak zvaný „Nessie“ pravděpodobně tvoří hustou „páteř“ ramene Scutum-Centarus.

Mimo hlavní spirální ramena je prstenec Monoceros Ring (nebo Vnější prstenec), prstenec plynu a hvězd odtržený od jiných galaxií před miliardami let. Několik členů vědecké komunity však nedávno zopakovalo svůj postoj, že struktura Monoceros není nic jiného než přílišná hustota způsobená rozšířeným a pokřiveným tlustým diskem Mléčné dráhy. Struktura disku Mléčné dráhy je zkroucená podél křivky „S“ .

Svatozář

Galaktický disk je obklopen sféroidním halem starých hvězd a kulových hvězdokup, z nichž 90 % leží do 100 000 světelných let (30 kpc) od galaktického středu. Několik kulových hvězdokup však bylo nalezeno dále, jako PAL 4 a AM 1 ve vzdálenosti více než 200 000 světelných let od galaktického centra. Asi 40 % kup Mléčné dráhy je na retrográdních drahách, což znamená, že se pohybují opačným směrem než rotace Mléčné dráhy. Kulové hvězdokupy mohou sledovat růžicové dráhy kolem Mléčné dráhy, na rozdíl od eliptické dráhy planety kolem hvězdy.

Přestože disk obsahuje prach, který v některých vlnových délkách zakrývá výhled, složka halo nikoli. Aktivní tvorba hvězd probíhá v disku (zejména ve spirálních ramenech, která představují oblasti s vysokou hustotou), ale neprobíhá v halo, protože tam je málo chladného plynu, který by se zhroutil do hvězd. Otevřené clusteryou také umístěny primárně na disku.

Objevy na počátku 21. století přidaly rozměr poznání struktury Mléčné dráhy. S objevem, že disk galaxie v Andromedě (M31) sahá mnohem dále, než se dříve myslelo, je zřejmá možnost, že se disk Mléčné dráhy rozšíří dále, a to je podpořeno důkazy z objevu prodloužení vnějšího ramene galaxie. Rameno Cygnus a podobného rozšíření ramene Scutum-Centaurus . S objevem trpasličí eliptické galaxie Sagittarius přišel objev pásu galaktických trosek, protože polární dráha trpaslíka a jeho interakce s Mléčnou dráhou jej roztrhaly. Podobně, s objevem Velké trpasličí galaxie Canis, bylo zjištěno, že prstenec galaktických trosek z jeho interakce s Mléčnou dráhou obklopuje galaktický disk.

Sloan Digital Sky Survey severní oblohy ukazuje obrovskou a difúzní strukturu (rozprostřenou na ploše asi 5000krát větší než Měsíc v úplňku) v Mléčné dráze, která se nezdá být vhodná pro současné modely. Kolekce hvězd stoupá blízko až kolmo k rovině spirálních ramen Mléčné dráhy. Navrhovaná pravděpodobná interpretace je, že trpasličí galaxie se spojuje s Mléčnou dráhou. Tato galaxie je předběžně pojmenována Stellar Stream Virgo a nachází se ve směru k Panně asi 30 000 světelných let (9 kpc) daleko.

Plynné halo

Kromě hvězdného hala poskytly rentgenové observatoře Chandra, XMM-Newton a Suzaku důkazy, že existuje plynné halo s velkým množstvím horkého plynu. Halo se rozprostírá v délce stovek tisíc světelných let, mnohem dále než hvězdné halo a blízko do vzdálenosti Velkého a Malého Magellanova mračna . Hmotnost tohoto horkého halo je téměř ekvivalentní hmotnosti samotné Mléčné dráhy. Teplota tohoto halo plynu je mezi 1 a 2,5 milionu K (1,8 a 4,5 milionu °F).

Pozorování vzdálených galaxií naznačují, že když byl vesmír starý jen několik miliard let, měl vesmír přibližně jednu šestinu více baryonové (obyčejné) hmoty než temné hmoty. Avšak pouze asi polovina těchto baryonů je součástí moderního vesmíru na základě pozorování blízkých galaxií, jako je Mléčná dráha. Pokud se potvrdí zjištění, že hmotnost halo je srovnatelná s hmotností Mléčné dráhy, mohlo by jít o identitu chybějících baryonů v okolí Mléčné dráhy.

Galaktická rotace

Křivka rotace galaxie pro Mléčnou dráhu – vertikální osa je rychlost rotace kolem galaktického středu; vodorovná osa je vzdálenost od galaktického středu v kpcs; slunce je označeno žlutou koulí; pozorovaná křivka rychlosti otáčení je modrá; předpokládaná křivka založená na hvězdné hmotnosti a plynu v Mléčné dráze je červená; rozptyl v pozorováních zhruba naznačený šedými pruhy, rozdíl je způsoben temnou hmotou

Hvězdy a plyn v Mléčné dráze rotují kolem svého středu diferencovaně, což znamená, že perioda rotace se mění s umístěním. Jak je typické pro spirální galaxie, oběžná rychlost většiny hvězd v Mléčné dráze silně nezávisí na jejich vzdálenosti od středu. Mimo centrální vybouleninu nebo vnější okraj je typická hvězdná orbitální rychlost mezi 210 ± 10 km/s (470 000 ± 22 000 mph). Doba oběhu typické hvězdy je tedy přímo úměrná pouze délce uražené dráhy. To je na rozdíl od situace ve Sluneční soustavě, kde dominuje dvoutělesná gravitační dynamika a různé dráhy mají výrazně odlišné rychlosti. Křivka rotace (zobrazená na obrázku) popisuje tuto rotaci. Směrem ke středu Mléčné dráhyou rychlosti oběžné dráhy příliš nízké, zatímco nad 7 kpcsou rychlosti příliš vysoké na to, aby odpovídaly tomu, co by se dalo očekávat od univerzálního gravitačního zákona.

Pokud by Mléčná dráha obsahovala pouze hmotu pozorovanou u hvězd, plynu a jiné baryonové (běžné) hmoty, rychlost rotace by se vzdáleností od středu klesala. Pozorovaná křivka je však relativně plochá, což naznačuje, že existuje další hmota, kterou nelze přímo detekovat elektromagnetickým zářením. Tato nekonzistence je připisována temné hmotě. Rotační křivka Mléčné dráhy souhlasí s univerzální rotační křivkou spirálních galaxií, což je nejlepší důkaz existence temné hmoty v galaxiích. Alternativně, menšina astronomů navrhuje, že modifikace gravitačního zákona může vysvětlit pozorovanou rotační křivku.

Formace

Dějiny

Mléčná dráha začala jako jedna nebo několik malých nadměrných hustot v distribuci hmoty ve vesmíru krátce po velkém třesku . Některé z těchto nadměrných hustot byly zárodky kulových hvězdokup, ve kterých vznikly ntarší zbývající hvězdy v dnešní Mléčné dráze. Téměř polovina hmoty v Mléčné dráze mohla pocházet z jiných vzdálených galaxií. Nicméně tyto hvězdy a hvězdokupy nyní tvoří hvězdné halo Mléčné dráhy. Během několika miliard let od zrodu prvních hvězd byla hmotnost Mléčné dráhy dostatečně velká, takže se točila poměrně rychle. Kvůli zachování momentu hybnosti to vedlo plynné mezihvězdné médium ke kolapsu ze zhruba kulovitého tvaru na disk. Proto se v tomto spirálovém disku vytvořily pozdější generace hvězd. Většina mladších hvězd, včetně Slunce, je pozorována v disku.

Od doby, kdy se začaly tvořit první hvězdy, Mléčná dráha rostla jak slučováním galaxií (zejména na počátku růstu Mléčné dráhy), tak akrecí plynu přímo z galaktického hala. Mléčná dráha v současné době shromažďuje materiál z několika malých galaxií, včetně dvou jejích největších satelitních galaxií, Velkého a Malého Magellanova mračna, prostřednictvím Magellanova proudu . Přímé narůstání plynu je pozorováno v oblacích s vysokou rychlostí, jako je Smithův oblak . Kosmologické simulace naznačují, že se před 11 miliardami let spojila s obzvláště velkou galaxií, která byla označena jako Kraken . Vlastnosti Mléčné dráhy, jako je hmotnost hvězd, moment hybnosti a metalicita v jejích nejvzdálenějších oblastech však naznačují, že za posledních 10 miliard let neprošla žádným splynutím s velkými galaxiemi. Tento nedostatek nedávných velkých sloučení je u podobných spirálních galaxií neobvyklý; zdá se, že jeho soused galaxie v Andromedě má typičtější historii formovanou novějšími sloučeními s relativně velkými galaxiemi.

Podle nedávných studií leží Mléčná dráha stejně jako galaxie v Andromedě v tom, co je v diagramu barev a velikostí galaxií známé jako „zelené údolí“, oblast osídlená galaxiemi v přechodu z „modrého oblaku“ (galaxie se aktivně tvoří nové hvězdy) do "červené sekvence" (galaxie, kterým chybí tvorba hvězd). Aktivita tvorby hvězd v galaxiích v zeleném údolí se zpomaluje, protože jim dochází plyn pro tvorbu hvězd v mezihvězdném médiu. V simulovaných galaxiích s podobnými vlastnostmi bude tvorba hvězd obvykle zanikla během asi pěti miliard let, a to i za předpokladu očekávaného krátkodobého zvýšení rychlosti tvorby hvězd v důsledku srážky mezi Mléčnou dráhou a Andromedou. Galaxie. Ve skutečnosti měření jiných galaxií podobných Mléčné dráze naznačují, že patří mezi nejčervenější a nejjasnější spirální galaxie, které stále tvoří nové hvězdy, a je jen o něco modřejší než nejmodřejší galaxie s červenou sekvencí.

Věk a kosmologická historie

Srovnání noční oblohy s noční oblohou hypotetické planety v rámci Mléčné dráhy před 10 miliardami let, ve věku asi 3,6 miliard let a 5 miliard let před vznikem Slunce.

Kulové hvězdokupy patří mezi ntarší objekty v Mléčné dráze, které tak stanovují spodní hranici stáří Mléčné dráhy. Stáří jednotlivých hvězd v Mléčné dráze lze odhadnout měřením množství radioaktivních prvků s dlouhou životností, jako je thorium-232 a uran-238, a poté porovnáním výsledků s odhady jejich původního množství, což je technika nazývaná nukleokosmochronologie . Tyto hodnoty výnosu asi 12,5 ± 3 miliardy let pro CS 31082-001 a 13,8 ± 4 miliardy let pro BD +17° 3248 . Jakmile se vytvoří bílý trpaslík, začne podléhat radiačnímu ochlazování a povrchová teplota neustále klesá. Změřením teplot nejchladnějšího z těchto bílých trpaslíků a jejich porovnáním s jejich očekávanou počáteční teplotou lze provést odhad věku. S touto technikou bylo stáří kulové hvězdokupy M4 odhadováno na 12,7 ± 0,7 miliardy let . Odhady stáří ntarší z těchto kup poskytují nejlepší odhad 12,6 miliard let a 95% horní hranici spolehlivosti 16 miliard let.

V listopadu 2018 astronomové oznámili objev jedné z ntarších hvězd ve vesmíru . Asi 13,5 miliardy let stará, 2MASS J18082002-5104378 B je malá hvězda s ultra chudými kovy (UMP), vyrobená téměř výhradně z materiálů uvolněných z Velkého třesku a je možná jednou z prvních hvězd. Objev hvězdy v galaxii Mléčná dráha naznačuje, že galaxie může být nejméně o 3 miliardy let starší, než se dosud předpokládalo.

V halo Mléčné dráhy bylo nalezeno několik jednotlivých hvězd s naměřeným věkem velmi blízkým 13,80 miliardám let stáří vesmíru . V roce 2007 byla hvězda v galaktickém halo, HE 1523-0901, stará asi 13,2 miliardy let. Toto měření jako ntarší známý objekt v té době v Mléčné dráze stanovilo spodní hranici stáří Mléčné dráhy. Tento odhad byl proveden pomocí UV-Visual Echelle Spectrograph z Very Large Telescope k měření relativní síly spektrálních čar způsobených přítomností thoria a dalších prvků vytvořených R-procesem . Síla čar poskytuje množství různých izotopů prvků, z nichž lze pomocí nukleokosmochronologie odvodit odhad stáří hvězdy . Další hvězda, HD 140283, je stará 14,5 ± 0,7 miliardy let.

Podle pozorování využívajících adaptivní optiku ke korekci atmosférického zkreslení Zeměou hvězdy ve výduti galaxie staré asi 12,8 miliardy let.

Stáří hvězd v galaktickém tenkém disku bylo také odhadnuto pomocí nukleokosmochronologie. Měření hvězd na tenkém disku poskytuje odhad, že tenký disk vznikl před 8,8 ± 1,7 miliardami let. Tato měření naznačují, že mezi vytvořením galaktického hala a tenkého disku byla přestávka téměř 5 miliard let. Nedávná analýza chemických podpisů tisíců hvězd naznačuje, že tvorba hvězd mohla klesnout o řád o řád v době vzniku disku, před 10 až 8 miliardami let, kdy byl mezihvězdný plyn příliš horký na to, aby stejnou rychlostí tvořil nové hvězdy. jako dříve.

Satelitní galaxie obklopující Mléčnou dráhu nou rozmístěny náhodně, ale zdá se, žeou výsledkem rozpadu nějakého většího systému vytvářejícího prstencovou strukturu o průměru 500 000 světelných let a šířce 50 000 světelných let. Blízká setkání mezi galaxiemi, jako ta očekávaná za 4 miliardy let s galaxií v Andromedě, utrhnou obrovské ohony plynu, které se časem mohou sloučit a vytvořit trpasličí galaxie v prstenci pod libovolným úhlem k hlavnímu disku.

Mezigalaktické sousedství

Diagram galaxií v Místní skupině vzhledem k Mléčné dráze
Pozice místní skupiny v rámci superklastru Laniakea

Mléčná dráha a galaxie v Andromeděou binární systém obřích spirálních galaxií patřících do skupiny 50 úzce spojených galaxií známých jako Místní skupina, obklopených Místní prázdnotou, která je sama součástí Místního listu a následně Superkupy Virgo . Nadkupa Virgo je obklopena množstvím prázdnot bez mnoha galaxií, prázdnotou Microscopium na „severu“, prázdnotou sochařů nalevo, prázdnotou bot napravo a Canes-Major Void na „. jižní". Tyto dutiny v průběhu času mění tvar a vytvářejí vláknité struktury galaxií. Nadkupa Panny je například přitahována k Velkému atraktoru, který zase tvoří součást větší struktury zvané Laniakea .

Dvě menší galaxie a řada trpasličích galaxií v Místní skupině obíhají kolem Mléčné dráhy. Největší z nich je Velké Magellanovo mračno o průměru 14 000 světelných let. Má blízkého společníka, Malý Magellanův oblak . Magellanův proud je proud neutrálního vodíku, který se táhne od těchto dvou malých galaxií přes 100° oblohy. Předpokládá se, že proud byl vytažen z Magellanových mračen při slapových interakcích s Mléčnou dráhou. Některé z trpasličích galaxií obíhajících kolem Mléčné dráhyou Canis Major Dwarf (nejbližší), Sagittarius Dwarf Eliptical Galaxy, Ursa Minor Dwarf, Sculptor Dwarf, Sextans Dwarf, Fornax Dwarf a Leo I Dwarf . Nejmenší trpasličí galaxie Mléčné dráhy mají průměr pouhých 500 světelných let. Patří mezi ně Carina Dwarf, Draco Dwarf a Leo II Dwarf . Stále mohou existovat nedetekované trpasličí galaxie, kteréou dynamicky vázány na Mléčnou dráhu, což je podpořeno detekcí devíti nových satelitů Mléčné dráhy na relativně malém kousku noční oblohy v roce 2015. Existují také některé trpasličí galaxie, které mají již byly pohlceny Mléčnou dráhou, jako je předchůdce Omega Centauri .

V roce 2014 výzkumníci oznámili, že většina satelitních galaxií Mléčné dráhy leží na velmi velkém disku a obíhá stejným směrem. To přišlo jako překvapení: podle standardní kosmologie by se satelitní galaxie měly tvořit v halo temné hmoty a měly by být široce distribuovány a pohybovat se v náhodných směrech. Tento rozpor není stále plně vysvětlen.

V lednu 2006 výzkumníci oznámili, že dosud nevysvětlená warp v disku Mléčné dráhy byla nyní zmapována a bylo zjištěno, že jde o vlnění nebo vibraci vytvořenou Velkým a Malým Magellanovým mračnem, když obíhají kolem Mléčné dráhy, což způsobuje vibrace, když procházet jeho okraji. Dříve byly tyto dvě galaxie s přibližně 2 % hmotnosti Mléčné dráhy považovány za příliš malé na to, aby ovlivnily Mléčnou dráhu. V počítačovém modelu však pohyb těchto dvou galaxií vytváří brázdu temné hmoty, která zesiluje jejich vliv na větší Mléčnou dráhu.

Současná měření naznačují, že galaxie v Andromedě se k nám blíží rychlostí 100 až 140 km/s (220 000 až 310 000 mph). Za 3 až 4 miliardy let může dojít ke srážce Andromedy a Mléčné dráhy, v závislosti na důležitosti neznámých bočních složek pro relativní pohyb galaxií. Pokud se srazí, je pravděpodobnost, že se jednotlivé hvězdy navzájem srazí, extrémně nízká, ale místo toho se obě galaxie spojí a vytvoří jedinou eliptickou galaxii nebo možná velkou diskovou galaxii v průběhu asi miliardy let.

Rychlost

Ačkoli speciální teorie relativity tvrdí, že v prostoru neexistuje žádná „upřednostňovaná“ inerciální vztažná soustava, se kterou by bylo možné Mléčnou dráhu srovnávat, Mléčná dráha má rychlost vzhledem ke kosmologickým vztažným soustavám .

Jedním takovým referenčním rámcem je Hubbleův tok, zjevné pohyby kup galaxií v důsledku rozpínání vesmíru . Jednotlivé galaxie, včetně Mléčné dráhy, mají vzhledem k průměrnému proudění zvláštní rychlosti . Abychom tedy mohli porovnat Mléčnou dráhu s tokem Hubblea, musíme vzít v úvahu objem dostatečně velký, aby expanze vesmíru dominovala nad místními, náhodnými pohyby. Dostatečně velký objem znamená, že střední pohyb galaxií v tomto objemu se rovná Hubbleovu proudu. Astronomové se domnívají, že Mléčná dráha se pohybuje rychlostí přibližně 630 km/s (1 400 000 mph) s ohledem na tuto místní společně se pohybující referenční soustavu. Mléčná dráha se pohybuje obecným směrem k Velkému atraktoru a dalším kupám galaxií, včetně nadkupy Shapley za ní. Místní skupina (kupa gravitačně vázaných galaxií obsahující mimo jiné Mléčnou dráhu a galaxii Andromeda) je součástí nadkupy zvané Místní nadkupa se středem poblíž Kupy v Panně : ačkoli se od sebe vzdalují na 967 km. /s (2 160 000 mph) jako součást Hubbleova toku je tato rychlost menší, než by se dalo očekávat vzhledem ke vzdálenosti 16,8 milionů pc kvůli gravitační přitažlivosti mezi Místní skupinou a kupou Virgo.

Další referenční rámec poskytuje kosmické mikrovlnné pozadí (CMB). Mléčná dráha se pohybuje rychlostí 552 ± 6 km/s (1 235 000 ± 13 000 mph) vzhledem k fotonům CMB, směrem k rektascenci 10,5, deklinaci -24° ( epocha J2000, blízko centra Hydry ). Tento pohyb je pozorován satelity, jako je Cosmic Background Explorer (COBE) a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) jako dipólový příspěvek k CMB, protože fotony v rovnováze v rámci CMB se posunou do modra ve směru pohybu. a červená posunuta v opačném směru.

Viz také

Poznámky

Reference

Další čtení

externí odkazy