Linnunrata -Milky Way

Wikipediasta, ilmaisesta tietosanakirjasta

Linnunrata
ESO-VLT-Laser-phot-33a-07.jpg
Havaintotiedot (J2000 kausi )
tähdistö Jousimies
Oikea ylösnousemus 17 h 45 m 40,0409 s
Deklinaatio −29° 00′ 28.118″
Etäisyys 25,6–27,1 kly (7,86–8,32 kpc)
Ominaisuudet
Tyyppi Sb, Sbc tai SB(rs)bc
( barred spiral galaxy )
Massa (0,8–1,5) × 10 12 M
Tähtien lukumäärä 100-400 miljardia
Koko Tähtikiekko : 185 ± 15 kly
Pimeän aineen halo : 1,9 ± 0,4 Mly (580 ± 120 kpc )
Ohuen tähtikiekon paksuus ≈2 kly (0,6 kpc)
Kulmamomentti 1 × 10 67 J s
Auringon galaktinen kiertoaika 240 Myr
Spiraalikuvion kiertojakso 220–360 Myr
Tankokuvion kiertoaika 100–120 Myr
Nopeus suhteessa CMB - tukikehykseen 552,2 ± 5,5 km/s
Pakenemisnopeus auringon asennossa 550 km/s
Pimeän aineen tiheys Auringon sijainnissa 0,0088+0,0024
−0,0018
M kpl −3 tai0,35+0,08
−0,07
GeV cm −3
Katso myös: Galaksi, Galaksiluettelo

Linnunrata on galaksi, joka sisältää aurinkokuntamme ja jonka nimi kuvaa galaksin ulkonäköä maasta : yötaivaalla näkyvä sumuinen valokaistale, joka muodostuu tähdistä, joita ei voida yksilöllisesti erottaa paljaalla silmällä . Termi Linnunrata on käännös latinan sanasta via lactea kreikan sanasta γαλακτικός κύκλος ( galaktikos kýklos ), joka tarkoittaa "maitorengasta". Maasta katsottuna Linnunrata näkyy nauhana, koska sen kiekon muotoista rakennetta tarkastellaan sisältäpäin. Galileo Galilei ratkaisi valokaistan ensimmäisen kerran yksittäisiksi tähdiksi kaukoputkellaan vuonna 1610. 1920-luvun alkuun asti useimmat tähtitieteilijät ajattelivat, että Linnunrata sisälsi kaikki maailmankaikkeuden tähdet . Vuoden 1920 suuren keskustelun jälkeen tähtitieteilijöiden Harlow Shapleyn ja Heber Curtisin välillä Edwin Hubblen havainnot osoittivat, että Linnunrata on vain yksi monista galakseista.

Linnunrata on spiraaligalaksi, jonka näkyvä läpimitta on arvioitu 100 000–200 000 valovuotta . Viimeaikaiset simulaatiot viittaavat siihen, että pimeän aineen alue, joka sisältää myös joitain näkyviä tähtiä, voi ulottua jopa lähes 2 miljoonan valovuoden halkaisijaan. Linnunradalla on useita satelliittigalakseja, ja se on osa paikallista galaksiryhmää, joka on osa Neitsyt-superjoukkoa, joka itse on osa Laniakea-superjoukkoa .

Sen arvioidaan sisältävän 100–400 miljardia tähteä ja vähintään tämän määrän planeettoja . Aurinkokunta sijaitsee noin 27 000 valovuoden säteellä Galaktisesta keskuksesta Orionin käsivarren sisäreunalla, joka on yksi spiraalimaisista kaasu- ja pölypitoisuuksista. Sisimmän 10 000 valovuoden tähdet muodostavat pullistuman ja yhden tai useamman pylvään, jotka säteilevät pullistumasta. Galaktinen keskus on voimakas radiolähde, joka tunnetaan nimellä Sagittarius A*, supermassiivinen musta aukko, jonka aurinkomassa on 4,100 (± 0,034) miljoonaa . Tähdet ja kaasut useilla eri etäisyyksillä Galaktisesta keskuksesta kiertävät noin 220 kilometriä sekunnissa. Vakio pyörimisnopeus näyttää olevan ristiriidassa Keplerin dynamiikan lakien kanssa ja viittaa siihen, että suuri osa (noin 90 %) Linnunradan massasta on näkymätöntä teleskoopeille, eikä se lähetä tai absorboi sähkömagneettista säteilyä . Tätä arveluista massaa on kutsuttu " pimeäksi aineeksi ". Pyörimisjakso on noin 240 miljoonaa vuotta Auringon säteellä. Linnunrata kokonaisuudessaan liikkuu nopeudella noin 600 km sekunnissa suhteessa ekstragalaktisiin vertailukehyksiin. Linnunradan vanhimmat tähdet ovat lähes yhtä vanhoja kuin itse maailmankaikkeus, joten ne muodostuivat todennäköisesti pian alkuräjähdyksen pimeän keskikauden jälkeen . 12. toukokuuta 2022 tähtitieteilijät julkistivat ensimmäisen kerran kuvan Jousimies A* :sta, joka on Linnunradan galaksin keskustassa sijaitseva supermassiivinen musta aukko .

Etymologia ja mytologia

Linnunradan alkuperä ( n. 1575–1580), kirjoittanut Tintoretto

Babylonilaisessa eeppisessä runossaan Enūma Eliš Linnunrata luodaan suolavesilohikäärmeen Tiamatin katkaistusta hännästä , jonka Babylonian kansallisjumala Marduk asetti taivaalle surmattuaan hänet. Tämän tarinan uskottiin aikoinaan perustuvan vanhempaan sumerilaiseen versioon, jossa Tiamatin sen sijaan surmasi Enlil Nippurilainen, mutta nyt sen uskotaan olevan puhtaasti babylonialaisten propagandistien keksintö, jonka tarkoituksena on osoittaa Mardukin ylivoimaiseksi sumerilaisia ​​jumaluuksia vastaan.

Kreikkalaisessa mytologiassa Zeus asettaa kuolevaisen naisen, Herakles -lapsen, synnyttämän poikansa Heran rinnoille tämän nukkuessa, jotta vauva juo jumalallista maitoaan ja tulee siten kuolemattomaksi. Hera herää imettäessään ja tajuaa sitten imettävänsä tuntematonta vauvaa: hän työntää vauvan pois, osa maidosta valuu ja se tuottaa Linnunradana tunnetun valonauhan. Muinaiset kreikkalaiset uskoivat, että Linnunradan ilme syntyi, kun Athena repi Herakleksen irti rinnastaan, joka suihkutti maitoa kaikkialle.

Llys Dôn (kirjaimellisesti "Dônin tuomioistuin ") on perinteinen walesilainen nimi Cassiopeian tähdistölle . Ainakin kolmella Dônin lapsella on myös tähtitieteellisiä assosiaatioita: Caer Gwydion (" Gwydionin linnoitus ") on Linnunradan perinteinen Walesin nimi ja Caer Arianrhod (" Arianrhodin linnoitus ") on Corona Borealis -tähtikuvio .

Länsimaisessa kulttuurissa nimi "Milky Way" on johdettu sen ulkonäöstä hämäränä, ratkaisemattomana "maitomaisena" hehkuvana nauhana, joka kaareutuu yötaivaalla. Termi on käännös klassisesta latinasta via lactea, joka on puolestaan ​​johdettu hellenistisen kreikan sanasta γαλαξίας, lyhenne sanoista γαλαξίας κύκλος ( galaxías kýklos ), joka tarkoittaa "maitoinen ympyrä". Antiikin kreikkalainen γαλαξίας ( galaxias ) - juuresta γαλακτ -, γάλα ("maito") + -ίας (muodostavat adjektiiveja) - on myös "galaksin" juur, joka on nimi kaikille sellaisille, kokoelmallemme ja myöhemmille tähtille.

Linnunrata tai "maitoympyrä" oli vain yksi 11 "ympyrästä", jotka kreikkalaiset tunnistivat taivaalla, muut olivat horoskooppi, meridiaani, horisontti, päiväntasaaja, syövän ja Kaurisin tropiikka, arktinen ja etelämannermainen ympyrä . ja kaksi väriympyrää, jotka kulkevat molempien napojen läpi.

Näkymä Linnunradalta kohti Jousimiehen tähdistöä (mukaan lukien Galaktinen keskus ), nähtynä pimeältä paikalta, jossa on vähän valosaastetta ( Black Rock Desert, Nevada), kirkas kohde oikeassa alakulmassa on Jupiter, aivan Antaresin yläpuolella.

Ulkomuoto

Nopeutettu video, joka tallentaa Linnunradan kaarevan
ALMA : n yllä

Linnunrata näkyy Maasta noin 30° leveänä valkoisena valonauhana, joka kaareutuu yötaivaalla . Vaikka kaikki yksittäiset paljain silmin tähdet koko taivaalla ovat osa Linnunradan galaksia, termi "Linnunrata" rajoittuu tähän valokaistaan ​​yötaivaalla. Valo on peräisin erottumattomien tähtien ja muun galaktisen tason suunnassa sijaitsevan materiaalin kerääntymisestä . Kirkkaammat alueet nauhan ympärillä näkyvät pehmeinä visuaalisina laikkuina, jotka tunnetaan tähtipilvinä . Näistä näkyvin on Suuri Jousimies-tähtipilvi, osa galaksin keskimyrskyä . Vyöhykkeen tummat alueet, kuten Great Rift ja Coalsack, ovat alueita, joilla tähtienvälinen pöly estää valon kaukaisista tähdistä. Taivaan aluetta, jonka Linnunrata peittää, kutsutaan välttämisalueeksi .

Linnunradalla on suhteellisen alhainen pinnan kirkkaus . Sen näkyvyyttä voi heikentää huomattavasti taustavalo, kuten valosaaste tai kuunvalo . Taivaan tulee olla tummempi kuin noin 20,2 magnitudia neliökaarisekunnissa, jotta Linnunrata olisi näkyvissä. Sen pitäisi olla näkyvissä, jos rajoittava magnitudi on noin +5,1 tai parempi ja näyttää paljon yksityiskohtia +6,1. Tämän vuoksi Linnunrata on vaikea nähdä kirkkaasti valaistuilta kaupunki- tai esikaupunkialueilta, mutta se on erittäin näkyvä maaseutualueelta katsottuna, kun Kuu on horisontin alapuolella. Keinotekoisen yötaivaan kirkkauskartat osoittavat, että yli kolmasosa maapallon väestöstä ei näe Linnunrataa kodeistaan ​​valosaasteen vuoksi.

Maasta katsottuna Linnunradan galaktisen tason näkyvä alue sijaitsee taivaalla, johon kuuluu 30 tähtikuviota . Galaktinen keskus sijaitsee Jousimiehen suunnassa, missä Linnunrata on kirkkain. Jousimiehen utuinen valkoisen valon nauha näyttää kulkevan Aurigan galaktiseen antikeskukseen . Bändi jatkaa sitten loppumatkaa taivaan ympäri, takaisin Jousimiehen luo jakaa taivaan kahteen suunnilleen yhtä suureen pallonpuoliskoon .

Galaktinen taso on noin 60° kallistettuna ekliptiikkaan ( Maan kiertoradan tasoon ). Suhteessa taivaan päiväntasaajaan se kulkee pohjoisessa Cassiopeian tähdistöstä ja etelästä Cruxin tähdistöstä, mikä osoittaa Maan päiväntasaajatason ja ekliptiikan tason suuren kaltevuuden suhteessa galaktiseen tasoon. Galaktinen pohjoisnapa sijaitsee oikeassa nousussa 12 h 49 m, deklinaatio +27,4° ( B1950 ) lähellä β Comae Berenicesia ja etelägalaktinen napa on lähellä α Sculptorista . Tämän korkean kaltevuuden vuoksi Linnunradan kaari voi näyttää yön ja vuodenajasta riippuen suhteellisen matalalta tai suhteellisen korkealta taivaalla. Noin 65° pohjoisesta 65° etelään leveysasteilta tuleville tarkkailijoille Linnunrata kulkee suoraan pään yläpuolella kahdesti päivässä.

Tähtitieteellinen historia

Linnunradan muoto William Herschelin vuonna 1785 tekemän tähtilaskennan perusteella; Aurinkokunnan oletettiin olevan lähellä keskustaa

Teoksessa Meteorologica Aristoteles (384–322 eKr.) toteaa, että kreikkalaiset filosofit Anaxagoras ( n. 500–428 eKr.) ja Demokritos (  460–370 eKr.) ehdottivat Linnunrata tähtien hehkua, jotka eivät suoraan näy Maan varjon vuoksi. kun taas toiset tähdet saavat valonsa auringosta (mutta niiden hehku peittää auringon säteet). Aristoteles itse uskoi, että Linnunrata oli osa Maan yläilmakehää (tähtien ohella) ja että se oli tähtien palamisen sivutuote, joka ei haihtunut sen uloimman sijainnin vuoksi ilmakehässä (joka muodostaa sen suuren ympyrän ). Uusplatonistinen filosofi Olympiodorus nuorempi ( n. 495–570 jKr . ) kritisoi tätä näkemystä väittäen, että jos Linnunrata olisi lunaarinen  , sen pitäisi näyttää erilaiselta eri aikoina ja eri paikoissa maan päällä ja että sillä pitäisi olla parallaksi, jota sillä ei ole. . Hänen mielestään Linnunrata on taivaallinen. Tämä ajatus vaikuttaisi myöhemmin islamilaisessa maailmassa .

Persialainen tähtitieteilijä Abū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048) ehdotti, että Linnunrata on "kokoelma lukemattomia katkelmia sumuisten tähtien luonteesta". Andalusialainen tähtitieteilijä Avempace ( k . 1138 ) ehdotti Linnunradan koostuvan monista tähdistä, mutta se näyttää olevan jatkuva kuva maan ilmakehän taittumisen vaikutuksesta, vedoten havaintoihinsa Jupiterin ja Marsin yhtymästä vuonna 1106 tai 1107. todisteena. Jamil Ragepin mukaan persialainen tähtitieteilijä Naṣīr al-Dīn al-Ṭūsī (1201–1274) kirjoittaa Tadhkirassaan : "Linnunrata, eli galaksi, koostuu erittäin suuresta määrästä pieniä, tiiviisti ryhmittyneitä tähtiä, jotka keskittymiskyvyn ja pienuuden vuoksi näyttävät olevan sameita laikkuja. Tämän vuoksi sitä verrattiin väriltään maitoon." Ibn Qayyim Al-Jawziyya (1292–1350) ehdotti, että Linnunrata on "lukuinen määrä pieniä tähtiä, jotka on pakattu yhteen kiinteiden tähtien sfääriin" ja että nämä tähdet ovat planeettoja suurempia.

Monista tähdistä koostuva Linnunrata todistettiin vuonna 1610, kun Galileo Galilei tutki Linnunrataa kaukoputkella ja havaitsi sen koostuvan valtavasta määrästä himmeitä tähtiä. Vuonna 1755 julkaistussa tutkielmassa Immanuel Kant, Thomas Wrightin aikaisemman työn pohjalta, arveli (oikein), että Linnunrata saattaa olla pyörivä kappale, jossa on valtava määrä tähtiä, joita pitävät yhdessä aurinkokunnan kaltaiset gravitaatiovoimat, mutta paljon. suurempia mittakaavoja. Tuloksena oleva tähtikiekko nähtäisiin meidän näkökulmastamme levyn sisällä olevana nauhana taivaalla. Wright ja Kant arvelivat myös, että jotkin yötaivaalla näkyvistä sumuista voivat olla itse erillisiä "galakseja", samanlaisia ​​kuin omamme. Kant viittasi sekä Linnunrataan että "ekstragalaktisiin sumuihin" "saariuniversumeiksi", termi oli edelleen voimassa 1930-luvulle asti.

Ensimmäisen yrityksen kuvata Linnunradan muotoa ja Auringon sijaintia siinä teki William Herschel vuonna 1785 laskemalla huolellisesti tähtien lukumäärän näkyvän taivaan eri alueilla. Hän teki kaavion Linnunradan muodosta aurinkokunnan lähellä keskustaa.

Vuonna 1845 Lord Rosse rakensi uuden teleskoopin ja pystyi erottamaan elliptiset ja spiraalin muotoiset sumut. Hän onnistui myös löytämään yksittäisiä pistelähteitä joistakin näistä sumuista, mikä antoi uskoa Kantin aikaisemmille olettamuksille.

Valokuva "Suuresta Andromeda-sumusta" vuodelta 1899, joka tunnistettiin myöhemmin Andromedan galaksiksi

Vuonna 1904 tutkiessaan tähtien oikeita liikkeitä Jacobus Kapteyn kertoi, että ne eivät olleet sattumanvaraisia, kuten tuohon aikaan uskottiin; tähdet voitaisiin jakaa kahteen virtaan, jotka liikkuvat lähes vastakkaisiin suuntiin. Myöhemmin havaittiin, että Kapteynin tiedot olivat olleet ensimmäinen todiste galaksimme pyörimisestä, mikä lopulta johti siihen, että Bertil Lindblad ja Jan Oort löysivät galaktisen kierron .

Vuonna 1917 Heber Curtis oli havainnut nova S Andromedae Suuressa Andromeda - sumussa ( Messier-objekti 31). Etsiessään valokuvatietuetta hän löysi 11 muuta novaa . Curtis huomasi, että nämä novat olivat keskimäärin 10 magnitudia himmeämpiä kuin Linnunradalla. Tämän seurauksena hän pystyi keksimään 150 000 parsekin etäisyysarvion. Hänestä tuli "saariuniversumien" hypoteesin kannattaja, jonka mukaan spiraalisumut olivat itsenäisiä galakseja. Vuonna 1920 Harlow Shapleyn ja Heber Curtisin välillä käytiin suuri keskustelu Linnunradan luonteesta, spiraalisumuista ja maailmankaikkeuden mitoista. Tukeakseen väitettään, että Suuri Andromeda-sumu on ulkoinen galaksi, Curtis pani merkille Linnunradan pölypilviä muistuttavien tummien kaistojen sekä merkittävän Doppler-siirtymän .

Edwin Hubble ratkaisi kiistan lopullisesti 1920-luvun alussa käyttämällä Mount Wilsonin observatorion 2,5 metrin (100 tuumaa) Hooker-teleskooppia . Tämän uuden kaukoputken valoa keräävällä teholla hän pystyi tuottamaan tähtitieteellisiä valokuvia, jotka erottivat joidenkin spiraalisumujen ulkoosat yksittäisten tähtien kokoelmiksi. Hän pystyi myös tunnistamaan joitain kefeidimuuttujia, joita hän voisi käyttää vertailukohtana arvioidakseen etäisyyttä sumuihin. Hän havaitsi, että Andromeda-sumu on 275 000 parsekin päässä Auringosta, aivan liian kaukana ollakseen osa Linnunrataa.

Astrografia

Linnunradan galaksin kartta, jossa on
galaktisen tason kumpaankin suuntaan ylittävät tähtikuviot ja tunnetut näkyvät komponentit merkittyinä, mukaan lukien päävarret, kannut, tanko, ydin/pulloitus, merkittävät sumut ja pallomaiset klusterit .
Koko taivasnäkymä Linnunradan ja naapurigalaksien tähdistä, joka perustuu Gaia-satelliitin ensimmäisen vuoden havaintoihin heinäkuusta 2014 syyskuuhun 2015. Kartta näyttää tähtien tiheyden taivaan jokaisessa osassa. Kirkkaammat alueet osoittavat tiheämpiä tähtipitoisuuksia. Galaktisen tason tummemmat alueet vastaavat tiheitä tähtienvälisiä kaasu- ja pölypilviä, jotka imevät tähtien valoa.

ESAn avaruusalus Gaia tarjoaa etäisyysarvioita määrittämällä miljardin tähden parallaksin ja kartoittaa Linnunrataa neljällä suunnitellun karttajulkaisulla vuosina 2016, 2018, 2021 ja 2024. Vuonna 2020 tehdyssä tutkimuksessa pääteltiin, että Gaia havaitsi galaksin heiluvan liikkeen., joka voi johtua " vääntömomenteista, jotka johtuvat levyn pyörimisakselin virheestä suhteessa ei-pallomaisen halon pääakseliin, tai sädekehän kertyneestä aineesta, joka on hankittu myöhäisen putoamisen aikana, tai lähellä olevista, vuorovaikutuksessa olevista satelliittigalakseista ja niiden seurauksista johtuvat vuorovedet".

Sunin sijainti ja naapurusto

Aurinkokunnan sijainti Linnunradassa
Linnunradan kaavio, jossa aurinkokunnan sijainti on merkitty keltaisella nuolella ja punaisella pisteellä Orionin käsivarressa . Piste peittää suunnilleen aurinkokunnan laajemman ympäristön, Radcliffe Waven ja Splitin lineaaristen rakenteiden (entinen Gould Belt ) välisen tilan.
Taiteellinen lähikuva Orionin käsivarresta, jossa on Radcliffe Waven ja Splitin lineaaristen rakenteiden pääpiirteet sekä aurinkokunta, jota ympäröivät lähimmät suuren mittakaavan taivaan piirteet paikallisen kuplan pinnalla 400-500 valovuoden etäisyydellä .

Aurinko on lähellä Orionin käsivarren sisäreunaa, paikallisen kuplan paikallisen fluffin sisällä, Radcliffe Waven ja Splitin lineaaristen rakenteiden (entinen Gould Belt ) välissä. Perustuu Gillessenin et al. tutkimuksiin tähtien kiertoradoista Sgr A*:n ympärillä. (2016), Aurinko on arvioiden mukaan 27,14 ± 0,46 kly (8,32 ± 0,14 kpc) etäisyydellä Galaktisesta Keskuksesta. Boehle et ai. (2016) löysi pienemmän arvon 25,64 ± 0,46 kly (7,86 ± 0,14 kpc), myös tähtien rata-analyysiä käyttäen. Aurinko on tällä hetkellä 5–30 parsekkia (16–98 ly) Galaktisen kiekon keskitason yläpuolella tai sen pohjoispuolella. Paikallisen käsivarren ja seuraavan käsivarren, Perseus-varren, välinen etäisyys on noin 2 000 parsekkia (6 500 ly). Aurinko ja siten aurinkokunta sijaitsee Linnunradan galaktisella asumisvyöhykkeellä .

Auringosta 15 parsekin (49 ly) säteellä olevan pallon sisällä on noin 208 absoluuttista magnitudia 8,5 kirkkaampaa tähteä, jolloin tiheydeksi muodostuu yksi tähti 69 kuutioparsekkia kohti tai yksi tähti 2 360 kuutiovalovuotta kohden ( luettelosta ). lähimmistä kirkkaista tähdistä ). Toisaalta 5 parsekin (16 ly) säteellä Auringosta tunnetaan 64 tähteä (mikä tahansa suuruusluokkaa, lukuun ottamatta 4 ruskeaa kääpiötä ), jolloin tiheys on noin yksi tähti 8,2 kuutiometriä parsekkia kohti tai yksi tähti 284 kuutiometriä valoa kohden. -vuodet ( lähimpien tähtien luettelosta ). Tämä havainnollistaa sitä tosiasiaa, että himmeitä tähtiä on paljon enemmän kuin kirkkaita: koko taivaalla on noin 500 tähtiä, jotka ovat kirkkaampia kuin näennäinen magnitudi 4, mutta 15,5 miljoonaa tähteä, jotka ovat kirkkaampia kuin näennäinen magnitudi 14.

Auringon tien huippu eli auringon huippu on suunta, johon aurinko kulkee avaruuden halki Linnunradalla. Auringon galaktisen liikkeen yleinen suunta on kohti Vega -tähteä lähellä Herkuleen tähdistöä, noin 60 taivasasteen kulmassa Galaktisen keskuksen suuntaan. Auringon kiertoradan Linnunradan ympärillä odotetaan olevan suurin piirtein elliptinen, ja siihen on lisätty galaktisista spiraalivarsista ja epäyhtenäisistä massajakaumista johtuvia häiriöitä. Lisäksi Aurinko kulkee galaktisen tason läpi noin 2,7 kertaa kiertoradalla. Tämä on hyvin samankaltainen kuin yksinkertainen harmoninen oskillaattori ilman vastusvoimaa (vaimennustermiä). Näiden värähtelyjen uskottiin viime aikoihin asti osuvan samaan aikaan maapallon massasukupuuttumisjaksojen kanssa. Auringon spiraalirakenteen läpi kulkemisen vaikutusten uudelleenanalyysi CO-tietojen perusteella ei ole löytänyt korrelaatiota.

Aurinkokunnasta kuluu noin 240 miljoonaa vuotta yhden Linnunradan kiertoradan suorittamiseen ( galaktinen vuosi ), joten Auringon uskotaan suorittaneen 18–20 kiertorataa elämänsä aikana ja 1/1250 vallankumouksesta ihmisen syntymän jälkeen. . Aurinkokunnan kiertonopeus Linnunradan keskipisteen ympärillä on noin 220 km/s (490 000 mph) eli 0,073 % valon nopeudesta . Aurinko liikkuu heliosfäärin läpi nopeudella 84 000 km/h (52 000 mph). Tällä nopeudella aurinkokunnassa kestää noin 1 400 vuotta kulkea 1 valovuoden matka tai 8 päivää kulkea 1 AU ( astronominen yksikkö ). Aurinkokunta on matkalla Skorpioni -tähtikuvion suuntaan, joka seuraa ekliptiikkaa.

Galaktiset kvadrantit

Kaavio Auringon sijainnista Linnunradalla, kulmat edustavat pituusasteita galaktisessa koordinaattijärjestelmässä .

Galaktinen kvadrantti tai Linnunradan kvadrantti viittaa yhteen neljästä ympyränmuotoisesta sektorista Linnunradan jaossa. Tähtitieteellisessä käytännössä galaktisten kvadranttien rajaaminen perustuu galaktiseen koordinaattijärjestelmään, joka asettaa Auringon karttajärjestelmän alkupisteeksi .

Kvadrantit kuvataan ordinaaleja käyttäen – esimerkiksi "1. galaktinen kvadrantti", "toinen galaktinen kvadrantti" tai "Linnunradan kolmas kvadrantti". Tarkasteltaessa pohjoisgalaktista napaa 0°:lla (nolla astetta) säteenä, joka alkaa Auringosta Galaktisen keskuksen läpi, neljännekset ovat :

Galaktinen
kvadrantti
Galaktinen
pituusaste
(ℓ)

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

galaktisen pituusasteen (ℓ) kasvaessa vastapäivään ( positiivinen kierto ) galaktisen keskuksen pohjoispuolelta katsottuna ( näkökulma, joka on usean sadan tuhannen valovuoden päässä Maasta Coma Berenices -tähdistön suunnassa ); galaktisen keskuksen etelästä katsottuna (näkökulma, joka on yhtä kaukana Kuvanveistäjä tähdistössä ), kasvaisi myötäpäivään ( negatiivinen kierto ).

Koko ja massa

Linnunradan rakenteen uskotaan olevan samanlainen kuin tämän galaksin ( Hubblen
kuvantama
UGC 12158 )

Linnunrata on Paikallisen ryhmän toiseksi suurin galaksi ( Andromedan galaksin jälkeen ), jonka tähtikiekon halkaisija on noin 170 000–200 000 valovuotta (52–61 kpc) ja keskimäärin noin 1 000 ly (0,3 kpc). ) paksu. Linnunradan suhteellista fyysistä mittakaavaa verrattaessa voidaan todeta, että jos aurinkokunta Neptunukseen asti olisi Yhdysvaltain neljänneksen kokoinen (24,3 mm (0,955 tuumaa)), Linnunrata olisi suunnilleen peräkkäisen Yhdysvaltojen kokoinen . Suhteellisen tasaisen galaktisen tason ylä- ja alapuolella on rengasmainen tähtien lanka, joka kiertyy Linnunradan ympärille halkaisijaltaan 150 000–180 000 valovuotta (46–55 kpc), joka voi olla osa itse Linnunrataa. .

Linnunradan kaavamainen profiili.
Lyhenteet: GNP/GSP: Galactic North and South Poles

Linnunrata on noin 890 miljardia - 1,54 biljoonaa kertaa Auringon massa (8,9 × 1011 - 1,54 × 1012 auringon massaa), vaikka tähdet ja planeetat muodostavat vain pienen osan tästä. Arviot Linnunradan massasta vaihtelevat käytetystä menetelmästä ja tiedoista riippuen. Arviointialueen alin pää on 5,8 × 1011 auringon massaa ( M ), hieman vähemmän kuin Andromedan galaksilla . Mittaukset, joissa käytettiin Very Long Baseline Array -järjestelmää vuonna 2009, havaitsivat Linnunradan ulkoreunan tähtien nopeuksiksi jopa 254 km/s (570 000 mph). Koska kiertoradan nopeus riippuu kokonaismassasta kiertoradan säteen sisällä, tämä viittaa siihen, että Linnunrata on massiivisempi ja vastaa suunnilleen Andromedan galaksin massaa 7 × 1011 M 160 000 ly:n (49 kpc) sisällä sen keskustasta. Vuonna 2010 halotähtien säteittäisnopeuden mittauksessa havaittiin, että 80 kilon parsekin sisällä oleva massa on 7 × 1011 M . Vuonna 2014 julkaistun tutkimuksen mukaan koko Linnunradan massan on arvioitu olevan 8,5 × 1011 M , mutta tämä on vain puolet Andromedan galaksin massasta. Linnunradan tuore massaarvio on 1,29 × 1012 M .

Suuri osa Linnunradan massasta näyttää olevan pimeää ainetta, tuntematonta ja näkymätöntä aineen muotoa, joka on painovoimaisessa vuorovaikutuksessa tavallisen aineen kanssa. Pimeän aineen halon arvellaan leviävän suhteellisen tasaisesti yli sadan kiloparsekin (kpc) etäisyydelle Galaktisesta keskuksesta . Linnunradan matemaattiset mallit viittaavat siihen, että pimeän aineen massa on 1–1,5 × 1012 M . Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat massavälin, joka on jopa 4,5 × 1012 M ja niin pieni kuin 8 × 1011 M . Vertailun vuoksi Linnunradan kaikkien tähtien kokonaismassan arvioidaan olevan välillä 4,6 × 1010 M ja 6,43 × 1010 M . Tähtien lisäksi on myös tähtienvälistä kaasua, joka sisältää 90 % vetyä ja 10 % heliumia massasta, kaksi kolmasosaa vedystä löytyy atomimuodossa ja loput yksi kolmasosa molekyylivetynä . Linnunradan tähtienvälisen kaasun massa on 10–15 % sen tähtien kokonaismassasta. Tähtienvälisen pölyn osuus kaasun kokonaismassasta on lisäksi 1 %.

Maaliskuussa 2019 tähtitieteilijät raportoivat, että Linnunradan galaksin massa on 1,5 biljoonaa auringon massaa noin 129 000 valovuoden säteellä, yli kaksi kertaa enemmän kuin aikaisemmissa tutkimuksissa on määritetty, ja viittaa siihen, että noin 90 % galaksin massasta galaksi on pimeä aine .

Sisällys

ESO :n 360 asteen panoraamanäkymä Linnunradalle (valokuvien koottu mosaiikki), galaktinen keskus on näkymän keskellä, galaktinen pohjoinen ylhäällä
Linnunradan 360 asteen renderöinti käyttäen Gaia EDR3 -tietoja, jotka näyttävät tähtienvälistä kaasua, pölyn taustavalaistua tähtiä (tärkeimmät paikat on merkitty mustalla; valkoiset tarrat ovat tärkeimpiä kirkkaita tähtiä ). Vasen pallonpuolisko on kohti galaktista keskustaa, oikea pallonpuolisko on kohti galaktista antikeskusta.

Linnunrata sisältää 100–400 miljardia tähteä ja vähintään yhtä monta planeettaa. Tarkka luku riippuu erittäin pienimassaisten tähtien lukumäärästä, joita on vaikea havaita, etenkin yli 300 ly:n (90 pc) etäisyydellä Auringosta. Vertailun vuoksi viereisessä Andromedan galaksissa on arviolta biljoona (10 12 ) tähteä. Linnunrata voi sisältää kymmenen miljardia valkoista kääpiötä, miljardi neutronitähteä ja sata miljoonaa tähtien mustaa aukkoa . Tähtien välisen tilan täyttää kaasun ja pölyn kiekko, jota kutsutaan tähtienväliseksi väliaineeksi . Tämän kiekon säde on ainakin verrattavissa tähtiin, kun taas kaasukerroksen paksuus vaihtelee kylmemmän kaasun sadoista valovuosista lämpimämmän kaasun tuhansiin valovuosiin.

Linnunradan tähtien kiekolla ei ole terävää reunaa, jonka jälkeen ei ole tähtiä. Pikemminkin tähtien pitoisuus pienenee etäisyyden myötä Linnunradan keskustasta. Syistä, joita ei ymmärretä, noin 40 000 valovuoden (13 kpc) säteen ulkopuolella keskustasta tähtien määrä kuutioparsekkia kohti putoaa paljon nopeammin säteen myötä. Galaktista kiekkoa ympäröi pallomainen galaktinen tähtien ja pallomaisten klustereiden halo, joka ulottuu kauemmas ulospäin, mutta jonka kokoa rajoittavat kahden Linnunradan satelliitin, Suuren ja Pienen Magellanin pilven, kiertoradat, joiden lähin lähestymistapa Galaktiseen keskustaan ​​on noin 180 000. ly (55 kpc). Tällä etäisyydellä tai kauempana Magellanin pilvet häiritsisivät useimpien haloobjektien kiertoradat. Siksi tällaiset esineet todennäköisesti sinkoutuisivat Linnunradan läheisyydestä. Linnunradan integroidun absoluuttisen visuaalisen magnitudin arvioidaan olevan noin -20,9.

Sekä gravitaatiomikrolinssi- että planeettojen kauttakulkuhavainnot osoittavat, että tähtiin sidottuja planeettoja voi olla vähintään yhtä monta kuin Linnunradan tähtiä, ja mikrolinssimittaukset osoittavat, että isäntätähtiin sitoutumattomia roistoplaneettoja on enemmän kuin tähtiä. Linnunrata sisältää vähintään yhden planeetan tähteä kohti, mikä johtaa 100–400 miljardiin planeettaan, kertoo Kepler-avaruusobservatorion tammikuussa 2013 tekemä tutkimus viiden planeetan tähtijärjestelmästä Kepler - 32 . Tammikuun 2013 toisenlainen Kepler-tietojen analyysi arvioi, että Linnunradalla asuu vähintään 17 miljardia Maan kokoista eksoplaneettoa . 4. marraskuuta 2013 tähtitieteilijät raportoivat Keplerin avaruuslentojen tietojen perusteella , että Linnunradan auringonkaltaisten tähtien ja punaisten kääpiöiden asutusvyöhykkeillä saattaa olla jopa 40 miljardia Maan kokoista planeettaa . Näistä arvioiduista planeetoista 11 miljardia saattaa kiertää Auringon kaltaisia ​​tähtiä. Lähin eksoplaneetta voi olla 4,2 valovuoden päässä ja kiertää punaista kääpiötä Proxima Centauria vuoden 2016 tutkimuksen mukaan. Tällaisia ​​Maan kokoisia planeettoja voi olla enemmän kuin kaasujättiläisiä. Eksoplaneettojen lisäksi on havaittu myös " eksokomeetteja ", aurinkokunnan ulkopuolella olevia komeettoja, jotka saattavat olla yleisiä Linnunradalla. Viime aikoina, marraskuussa 2020, Linnunradan galaksissa on arvioitu olevan yli 300 miljoonaa asuttavaa eksoplaneettaa.

Rakenne

Yleiskatsaus Linnunradan yleisen rakenteen eri elementteihin.
Taiteilijan käsitys siitä, miltä Linnunrata näyttäisi eri näkökulmista – reunojen näkökulmista, maapähkinänkuoren muotoinen rakenne, jota ei pidä sekoittaa galaksin keskimyrskyyn, on ilmeinen; ylhäältä katsottuna tästä rakenteesta vastaava keskimmäinen kapea palkki näkyy selvästi, kuten monet kierrevarret ja niihin liittyvät pölypilvet

Linnunrata koostuu palkin muotoisesta ydinalueesta, jota ympäröi vääntynyt kaasu-, pöly- ja tähtikiekko. Massajakauma Linnunradan sisällä muistuttaa läheisesti Hubble-luokituksen Sbc-tyyppiä, joka edustaa spiraaligalakseja, joissa on suhteellisen löysästi kierretty käsivarsi. Tähtitieteilijät alkoivat 1960-luvulla olettaa, että Linnunrata on spiraaligalaksi, ei tavallinen spiraaligalaksi . Nämä olettamukset vahvistivat Spitzer-avaruusteleskoopin vuonna 2005 tekemät havainnot, jotka osoittivat Linnunradan keskipalkin olevan suurempi kuin aiemmin uskottiin.

Galaktinen keskus

Aurinko on 25 000–28 000 ly (7,7–8,6 kpc) päässä Galaktisesta keskuksesta. Tämä arvo arvioidaan geometrisiin menetelmiin perustuvilla menetelmillä tai mittaamalla valikoituja tähtitieteellisiä esineitä, jotka toimivat vakiokynttilöinä . Eri tekniikoilla saadaan erilaisia ​​arvoja tällä likimääräisellä alueella. Muutaman kiloparsekin sisällä (noin 10 000 valovuoden säteellä) on tiheä enimmäkseen vanhojen tähtien pitoisuus karkeasti pallomaisessa muodossa, jota kutsutaan pullistumaksi . On ehdotettu, että Linnunradalta puuttuu pullistuma, joka johtuu aikaisempien galaksien törmäyksestä ja sulautumisesta, ja että sen sijaan siinä on vain sen keskipalkin muodostama pseudopulloitus . Kirjallisuudessa on kuitenkin runsaasti hämmennystä tangon epävakauden aiheuttaman (maapähkinänkuoren) muotoisen rakenteen ja mahdollisen pullistuman välillä, jonka puolivalon säde on 0,5 kpc.

Galaktista keskustaa leimaa voimakas radiolähde nimeltä Sagittarius A* (lausutaan Jousimies A-tähdeksi ). Materiaalin liike keskellä osoittaa, että Jousimies A* kätkee sisäänsä massiivisen, kompaktin esineen. Tämä massapitoisuus selittyy parhaiten supermassiivisena mustana aukona (SMBH), jonka arvioitu massa on 4,1–4,5 miljoonaa kertaa Auringon massa . SMBH:n lisääntymisnopeus on yhdenmukainen inaktiivisen galaktisen ytimen kanssa, ja sen arvioidaan olevan noin1 × 10 −5 M vuodessa. Havainnot osoittavat, että SMBH:t sijaitsevat lähellä useimpien normaalien galaksien keskustaa.

Linnunradan palkin luonteesta keskustellaan aktiivisesti, ja sen puolipituus ja suunta ovat arviot 1–5 kpc (3 000–16 000 ly) ja 10–50 astetta suhteessa näkölinjaan Maan ja Galaktisen keskuksen välillä. Tietyt kirjoittajat kannattavat sitä, että Linnunradassa on kaksi erillistä palkkia, joista toinen sijaitsee toisen sisällä. RR Lyrae -tyyppiset tähdet eivät kuitenkaan jäljitä näkyvää galaktista palkkia . Tankoa voi ympäröidä rengas, jota kutsutaan "5 kpc-renkaaksi", joka sisältää suuren osan Linnunradassa olevasta molekyylivedystä sekä suurimman osan Linnunradan tähtienmuodostustoiminnasta . Andromedan galaksista katsottuna se olisi Linnunradan kirkkain piirre. Ytimen röntgensäteily on kohdistettu keskipalkin ja galaktisen harjanteen ympäröivien massiivisten tähtien kanssa .

Gammasäteet ja röntgensäteet

Vuodesta 1970 lähtien useat gammasäteen havaitsemistehtävät ovat löytäneet 511 keV :n gammasäteitä, jotka tulevat galaktisen keskuksen yleisestä suunnasta. Näitä gammasäteitä tuottavat positronit (antielektronit), jotka tuhoutuvat elektronien kanssa . Vuonna 2008 havaittiin, että gammasäteiden lähteiden jakautuminen muistuttaa pienimassaisten röntgenbinäärien jakautumista, mikä näyttää osoittavan, että nämä röntgenbinaarit lähettävät positroneja (ja elektroneja) tähtienväliseen avaruuteen, jossa ne hidastuvat. ja tuhota. Havainnot tehtiin sekä NASAn että ESAn satelliiteilla. Vuonna 1970 gammasäteilyilmaisimet havaitsivat, että säteilevä alue oli halkaisijaltaan noin 10 000 valovuotta ja valovoima noin 10 000 aurinkoa.

Kuva Linnunradan kahdesta jättimäisestä röntgen- / gammakuplasta (sinivioletti) (keskellä)

Vuonna 2010 Linnunradan ytimen pohjois- ja eteläpuolella havaittiin kaksi jättimäistä pallomaista korkean energian gamma-kuplaa käyttämällä Fermi-gamma-avaruusteleskoopin tietoja . Jokaisen kuplan halkaisija on noin 25 000 valovuotta (7,7 kpc) (eli noin 1/4 galaksin arvioidusta halkaisijasta); ne ulottuvat Grusiin ja Neitsyeen eteläisen pallonpuoliskon yötaivaalla. Myöhemmin Parkes-teleskoopilla tehdyt havainnot radiotaajuuksilla tunnistivat polarisoituneen säteilyn, joka liittyy Fermi-kupoihin. Nämä havainnot voidaan parhaiten tulkita magnetoituneeksi ulosvirtaukseksi, joka johtuu tähtien muodostumisesta Linnunradan 640 ly:n (200 pc) keskiosassa.

Myöhemmin, 5. tammikuuta 2015, NASA ilmoitti havainneensa Sagittarius A*: n röntgensäteen, joka oli 400 kertaa tavallista kirkkaampi, ennätyksellisen. Epätavallinen tapahtuma saattoi johtua mustaan ​​aukkoon putoavan asteroidin hajoamisesta tai magneettikenttälinjojen takertumisesta Jousimies A*:hen virtaavaan kaasuun.

Kierrevarret

Galaktisen tangon gravitaatiovaikutuksen ulkopuolella Linnunradan kiekon tähtienvälisen väliaineen ja tähtien rakenne on järjestetty neljään kierrehaaraan. Spiraalivarret sisältävät tyypillisesti galaktista keskiarvoa korkeamman tiheyden tähtienvälistä kaasua ja pölyä sekä suuremman tähtienmuodostuksen pitoisuuden, kuten H II -alueet ja molekyylipilvet osoittavat .

Linnunradan spiraalirakenne on epävarma, eikä Linnunradan käsivarsien luonteesta ole tällä hetkellä yksimielisyyttä. Täydelliset logaritmiset spiraalikuviot kuvaavat vain karkeasti Auringon lähellä olevia piirteitä, koska galakseilla on tavallisesti haarat, jotka haarautuvat, sulautuvat, kiertyvät odottamatta ja niissä on tietty epäsäännöllisyys. Mahdollinen skenaario Auringosta spurissa / paikallisessa käsivarressa korostaa tätä kohtaa ja osoittaa, että tällaiset piirteet eivät todennäköisesti ole ainutlaatuisia ja että niitä on muualla Linnunradassa. Arviot käsivarsien nousukulmasta vaihtelevat noin 7° - 25°. Arvellaan olevan neljä kierrevartta, jotka kaikki alkavat Linnunradan galaksin keskustasta. Ne on nimetty seuraavasti, ja käsivarsien asennot näkyvät alla olevassa kuvassa:

Linnunradan spiraalihaarojen havaittu (normaalit viivat) ja ekstrapoloitu (pisteviivat) rakenne galaksin pohjoispuolelta katsottuna – galaksi pyörii myötäpäivään tässä näkymässä. Auringon paikasta säteilevät harmaat viivat (ylempi keskusta) luettelevat vastaavien tähtikuvioiden kolmikirjaimia lyhenteitä
Väri käsivarret
turkoosi Lähes 3 kpc Arm ja Perseus Arm
sininen Norma ja ulkovarsi (yhdessä vuonna 2004 löydetyn jatkeen kanssa)
vihreä Scutum-Centaurus Arm
punainen Carina-Jousimies käsi
Siellä on ainakin kaksi pienempää käsivartta tai kannuksia, mukaan lukien:
oranssi Orion-Cygnus Arm (joka sisältää auringon ja aurinkokunnan)
Spitzer paljastaa sen, mitä ei voi nähdä näkyvässä valossa: kylmempiä tähtiä (sininen), kuumennettua pölyä (punertava sävy) ja Sgr A* kirkkaana valkoisena täplänä keskellä.
Taiteilijan näkemys Linnunradan spiraalirakenteesta, jossa on kaksi suurta tähtivartta ja tanko.

Kahdella kierrehaaralla, Scutum-Centaurus-varrella ja Carina-Jousimiehen käsivarrella, on tangenttipisteet Auringon kiertoradan sisällä Linnunradan keskipisteen ympärillä. Jos näissä käsivarsissa on ylitiheyttä tähtiä verrattuna galaktisen kiekon tähtien keskimääräiseen tiheyteen, se olisi havaittavissa laskemalla tähdet lähellä tangenttipistettä. Kaksi lähi-infrapunavalotutkimusta, joka on herkkä ensisijaisesti punaisille jättiläisille ja johon pölyn sammuminen ei vaikuta, havaitsi ennustetun ylimäärän Scutum–Centaurus-haarassa, mutta ei Carina–Sagittarius-haarassa: Scutum–Centaurus Arm sisältää noin 30 %. enemmän punaisia ​​jättiläisiä kuin olisi odotettavissa ilman kierrevartta. Tämä havainto viittaa siihen, että Linnunradalla on vain kaksi suurta tähtivartta: Perseuksen käsivarsi ja Scutum–Centauruksen käsivarsi. Loput käsivarret sisältävät ylimääräistä kaasua, mutta eivät ylimääräisiä vanhoja tähtiä. Joulukuussa 2013 tähtitieteilijät havaitsivat, että nuorten tähtien ja tähtien muodostumisalueiden jakautuminen vastaa Linnunradan nelihaaraista spiraalikuvausta. Näin ollen Linnunradalla näyttää olevan kaksi kierrehaaraa vanhojen tähtien jäljittämänä ja neljä kierrevartta kaasun ja nuorten tähtien jäljittämänä. Selitys tälle ilmeiselle erolle on epäselvä.

WISEn havaitsemat klusterit jäljittivät Linnunradan kierrehaaroja.

Lähes 3 kpc Arm (kutsutaan myös Expanding 3 kpc Arm tai yksinkertaisesti 3 kpc Arm ) löydettiin 1950-luvulla tähtitieteilijä van Woerden ja hänen yhteistyökumppaneidensa 21 senttimetrin radiomittauksilla H I :stä ( atomivety ). Sen todettiin laajenevan pois keskimyrskystä yli 50 km/s . Se sijaitsee neljännessä galaktisessa kvadrantissa noin 5,2 kpc :n etäisyydellä Auringosta ja 3,3 kpc:n etäisyydellä Galaktisesta Keskuksesta . Far 3 kpc Arm löysi vuonna 2008 tähtitieteilijä Tom Dame (Harvard-Smithsonian CfA). Se sijaitsee ensimmäisessä galaktisessa kvadrantissa 3 kpc : n (noin 10 000 ly ) etäisyydellä Galaktisesta Keskuksesta.

Vuonna 2011 julkaistu simulaatio ehdotti, että Linnunrata saattoi saada kierrevarsirakenteensa seurauksena toistuvista törmäyksistä Jousimies-kääpiöelliptisen galaksin kanssa .

On ehdotettu, että Linnunradalla on kaksi erilaista spiraalimallia: sisäinen, jonka muodostaa Jousimies, joka pyörii nopeasti, ja ulompi, jonka muodostavat Carina- ja Perseus-käsivarret, joiden pyörimisnopeus on hitaampi ja jonka kädet ovat tiukasti kiinni. haava. Tässä skenaariossa, jota ehdottivat eri kierrehaarojen dynamiikan numeeriset simulaatiot, ulompi kuvio muodostaisi ulomman pseudooringin ja Cygnus-varsi yhdistäisi nämä kaksi kuviota.

Pitkä filamenttinen molekyylipilvi, nimeltään "Nessie", muodostaa luultavasti Scutum–Centarus-varren tiheän "selkärangan".

Suurten kierrehaarojen ulkopuolella on Monoceros Ring (tai Outer Ring), kaasu- ja tähtirengas, joka on repeytynyt muista galakseista miljardeja vuosia sitten. Useat tiedeyhteisön jäsenet toistivat kuitenkin äskettäin kantansa ja vahvistivat, että Monoceros-rakenne ei ole muuta kuin Linnunradan leijailevan ja vääntyneen paksun kiekon aiheuttama ylitiheys. Linnunradan kiekon rakenne on vääntynyt "S" -käyrää pitkin .

Halo

Galaktista kiekkoa ympäröi vanhojen tähtien ja pallomaisten tähtien pallomainen kehä, joista 90 % sijaitsee 100 000 valovuoden (30 kpc) etäisyydellä Galaktisesta keskuksesta. Muutamia pallomaisia ​​klustereita on kuitenkin löydetty kauempana, kuten PAL 4 ja AM 1 yli 200 000 valovuoden päässä Galaktisesta keskuksesta. Noin 40 % Linnunradan klusteista on retrogradisilla kiertoradoilla, mikä tarkoittaa, että ne liikkuvat vastakkaiseen suuntaan Linnunradan kiertoon verrattuna. Pallomaiset klusterit voivat seurata ruusukkeen kiertorataa Linnunradan ympärillä, toisin kuin planeetan elliptinen kiertorata tähden ympärillä.

Vaikka levy sisältää pölyä, joka peittää näkyvyyden joillakin aallonpituuksilla, halokomponentti ei. Aktiivista tähtien muodostumista tapahtuu kiekossa (erityisesti spiraalivarsissa, jotka edustavat tiheitä alueita), mutta sitä ei tapahdu sädekehässä, koska siellä on vähän kylmää kaasua, joka romahtaa tähdiksi. Avoimet klusterit sijaitsevat myös ensisijaisesti levyllä.

2000-luvun alussa tehdyt löydöt ovat lisänneet Linnunradan rakenteen tuntemusta. Kun Andromedan galaksin (M31) kiekko ulottuu paljon kauemmaksi kuin aiemmin on ajateltu, on ilmeinen mahdollisuus, että Linnunradan kiekko ulottuu kauemmas, ja tätä tukevat todisteet, jotka on saatu löydetystä galaksin ulkovarren jatkeesta. Cygnus Arm ja Scutum-Centaurus Arm -varren samanlainen jatke . Jousimies-kääpiöelliptisen galaksin löytämisen myötä löydettiin galaktisen roskan nauha, koska kääpiön polaarinen kiertorata ja sen vuorovaikutus Linnunradan kanssa repii sen osiin. Vastaavasti Canis Major -kääpiögalaksan löydön yhteydessä havaittiin, että Galaktista kiekkoa ympäröi vuorovaikutuksestaan ​​Linnunradan kanssa muodostuva galaktisen roskan rengas.

Pohjoisen taivaan Sloan Digital Sky Survey -tutkimus osoittaa Linnunradassa valtavan ja hajanaisen rakenteen (levitetty noin 5 000 kertaa täysikuun kokoiselle alueelle), joka ei näytä sopivan nykyisiin malleihin. Tähtikokoelma kohoaa lähes kohtisuoraan Linnunradan kierrehaarojen tasoon nähden. Ehdotettu todennäköinen tulkinta on, että kääpiögalaksi sulautuu Linnunradan kanssa. Tämä galaksi on alustavasti nimeltään Neitsyt tähtivirta, ja se löytyy Neitsyen suunnasta noin 30 000 valovuoden (9 kpc) etäisyydeltä.

Kaasumainen halo

Tähtien halon lisäksi Chandra X-ray Observatory, XMM-Newton ja Suzaku ovat osoittaneet, että on olemassa kaasumainen halo, jossa on suuri määrä kuumaa kaasua. Halo ulottuu satojatuhansia valovuosia, paljon kauempana kuin tähtien sädekehä ja lähellä Suuren ja Pienen Magellanin pilven etäisyyttä . Tämän kuuman halon massa on lähes sama kuin itse Linnunradan massa. Tämän halokaasun lämpötila on 1-2,5 miljoonaa K (1,8-4,5 miljoonaa °F).

Kaukaisten galaksien havainnot osoittavat, että maailmankaikkeudessa oli noin kuudesosa niin paljon baryonista (tavallista) ainetta kuin pimeää ainetta, kun se oli vain muutaman miljardin vuoden ikäinen. Kuitenkin vain noin puolet näistä baryoneista löytyy nykyaikaisesta maailmankaikkeudesta läheisten galaksien, kuten Linnunradan, havaintojen perusteella. Jos havainto, että halon massa on verrattavissa Linnunradan massaan, vahvistetaan, se voi olla Linnunradan ympäriltä puuttuvien baryonien identiteetti.

Galaktinen kierto

Linnunradan galaksin pyörimiskäyrä – pystyakseli on pyörimisnopeus galaksin keskuksen ympäri; vaaka-akseli on etäisyys galaksin keskustasta kpcs; aurinko on merkitty keltaisella pallolla; havaittu pyörimisnopeuden käyrä on sininen; Linnunradan tähtimassaan ja kaasuun perustuva ennustettu käyrä on punainen; havaintojen hajonta, jota karkeasti ilmaistaan ​​harmailla palkkeilla, ero johtuu pimeästä aineesta

Linnunradan tähdet ja kaasu pyörivät keskustansa ympäri differentiaalisesti, mikä tarkoittaa, että pyörimisjakso vaihtelee sijainnin mukaan. Kuten spiraaligalakseille tyypillistä, Linnunradan useimpien tähtien kiertonopeus ei riipu voimakkaasti niiden etäisyydestä keskustasta. Poissa keskimyrskystä tai ulkoreunasta tyypillinen tähtien kiertonopeus on 210 ± 10 km/s (470 000 ± 22 000 mph). Siten tyypillisen tähden kiertoaika on suoraan verrannollinen vain kuljetun polun pituuteen. Tämä on toisin kuin tilanne aurinkokunnassa, jossa kahden kappaleen gravitaatiodynamiikka hallitsee ja eri kiertoradalla on merkittävästi erilaiset nopeudet. Pyörimiskäyrä (näkyy kuvassa) kuvaa tätä pyörimistä. Linnunradan keskustaa kohti kiertoradan nopeudet ovat liian alhaiset, kun taas yli 7 kpc:n nopeudet ovat liian korkeita vastaamaan sitä, mitä universaalin painovoimalain perusteella voitaisiin odottaa.

Jos Linnunrata sisältäisi vain tähdissä, kaasussa ja muissa baryonisissa (tavallisissa) aineissa havaitun massan, pyörimisnopeus pienenisi etäisyyden myötä keskustasta. Havaittu käyrä on kuitenkin suhteellisen tasainen, mikä osoittaa, että on lisämassaa, jota ei voida havaita suoraan sähkömagneettisella säteilyllä. Tämä epäjohdonmukaisuus johtuu pimeästä aineesta. Linnunradan kiertokäyrä on yhtäpitävä spiraaligalaksien yleisen kiertokäyrän kanssa, mikä on paras todiste pimeän aineen olemassaolosta galakseissa. Vaihtoehtoisesti muutama tähtitieteilijä ehdottaa, että painovoimalain muutos voi selittää havaitun pyörimiskäyrän.

Muodostus

Historia

Linnunrata alkoi yhdestä tai useammasta pienestä ylitiheydestä maailmankaikkeuden massajakaumassa pian alkuräjähdyksen jälkeen . Jotkut näistä ylitiheydistä olivat pallomaisten klustereiden siemeniä, joihin muodostuivat nykyisen Linnunradan vanhimmat jäljellä olevat tähdet. Lähes puolet Linnunradan aineesta on saattanut tulla muista kaukaisista galakseista. Siitä huolimatta nämä tähdet ja klusterit muodostavat nyt Linnunradan tähtien halon. Muutaman miljardin vuoden sisällä ensimmäisten tähtien syntymästä Linnunradan massa oli riittävän suuri, jotta se pyöri suhteellisen nopeasti. Kulmamomentin säilymisen vuoksi tämä johti kaasumaisen tähtienvälisen väliaineen romahtamiseen karkeasti pallomaisesta muodosta levyksi. Siksi myöhemmät tähtien sukupolvet muodostuivat tähän spiraalilevyyn. Useimpien nuorempien tähtien, mukaan lukien Auringon, havaitaan olevan kiekossa.

Siitä lähtien, kun ensimmäiset tähdet alkoivat muodostua, Linnunrata on kasvanut sekä galaksien sulautumisen kautta (erityisesti Linnunradan kasvun varhaisessa vaiheessa) että kaasun kertymisen kautta suoraan galaktisesta halosta. Linnunrata kerää tällä hetkellä materiaalia useista pienistä galakseista, mukaan lukien sen kahdesta suurimmasta satelliittigalaksista, Suuresta ja Pienestä Magellanin pilvestä, Magellanin virran kautta . Kaasun suoraa kertymistä havaitaan nopeassa pilvessä, kuten Smith Cloud . Kosmologiset simulaatiot osoittavat, että 11 miljardia vuotta sitten se sulautui erityisen suureen galaksiin, joka on nimetty Krakeniksi . Linnunradan ominaisuudet, kuten tähtien massa, kulmaliikemäärä ja metallisuus sen syrjäisimmillä alueilla, viittaavat kuitenkin siihen, että se ei ole sulautunut suurten galaksien kanssa viimeisen 10 miljardin vuoden aikana. Tämä viimeaikaisten suurten fuusioiden puute on epätavallinen samankaltaisten spiraaligalaksien keskuudessa; sen naapurilla Andromedan galaksilla näyttää olevan tyypillisempi historia, joka on muodostunut uudemmista fuusioista suhteellisen suurten galaksien kanssa.

Viimeaikaisten tutkimusten mukaan Linnunrata sekä Andromedan galaksi sijaitsevat galaksin väri-magnitudidiagrammin "vihreänä laaksona" -alueella, alueella, jota asuttavat galaksit siirtymässä "sinisestä pilvestä" (galakseja muodostuu aktiivisesti uudet tähdet) "punaiseen sarjaan" (galakseihin, joista puuttuu tähtien muodostuminen). Tähtien muodostumisaktiivisuus vihreissä laaksogalakseissa hidastuu, kun niistä loppuu tähtienvälisessä väliaineessa oleva tähtiä muodostava kaasu. Simuloiduissa galakseissa, joilla on samankaltaiset ominaisuudet, tähtien muodostuminen on tyypillisesti sammunut noin viiden miljardin vuoden kuluttua tästä hetkestä, vaikka tähtien muodostumisnopeuden odotettu lyhytaikainen kasvu johtuu Linnunradan ja Andromedan törmäyksestä. Galaxy. Itse asiassa muiden Linnunrataa muistuttavien galaksien mittaukset viittaavat siihen, että se kuuluu punaisimpiin ja kirkkaimpiin spiraaligalakseihin, jotka edelleen muodostavat uusia tähtiä, ja se on vain hieman sinisempi kuin sinisimmät punaisen sarjan galaksit.

Ikä ja kosmologinen historia

Yötaivaan vertailu Linnunradan hypoteettisen planeetan yötaivaaseen 10 miljardia vuotta sitten, noin 3,6 miljardin vuoden iässä ja 5 miljardia vuotta ennen Auringon muodostumista.

Pallomaiset klusterit ovat Linnunradan vanhimpia esineitä, mikä asettaa Linnunradan iän alarajan. Linnunradan yksittäisten tähtien iät voidaan arvioida mittaamalla pitkäikäisten radioaktiivisten alkuaineiden, kuten torium-232 :n ja uraani-238 :n, runsaus, ja sitten vertaamalla tuloksia arvioihin niiden alkuperäisestä määrästä, jota kutsutaan nukleokosmokronologiaksi . Nämä tuottoarvot ovat noin 12,5 ± 3 miljardia vuotta CS 31082-001 : lle ja 13,8 ± 4 miljardia vuotta BD +17° 3248: lle . Kun valkoinen kääpiö on muodostunut, se alkaa jäähtyä säteilyllä ja pinnan lämpötila laskee tasaisesti. Mittaamalla kylmimpien valkoisten kääpiöiden lämpötilat ja vertaamalla niitä odotettuihin alkulämpötiloihin, voidaan tehdä ikäarvio. Tällä tekniikalla pallomaisen M4-klusterin ikää arvioitiin 12,7 ± 0,7 miljardia vuotta . Vanhimpien klustereiden ikäarviot antavat parhaan sopivuusarvion 12,6 miljardiksi vuodeksi ja 95 %:n luotettavuuden ylärajaksi 16 miljardia vuotta.

Marraskuussa 2018 tähtitieteilijät ilmoittivat löytäneensä yhden maailmankaikkeuden vanhimmista tähdistä . Noin 13,5 miljardia vuotta vanha 2MASS J18082002-5104378 B on pieni ultrametalliköyhä (UMP) tähti, joka on valmistettu lähes kokonaan alkuräjähdyksestä vapautuneista materiaaleista, ja se on mahdollisesti yksi ensimmäisistä tähdistä. Linnunradan galaksista löydetty tähti viittaa siihen, että galaksi saattaa olla ainakin 3 miljardia vuotta vanhempi kuin aiemmin on ajateltu.

Linnunradan kehästä on löydetty useita yksittäisiä tähtiä, joiden iät on mitattu hyvin lähellä universumin 13,80 miljardin vuoden ikää . Vuonna 2007 galaktisessa halossa olevan tähden HE 1523-0901 arvioitiin olevan noin 13,2 miljardia vuotta vanha. Linnunradan vanhimpana tunnettuna esineenä tämä mittaus asetti Linnunradan iän alarajan. Tämä arvio tehtiin käyttämällä Very Large Teleskoopin UV-Visual Echelle -spektrografia mittaamaan toriumin ja muiden R-prosessin synnyttämien elementtien läsnäolon aiheuttamien spektrilinjojen suhteellisia vahvuuksia . Viivan vahvuudet tuottavat runsaasti erilaisia ​​alkuaineisotooppeja, joista voidaan saada arvio tähden iästä nukleokosmokronologialla . Toinen tähti, HD 140283, on 14,5 ± 0,7 miljardia vuotta vanha.

Havaintojen mukaan, joissa käytetään adaptiivista optiikkaa korjaamaan Maan ilmakehän vääristymiä, galaksin pullistuman tähdet ovat noin 12,8 miljardia vuotta vanhoja.

Galaktisen ohuen kiekon tähtien ikä on myös arvioitu nukleokosmokronologialla. Ohut kiekkotähtien mittaukset antavat arvion, että ohut kiekko muodostui 8,8 ± 1,7 miljardia vuotta sitten. Nämä mittaukset viittaavat siihen, että galaktisen halon ja ohuen kiekon muodostumisen välillä oli lähes 5 miljardin vuoden tauko . Tuore analyysi tuhansien tähtien kemiallisista tunnuspiirteistä viittaa siihen, että tähtien muodostuminen on saattanut laskea suuruusluokkaa kiekon muodostumishetkellä, 10-8 miljardia vuotta sitten, jolloin tähtienvälinen kaasu oli liian kuumaa muodostaakseen uusia tähtiä samalla nopeudella. kuten ennen.

Linnunrataa ympäröivät satelliittigalaksit eivät ole jakautuneet satunnaisesti, vaan ne näyttävät olevan seurausta jonkin suuremman järjestelmän hajoamisesta, jolloin syntyy rengasrakenne, jonka halkaisija on 500 000 valovuotta ja 50 000 valovuotta leveä. Galaksien väliset läheiset kohtaamiset, kuten Andromedan galaksin odotetaan neljän miljardin vuoden kuluttua, repivät irti valtavia kaasupyrstöjä, jotka voivat ajan mittaan sulautua yhteen muodostaen kääpiögalakseja renkaaksi mielivaltaisessa kulmassa pääkiekon kanssa.

Intergalaktinen naapurusto

Kaavio paikallisen ryhmän galakseista suhteessa Linnunrataan
Paikallisen ryhmän asema Laniakea-superklusterissa

Linnunrata ja Andromedan galaksi ovat jättimäisten spiraaligalaksien binäärijärjestelmä, joka kuuluu 50 läheisesti sidotun galaksin ryhmään, joka tunnetaan nimellä Paikallinen ryhmä ja jota ympäröi paikallinen tyhjyys, joka on osa paikallista levyä ja vuorostaan ​​Neitsyt-superjoukkoa . Virgo-superjoukon ympärillä on useita tyhjiöitä, joista puuttuu monia galakseja, Microscopium Void "pohjoisessa", Sculptor Void "vasemmalla", Bootes tyhjiö "oikealla" ja Canes-Major Void " etelään". Nämä ontelot muuttavat muotoaan ajan myötä luoden galaksien filamenttisia rakenteita. Esimerkiksi Neitsyt-superjoukkoa vedetään kohti Suurta Attraktoria, joka puolestaan ​​on osa suurempaa rakennetta, nimeltään Laniakea .

Linnunrataa kiertää kaksi pienempää galaksia ja joukko paikallisryhmään kuuluvia kääpiögalaksia . Suurin niistä on Suuri Magellanin pilvi, jonka halkaisija on 14 000 valovuotta. Sillä on läheinen kumppani, Pieni Magellanin pilvi . Magellanivirta on neutraalin vetykaasun virta, joka ulottuu näistä kahdesta pienestä galaksista 100° taivaalla. Virran uskotaan vetäytyneen Magellanin pilvistä vuorovesivuorovaikutuksessa Linnunradan kanssa. Jotkut Linnunrataa kiertävistä kääpiögalakseista ovat Canis Major Dwarf (lähin), Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, Ursa Minor Dwarf, Sculptor Dwarf, Sextans Dwarf, Fornax Dwarf ja Leo I Dwarf . Linnunradan pienimmät kääpiögalaksit ovat halkaisijaltaan vain 500 valovuotta. Näitä ovat Carina Dwarf, Draco Dwarf ja Leo II Dwarf . Linnunrataan dynaamisesti sitoutuneita kääpiögalakseja saattaa edelleen olla havaitsemattomia, mitä tukee Linnunradan yhdeksän uuden satelliitin havaitseminen suhteellisen pieneltä yötaivaalta vuonna 2015. On myös joitain kääpiögalakseja, joilla on Linnunrata on jo imenyt, kuten Omega Centaurin esi-isä .

Vuonna 2014 tutkijat raportoivat, että suurin osa Linnunradan satelliittigalakseista sijaitsee erittäin suurella levyllä ja kiertää samaan suuntaan. Tämä tuli yllätyksenä: standardin kosmologian mukaan satelliittigalaksien pitäisi muodostua pimeän aineen haloissa, ja niiden tulisi olla laajalle levinneitä ja liikkua satunnaisiin suuntiin. Tätä ristiriitaa ei ole vielä täysin selitetty.

Tammikuussa 2006 tutkijat raportoivat, että Linnunradan levyssä oleva tähän asti selittämätön loimi on nyt kartoitettu ja sen on havaittu olevan suurten ja pienten Magellanin pilvien luoma aaltoilu tai värähtely, kun ne kiertävät Linnunrataa, aiheuttaen tärinää, kun ne kulkea sen reunojen läpi. Aiemmin näitä kahta galaksia, joiden massa oli noin 2 % Linnunradan massasta, pidettiin liian pieninä vaikuttamaan Linnunrataan. Kuitenkin tietokonemallissa näiden kahden galaksin liike synnyttää pimeän aineen herätyksen, joka vahvistaa niiden vaikutusta suurempaan Linnunrataan.

Nykyiset mittaukset viittaavat siihen, että Andromedan galaksi lähestyy meitä nopeudella 100–140 km/s (220 000–310 000 mph). 3–4 miljardin vuoden kuluttua voi tapahtua Andromedan ja Linnunradan törmäys riippuen tuntemattomien sivukomponenttien merkityksestä galaksien suhteellisessa liikkeessä. Jos ne törmäävät, yksittäisten tähtien todennäköisyys törmätä toisiinsa on äärimmäisen pieni, mutta sen sijaan nämä kaksi galaksia sulautuvat yhdeksi elliptiseksi galaksiksi tai kenties suureksi kiekkogalaksiksi noin miljardin vuoden kuluessa.

Nopeus

Vaikka erityinen suhteellisuusteoria väittää, että avaruudessa ei ole "suositeltua" inertiavertailukehystä, johon Linnunrata voitaisiin verrata, Linnunradalla on nopeus suhteessa kosmologisiin vertailukehyksiin .

Yksi tällainen viitekehys on Hubblen virtaus, galaksijoukkojen näennäiset liikkeet avaruuden laajenemisesta . Yksittäisillä galakseilla, mukaan lukien Linnunrata, on omituinen nopeus suhteessa keskimääräiseen virtaukseen. Siten Linnunradan vertaamiseksi Hubblen virtaukseen on otettava huomioon riittävän suuri tilavuus, jotta universumin laajeneminen hallitsee paikallisia, satunnaisia ​​liikkeitä. Riittävän suuri tilavuus tarkoittaa, että galaksien keskimääräinen liike tässä tilavuudessa on yhtä suuri kuin Hubblen virtaus. Tähtitieteilijät uskovat, että Linnunrata liikkuu noin 630 km/s (1 400 000 mph) suhteessa tähän paikalliseen yhdessä liikkuvaan vertailukehykseen. Linnunrata liikkuu Suuren Attraktorin ja muiden galaksijoukkojen, mukaan lukien sen takana olevan Shapley -superjoukeen, yleiseen suuntaan. Paikallinen ryhmä (painovoimaisesti sidottujen galaksien ryhmä, joka sisältää muun muassa Linnunradan ja Andromedan galaksin) on osa superjoukkoa nimeltä Paikallinen superjoukko, jonka keskipiste on lähellä Neitsytjoukkoa : vaikka ne ovat siirtymässä pois toisistaan ​​967 km:n päässä. /s (2 160 000 mph) osana Hubble-virtausta, tämä nopeus on pienempi kuin odotettaisiin, kun otetaan huomioon 16,8 miljoonan pc:n etäisyys paikallisen ryhmän ja Neitsyt-klusterin välisestä gravitaatiovoimasta.

Toisen vertailukehyksen tarjoaa kosminen mikroaaltouunitausta (CMB). Linnunrata liikkuu nopeudella 552 ± 6 km/s (1 235 000 ± 13 000 mph) CMB:n fotonien suhteen kohti 10,5 oikeaa nousua, −24° deklinaatio ( J2000 aikakausi, lähellä Hydran keskustaa ). Tätä liikettä havaitsevat satelliitit, kuten Cosmic Background Explorer (COBE) ja Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) CMB:n dipolipanoksena, koska CMB -kehyksen tasapainossa olevat fotonit siirtyvät siniseksi liikkeen suuntaan. ja punainen siirtynyt vastakkaiseen suuntaan.

Katso myös

Huomautuksia

Viitteet

Lue lisää

Ulkoiset linkit