Galaksija Mliječni put , veliki spiralni sustav koji se sastoji od nekoliko stotina milijardi zvijezde , od kojih je jedno Sunce. Ime je dobio po Mliječnom putu, nepravilnom svijetlom pojasu zvijezda i oblaka plina koji se prostire nebom gledano sa Zemlje. Iako se Zemlja dobro nalazi u galaksiji Mliječni put (ponekad se jednostavno naziva Galaksija), astronomi nemaju potpuno razumijevanje njezine prirode kao neki vanjski zvjezdani sustavi. Debeli sloj međuzvjezdane prašine optičkim svjetlima zaklanja velik dio Galaksije teleskopi , a astronomi mogu utvrditi njegovu strukturu velikih razmjera samo uz pomoć radio i infracrvenih teleskopa, koji mogu otkriti oblike zračenja koji prodiru u zaklanjajuću materiju.
Galaksija Mliječni put Galaksija Mliječni put gledano sa Zemlje. Dirk Hoppe
Galaksija Mliječna staza Galaksija Mliječna staza promatrana noću s Tuolumne Meadows, Nacionalni park Yosemite, Kalifornija. Rick Whitacre / Shutterstock.com
Ovaj članak raspravlja o strukturi, svojstvima i sastavnim dijelovima Galaksije Mliječni put. Za cjelovitu raspravu o kozmičkom svemir od kojih je Galaksija samo mali dio, vidjeti kozmologija. Za sustav zvijezda unutar Galaksije koji je dom Zemlje, vidjeti Sunčev sustav .
Galaksija Mliječni put Galaksija Mliječni put na noćnom nebu. iStockphoto / Thinkstock
Iako većina zvijezde u Galaksiji postoje ili kao pojedinačne zvijezde poput Sunca ili kao dvostruke zvijezde, ima ih mnogo upadljiv skupine i nakupine zvijezda koje sadrže desetke do tisuće članova. Ti se objekti mogu podijeliti na tri vrste: globularne nakupine, otvorene skupine i zvjezdane asocijacije. Razlikuju se prvenstveno po starosti i broju zvijezda članova.
Najveća i najmasivnija zvjezdana jata su kuglasta jata, nazvana tako zbog svog približno sfernog izgleda. Galaksija sadrži više od 150 globularnih nakupina (točan je broj neizvjestan zbog zasjenjenosti prašinom u pojasu Mliječne staze, što vjerojatno sprječava vidljivost nekih globularnih nakupina). Raspoređeni su u gotovo sfernoj aureoli oko Mliječne staze, s relativno malo prema galaktičkoj ravnini, ali velika koncentracija prema središtu. Radijalna raspodjela, kada se ucrta kao funkcija udaljenosti od galaktičkog središta, odgovara matematičkom izrazu oblika identičnog onom koji opisuje raspodjelu zvijezda u eliptičnim galaksijama.
globularni skup M80 Globularni skup M80 (poznat i kao NGC 6093) na optičkoj slici snimljenoj svemirskim teleskopom Hubble. M80 se nalazi 28.000 svjetlosnih godina od Zemlje i sadrži stotine tisuća zvijezda. Tim za baštinu Hubblea (AURA / STScI / NASA)
Globularne nakupine izuzetno su svjetleći objekti. Njihova srednja osvjetljenost ekvivalentna je približno 25 000 Sunca. Najsvijetlije su 50 puta svjetlije. Mase globularnih nakupina, mjerene određivanjem disperzije u brzinama pojedinih zvijezda, kreću se od nekoliko tisuća do više od 1.000.000 Sunčevih masa. Skupine su vrlo velike, s promjerom od 10 do čak 300 svjetlosnih godina. Većina kuglastih nakupina visoko je koncentrirana u svojim središtima, imajući zvjezdane raspodjele koje nalikuju izotermnim plinskim sferama s presjekom koji odgovara plimnim efektima Galaksije. Precizan model raspodjele zvijezda unutar jata može se izvesti iz zvijezde dinamika , koja uzima u obzir vrste orbita koje zvijezde imaju u skupu, susrete između ovih zvijezda članica i učinke vanjskih utjecaja. Na primjer, izveo je američki astronom Ivan R. King dinamički modeli koji se vrlo usko uklapaju u promatrane zvjezdane raspodjele. Otkrio je da se struktura jata može opisati s dva broja: (1) radijus jezgre, koji mjeri stupanj koncentracije u središtu, i (2) radijus plime i oseke, koji mjeri presjek gustoća zvijezda na rubu nakupine.
Ključna prepoznatljiva značajka globularnih nakupina u Galaksiji je njihova ujednačena starost. Utvrđena usporedbom zvjezdane populacije globularnih nakupina sa zvjezdanim evolucijskim modelima, starost svih do sada izmjerenih kreće se od 11 milijardi do 13 milijardi godina. Oni su najstariji objekti u Galaksiji i zato su morali biti među prvima nastali. Da je to bio slučaj, govori i činjenica da globularna jata imaju tendenciju da imaju mnogo manje količine teških elemenata nego zvijezde u ravnini Galaksije, npr. Sunce. Sastavljeno od zvijezda koje pripadaju ekstremnoj populaciji II ( Pogledaj ispod Zvijezde i zvjezdane populacije ), kao i halo zvijezde visoke geografske širine, ovi gotovo sferni sklopovi očito su nastali prije nego što se materijal Galaksije izravnao na sadašnji tanki disk. Kako su zvijezde njihovih komponenata evoluirale, predale su dio plina u međuzvjezdani prostor. Taj je plin obogaćen teškim elementima (tj. Elementima težim od helija) koji su nastali u zvijezdama tijekom kasnijih faza njihove evolucije, tako da se međuzvjezdani plin u Galaksiji neprestano mijenja. Vodik i helij su uvijek bili glavni sastavnice , ali teški elementi postupno postaju sve važniji. Sadašnji međuzvjezdani plin sadrži elemente teže od helija na razini od oko 2 posto mase, dok globularne nakupine sadrže samo 0,02 posto istih elemenata.
Skupine manje i manje masivne od globularnih nakupina nalaze se u ravnini Galaksije pomiješane s većinom sustava zvijezde , uključujući Sunce. Ti su objekti otvoreni nakupini, takozvani jer uglavnom imaju otvoreniji, labaviji izgled od tipičnih globularnih nakupina.
otvoreni klaster NGC 290 Otvoreni klaster NGC 290, kako ga vidi svemirski teleskop Hubble. Europska svemirska agencija i NASA
Otvorena jata raspoređena su u Galaksiji vrlo slično mladim zvijezdama. Oni su visoko koncentrirani duž ravnine Galaksije i polako opadaju prema van prema njezinu središtu. Rasprostranjenost ovih nakupina ne može se izravno naučiti jer njihovo postojanje u ravnini Mliječne staze znači da prašina zaklanja one koje su veće od nekoliko tisuća svjetlosne godine od sunca. Po analogija s otvorenim nakupinama u vanjskim galaksijama sličnim Galaksiji, pretpostavlja se da slijede opću raspodjelu integriran svjetlosti u Galaksiji, osim što ih je vjerojatno manje u središnjim područjima. Postoje neki dokazi da su mlađa otvorena jata gušće koncentrirana u spiralnim krakovima Galaksije, barem u susjedstvu Sunca gdje se ti krakovi mogu razabrati.
Najsjajnija otvorena jata znatno su bljeđa od najsvjetlijih kuglastih nakupina. Čini se da je vršna apsolutna sjajnost oko 50 000 puta veća od sjaja Sunca, ali najveći postotak poznatih otvorenih nakupina ima svjetlinu ekvivalentnu 500 sunčevih svjetiljki. Mase se mogu odrediti iz disperzije izmjerenih brzina pojedinih zvjezdanih članova nakupina. Većina otvorenih nakupina ima male mase veličine 50 solarnih masa. Njihova ukupna populacija zvijezda je mala, u rasponu od desetaka do nekoliko tisuća.
što križ predstavlja u kršćanstvu
Otvorena jata imaju promjer od samo 2 ili 3 do oko 20 svjetlosnih godina, s tim da je većina manja od 5 svjetlosnih godina. Po strukturi izgledaju vrlo različito od globularnih nakupina, premda ih se može razumjeti u smislu sličnih dinamičkih modela. Najvažnija strukturna razlika je njihova mala ukupna masa i relativna labavost, što je rezultat njihovih relativno velikih radijusa jezgre. Ove dvije značajke imaju katastrofalne posljedice što se tiče njihove konačne sudbine, jer otvorene nakupine nisu dovoljno gravitacijski povezane da bi mogle podnijeti ometajuće plime i oseke u Galaksiji ( vidjeti zvjezdano jato: Otvorene nakupine). Sudeći prema uzorku otvorenih nakupina unutar 3000 svjetlosnih godina Sunca, samo polovica njih može izdržati takve plime i oseke dulje od 200 milijuna godina, a tek 2 posto ima očekivano trajanje života do milijardu godina.
Izmjerena dob otvorenih nakupina slaže se sa zaključcima koji su doneseni o njihovom životnom vijeku. Oni su obično mladi predmeti; poznato je da samo nekolicina stari više od milijardu godina. Većina su mlađi od 200 milijuna godina, a neki su stari 1 ili 2 milijuna godina. Dob otvorenih nakupina određuje se uspoređivanjem njihovog članstva u zvijezdama s teorijskim modelima evolucije zvijezda. Budući da sve zvijezde u jatu imaju gotovo iste dobi i kemijske sastojke sastav , razlike između zvijezda članica u potpunosti su rezultat njihovih različitih masa. Kako vrijeme odmiče nakon stvaranja nakupine, masivne zvijezde, koje se najbrže razvijaju, postupno nestaju iz nakupine, postajući bijele patuljaste zvijezde ili drugi podzemni zvjezdani ostaci. Teoretski modeli klastera pokazuju kako taj učinak vremenom mijenja zvjezdani sadržaj, a izravna usporedba sa stvarnim klasterima daje im pouzdanu dob. Da bi napravili ovu usporedbu, astronomi koriste dijagram (dijagram boja i magnitude) koji prikazuje temperature zvijezda prema njihovoj sjajnosti. Dijagrami magnitude boje dobiveni su za više od 1.000 otvorenih nakupina, pa su stoga starosne dobi poznate za ovaj veliki uzorak.
Budući da su otvorene nakupine uglavnom mladi predmeti, oni imaju kemijske sastojke kompozicije koji odgovaraju obogaćenima okoliš od kojih su nastali. Većina ih je poput Sunca u obilju teških elemenata, a neki su i bogatiji. Na primjer, Hijade, koje čine jedno od najbližih jata, imaju gotovo dvostruko više teških elemenata od Sunca. Devedesetih je postalo moguće otkriti vrlo mlade otvorene nakupine koje su prije bile potpuno skrivene u dubokim, prašnjavim predjelima. Koristeći infracrveni detektori niza, astronomi su otkrili da mnogi molekularni oblaci sadrže vrlo mlade skupine zvijezda koje su tek nastale, a u nekim su se slučajevima još uvijek stvarale.
Čak i mlađe od otvorenih nakupina, zvjezdane asocijacije vrlo su labave skupine mladih zvijezde koji dijele zajedničko mjesto i vrijeme nastanka, ali koji uglavnom nisu gravitacijski dovoljno usko povezani kako bi formirali stabilnu nakupinu. Asocijacije zvijezda strogo su ograničene na ravninu Galaksije i pojavljuju se samo u područjima sustava u kojima se događa stvaranje zvijezda, posebno u spiralnim krakovima. To su vrlo svijetli predmeti. Najsjajniji su čak i sjajniji od najsvjetlijih kuglastih nakupina, ali to nije zato što sadrže više zvijezda; umjesto toga rezultat je činjenice da je njihov konstituirati zvijezde su mnogo svjetlije od zvijezda konstituiranje globularne nakupine. Najsvijetlije zvijezde u zvjezdanim asocijacijama su vrlo mlade zvijezde spektralnih tipova O i B. Imaju apsolutnu sjajnost svijetlu poput bilo koje zvijezde u Galaksiji - reda veličine milion puta veću od svjetlosti Sunca. Takve zvijezde imaju vrlo kratak životni vijek, koji traje samo nekoliko milijuna godina. Sa svjetlećim zvijezdama ove vrste ne treba biti jako puno da čine visoko svijetlu i uočljivu skupinu. Ukupne mase zvjezdanih asocijacija iznose tek nekoliko stotina Sunčevih masa, s tim da je populacija zvijezda stotine ili, u nekoliko slučajeva, tisuće.
Veličine zvjezdanih asocijacija su velike; prosječni promjer onih u Galaksiji je oko 250 svjetlosne godine . Oni su toliko veliki i labavo strukturirani da im njihova samo-gravitacija nije dovoljna da ih održi na okupu, a za nekoliko milijuna godina članovi se raziđu u okolni prostor, postajući zasebne i nepovezane zvijezde u galaktičkom polju.
Ti su objekti organizacije zvijezda koje dijele uobičajena mjerljiva kretanja. Ponekad oni ne tvore zamjetnu nakupinu. Ova definicija omogućuje primjenu tog pojma na niz objekata, od najbližih gravitacijski vezanih nakupina, do skupina široko rasprostranjenih zvijezda bez očitog gravitacijskog identiteta, koje se otkrivaju samo pretraživanjem zvijezda zajedničkog gibanja u katalozima. Među najpoznatijim pokretnim skupinama je Hijada u konstelacija Bik. Ovaj sustav poznat i kao gomila Bika koji se kreće ili tok Bika sadrži relativno gusta nakupina Hijade zajedno s nekoliko vrlo udaljenih članova. Sadrži ukupno oko 350 zvijezda, uključujući nekoliko bijelih patuljaka. Njegovo je središte udaljeno oko 150 svjetlosnih godina. Ostale značajne pokretne zvjezdane skupine uključuju skupine Velikog medvjeda, Škorpiona-Kentaura i Plejade. Osim ovih udaljenih organizacija, istražitelji su promatrali i skupine zvijezda velike brzine u blizini Sunca. Jedan od njih, nazvan grupa Groombridge 1830, sastoji se od niza pod patuljaka i zvijezde RR Lyrae, po kojima su varijable RR Lyrae i dobile ime.
Plejade Svijetla maglica na Plejadama (M45, NGC 1432), udaljenost 490 svjetlosnih godina. Skupine zvijezda daju svjetlost, a okolni oblaci prašine reflektiraju i raspršuju zrake sa zvijezda. Ljubaznošću zvjezdarnice Palomar / Kalifornijskog tehnološkog instituta
Nedavni napredak u proučavanju pokretnih skupina utjecao je na istraživanje kinematičke povijesti zvijezda i na apsolutnu kalibraciju skale udaljenosti Galaksije. Pokretne skupine pokazale su se posebno korisnima s obzirom na potonju jer njihova zajednička kretanja omogućuju astronomima da točno odrede (za bliže primjere) udaljenost svakog pojedinog člana. Zajedno s obližnjim paralaksnim zvijezdama, paralaksije pokretnih grupa daju osnovu za galaktičku ljestvicu udaljenosti. Astronomi su pronašli kretanje jata Hyades dobro prikladno za svoju svrhu: dovoljno je blizu da omogućuje pouzdanu primjenu metode i ima dovoljno članova za utvrđivanje točne starosti.
Jedan od osnovnih problema korištenja pokretnih skupina za određivanje udaljenosti je odabir članova. U slučaju Hijade, to je učinjeno vrlo pažljivo, ali ne bez značajnih sporova. Članovi pokretne skupine (i njezino stvarno postojanje) utvrđuju se stupnjem u kojem njihovi pokreti definiraju zajedničku konvergentnu točku na nebu. Jedna od tehnika je određivanje koordinata polova velikih krugova definiranih pravilnim kretanjima i položajima pojedinih zvijezda. Položaji polova definirat će veliku kružnicu, a jedan od njegovih polova bit će konvergentna točka pokretne skupine. Članstvo u zvijezdama može uspostaviti kriteriji primijenjeno na udaljenosti polova pravilnog kretanja pojedinih zvijezda od srednje velike kružnice. Pouzdanost postojanja same skupine može se mjeriti rasipanjem točaka velikog kruga oko njihove srednje vrijednosti.
Kako se radijalne brzine neće koristiti za preliminarni odabir članova, one se mogu naknadno ispitati kako bi se eliminirali daljnji nečlanovi. Konačni popis članova trebao bi sadržavati samo vrlo mali broj članova - ili onih koji se čine da se slažu s prijedlogom grupe zbog pogrešaka promatranja ili onih koji trenutačno dijele prijedloge grupe, ali nisu povijesno povezani sa skupinom.
Udaljenost pojedinih zvijezda u pokretnoj skupini može se odrediti ako su poznate njihove radijalne brzine i pravilni pokreti ( Pogledaj ispod Zvjezdani pokreti ) i ako se odredi točan položaj zračenja. Ako je kutna udaljenost zvijezde od zračenja λ i ako je brzina nakupine cjeline u odnosu na Sunce V , tada radijalna brzina zvijezde, V r , je V r = V cos λ.Poprečna (ili tangencijalna) brzina, T , daje T = V sin sin λ = 4,74 μ / str gdje str je paralaksa zvijezde u lučnim sekundama. Dakle, paralaksa zvijezde dana je str = 4,74 μ dječji krevet λ / V r .
Ključ postizanja pouzdanih udaljenosti ovom metodom je što preciznije lociranje konvergentne točke skupine. Razne tehnike koje se koriste (npr. Charlierova metoda) sposobne su za visoku točnost, pod uvjetom da u samim mjerenjima nema sustavnih pogrešaka. Primjerice, za pokretnu skupinu Bika procijenjeno je da je točnost najbolje promatranih zvijezda u paralaksi reda veličine 3 posto, uz umanjenje svih pogrešaka zbog sustavnih problema u pravilnim pokretima. Točnost ovog poretka nije bila moguća na drugi način sve dok svemirski teleskop Hipparcos nije uspio izmjeriti visoko precizne zvjezdane paralakse za tisuće pojedinačnih zvijezda.
Uočljiva komponenta Galaksije je kolekcija velikih, svijetlih, difuznih plinovitih predmeta koji se obično nazivaju maglice . Najsvjetliji od ovih objekata nalik oblaku su emisijske maglice, veliki kompleksi međuzvjezdanih plinova i zvijezde u kojima plin postoji u ioniziranom i pobuđenom stanju (s elektronima atoma pobuđenih na višu razinu od normalne). Ovo stanje stvara jaka ultraljubičasta svjetlost koja se emitira iz vrlo svjetlećeg, vrućeg zvijezde ugrađen u plin. Budući da se emisijske maglice gotovo u cijelosti sastoje od ioniziranog vodika, obično se nazivaju H II regijama.
Maglina Orion (M42) Središte maglice Orion (M42). Astronomi su identificirali oko 700 mladih zvijezda na ovom području širokom 2,5 svjetlosne godine. Također su otkrili preko 150 protoplanetarnih diskova ili proplyda, za koje se vjeruje da su embrionalni solarni sustavi koji će na kraju formirati planete. Te zvijezde i proplikovi generiraju većinu svjetlosti maglice. Ova je slika mozaik koji kombinira 45 slika snimljenih svemirskim teleskopom Hubble. NASA, C.R. O'Dell i S.K. Wong (Sveučilište Rice)
Regije H II nalaze se u ravnini Galaksije pomiješane s mladim zvijezdama, zvjezdanim asocijacijama i najmlađim od otvorenih jata. To su područja u kojima su nedavno nastale vrlo masivne zvijezde, a mnoga sadrže nekondenzirani plin, prašinu i molekularne komplekse koji su često povezani s kontinuiranim stvaranjem zvijezda. Područja H II koncentrirana su u spiralnim krakovima Galaksije, iako neki postoje između krakova. Mnogi od njih nalaze se na udaljenostima od središta galaksije Mliječni put, a najveći broj se događa na udaljenosti od 10 000 svjetlosnih godina. Ova posljednja činjenica može biti utvrđeno iako se područja H II ne mogu jasno vidjeti dalje od nekoliko tisuća svjetlosnih godina od Sunca. Oni emitiraju radio-zračenje karakterističnog tipa, s toplinskim spektrom koji pokazuje da su njihove temperature oko 10 000 kelvina. Ovo toplinsko radio zračenje omogućuje astronomima da mapiraju raspodjelu područja H II u udaljenim dijelovima Galaksije.
koje godine se odvijao 2. svjetski rat
Najveća i najsvjetlija područja H II u Galaksiji suparuju se s najsjajnijim zvjezdastim nakupinama u ukupnoj sjajnosti. Iako je većina vidljivog zračenja koncentrirana u nekoliko diskretnih emisijskih vodova, ukupna prividna svjetlina najsjajnijeg ekvivalenta je desecima tisuća sunčevih svjetiljki. Ta su područja H II također izvanredne veličine, s promjerom od oko 1.000 svjetlosnih godina. Tipičnije su uobičajena područja H II poput maglice Orion široka oko 50 svjetlosnih godina. Sadrže plin koji ima ukupnu masu u rasponu od jedne ili dvije Sunčeve mase do nekoliko tisuća. Područja H II sastoje se prvenstveno od vodika, ali sadrže i mjerljive količine drugih plinova. Helij je drugi po obilju i velikim količinama ugljika, dušik , a javljaju se i kisik. Preliminarni dokazi ukazuju da se omjer obilja težih elemenata među otkrivenim plinovima i vodikom smanjuje prema van iz središta Galaksije, tendencija koja je uočena u drugim spiralnim galaksijama.
Plinoviti oblaci poznati kao planetarne maglice samo su površinski slični ostalim vrstama maglica. Tako nazvane, jer manje sorte kada na njih gledaju teleskopom gotovo podsjećaju na planetarne diskove, planetarne maglice predstavljaju fazu na kraju životnog ciklusa zvijezda, a ne onu na početku. Raspodjela takvih maglica u Galaksiji različita je od one u regijama H II. Planetarne maglice pripadaju srednjoj populaciji i nalaze se u cijelom disku i unutarnjoj aureoli. U Galaksiji postoji više od 1.000 poznatih planetarnih maglica, ali više bi se moglo previdjeti zbog zasjenjenosti u regiji Mliječni put.
Maglica Mačje oko Kompozitna slika maglice Mačje oko (NGC 6543), kombinirajući tri slike snimljene svemirskim teleskopom Hubble. Ova planetarna maglica neobično je složene građe, s koncentričnim ljuskama (promatraju se kao svijetli prstenovi), mlaznicama (izbočinama u gornjem lijevom i donjem desnom dijelu) i brojnim detaljima koji upućuju na složene interakcije udarnih valova. J.P. Harrington i K.J. Borkowski (Sveučilište Maryland) i NASA
Druga vrsta nebulozan Predmet pronađen u Galaksiji je ostatak plina ispuhan iz zvijezde koja eksplodira i tvori a supernova . Povremeno ti predmeti izgledaju poput planetarnih maglica, kao u slučaju Rakove maglice, ali se od potonjih razlikuju na tri načina: (1) ukupna masa njihova plina (oni uključuju veću masu, u osnovi svu masu zvijezda koja eksplodira), (2) njihova kinematika (šire se većim brzinama) i (3) životni vijek (traju kraće vrijeme kao vidljive maglice). Najpoznatiji ostaci supernove su oni koji su proizašli iz tri povijesno promatrane supernove: ona iz 1054. godine, koja je Crabovu maglicu učinila svojim ostatkom; onaj iz 1572., nazvan Tycho's Nova; i onaj iz 1604. godine, nazvan Keplerova Nova. Ti se objekti i mnogi drugi poput njih u Galaksiji otkrivaju na radio valnim duljinama. Oni oslobađaju radioenergiju u gotovo ravnom spektru zbog emisije zračenja nabijenih čestica koje se spiralno kreću gotovo brzinom svjetlosti u magnetskom polju upletenom u plinoviti ostatak. Ovako generirano zračenje naziva se sinkrotronsko zračenje i povezano je s raznim vrstama nasilnih kozmičkih pojava, osim ostataka supernove, kao što su, na primjer, radio galaksije.
Rakova maglica Rakova maglica, koja je nastala eksplozijom supernove zabilježene 1054. godine. Ova je slika napravljena kombiniranjem dva tuceta ekspozicija svemirskog teleskopa Hubble. NASA / ESA / STScI / AURA
Oblaci prašine Galaksije usko su ograničeni na ravninu Mliječnog puta, iako se prašina vrlo male gustoće može otkriti čak i u blizini galaktičkih polova. Oblaci prašine udaljeni od 2000 do 3000 svjetlosnih godina od Sunca ne mogu se optički otkriti, jer umješani oblaci prašine i opći sloj prašine zaklanjaju udaljenije vidike. Na temelju raspodjele oblaka prašine u drugim galaksijama, može se zaključiti da su oni često najuočljiviji unutar spiralnih krakova, posebno duž unutarnjeg ruba dobro definiranih. Najbolje promatrani oblaci prašine u blizini Sunca imaju mase od nekoliko stotina sunčevih masa i veličine koje se kreću od najviše oko 200 svjetlosnih godina do djelića svjetlosne godine. Najmanji imaju tendenciju biti najgušći, možda dijelom i zbog evolucije: kako se kompleks prašine skuplja, on postaje sve gušći i više neproziran . Najmanji oblaci prašine su takozvane bokove globule, nazvane po nizozemskom američkom astronomu Bartu J. Bok-u; ti su objekti široki oko jedne svjetlosne godine i imaju mase od 1–20 Sunčevih masa.
Maglica Orao Maglica Orao. Zvijezde se stvaraju u ovom stupcu hladne prašine i plina, duljine 9,5 svjetlosnih godina. NASA, ESA i Hubble Heritage tim (STScI / AURA)
NGC 4013 NGC 4013, spiralna galaksija, koja ima istaknutu traku prašine poput Galaksije Mliječni put, na slici koju je snimio svemirski teleskop Hubble. NASA i tim za baštinu Hubblea (STScI / AURA)
Potpunije informacije o prašini u Galaxyju dolaze infracrveni zapažanja. Dok optički instrumenti mogu otkriti prašinu kad zakloni udaljenije predmete ili kad je osvijetljena vrlo bliskim zvijezdama, infracrveni teleskopi mogu registrirati dugovalno zračenje koje sami hladni oblaci prašine emitiraju. Kompletnim istraživanjem neba na infracrvenim valnim duljinama koje je tijekom ranih 1980-ih obavio bespilotni opservatorij, Infracrveni astronomski satelit (IRAS), otkrio je velik broj gustih oblaka prašine u Mliječnoj stazi. Dvadeset godina kasnije svemirski teleskop Spitzer, s većom osjetljivošću, većim pokrivanjem valnih duljina i boljom rezolucijom, mapirao je mnoge komplekse prašine u Mliječnoj stazi. U nekima je bilo moguće vidjeti masivna zvjezdana jata koja su još uvijek u procesu formiranja.
Gusti oblaci prašine na Mliječnom putu mogu se proučavati na još jedan drugi način. Mnogi takvi predmeti sadrže uočljive količine molekula koje emitiraju radio zračenje na valnim duljinama koje im omogućuju identifikaciju i analizu. Više od 50 različitih molekula, uključujući ugljični monoksid i formaldehid , a radikali su otkriveni u oblacima prašine.
Zvijezde u Galaksiji, posebno uz Mliječni put, otkrivaju prisutnost općeg, sveprožimajućeg međuzvjezdanog medija putem na koji postupno blijede s daljinom. To se događa prvenstveno zbog međuzvjezdane prašine koja zaklanja i crveni zvijezdu. U prosjeku, zvijezde u blizini Sunca prigušuju se faktor dva za svakih 3.000 svjetlosnih godina. Dakle, zvijezda koja je udaljena 6000 svjetlosnih godina u ravnini Galaksije pojavit će se četiri puta slabije nego što bi inače bila da nema međuzvjezdane prašine.
naziva se čin rađanja
Maglica Konjska Glava Maglica Konjska Glava. Anglo-australski opservatorij
središte galaksije Mliječni put Središnja područja Galaksije Mliječni put. Slika s lijeve strane nalazi se u vidljivom svjetlu, a slika s desne je infracrvena; označena razlika između dviju slika pokazuje kako infracrveno zračenje može prodrijeti u galaktičku prašinu. Infracrvena slika dio je Survey-a od dva mikrona (2MASS), istraživanja cijelog neba u infracrvenoj svjetlosti. Mozaik Atlas Image ljubaznošću Howarda McCallona i Genea Kopana iz projekta 2MASS / UMass / IPAC-Caltech / NASA / NSF
Drugi način na koji učinci međuzvjezdane prašine postaju vidljivi je polarizacija pozadinske svjetlosti zvijezda. Prašina je donekle poravnana u prostoru, a to rezultira selektivnom apsorpcijom tako da postoji poželjna ravnina vibracija za svjetlosne valove. Električni vektori imaju tendenciju da preferencijalno leže duž galaktičke ravnine, iako postoje područja u kojima je raspodjela složenija. Vjerojatno je da polarizacija nastaje jer su galaktička zrna prašine djelomično poravnata magnetsko polje . Ako su zrna prašine paramagnetska tako da djeluju poput magneta, tada opće magnetsko polje, iako vrlo slabo, može vremenom poredati zrna svojim kratkim osama u smjeru polja. Kao posljedica, smjerovi polarizacije za zvijezde na različitim dijelovima neba omogućuju crtanje smjera magnetskog polja na Mliječnom putu.
Prašinu prati plin, koji je tanko raspršen među zvijezdama, ispunjavajući prostor između njih. Ovaj međuzvjezdani plin sastoji se uglavnom od vodika u svom neutralnom obliku. Radio teleskopi mogu otkriti neutralni vodik jer emitira zračenje na valnoj duljini od 21 cm. Takva radio valna duljina dovoljno je duga da prodire u međuzvjezdanu prašinu i zato se može otkriti iz svih dijelova Galaksije. Većina onoga što su astronomi naučili o strukturi i kretanju Galaksije velikih razmjera izvedena je iz radio valova međuzvjezdanog neutralnog vodika. Udaljenost do otkrivenog plina nije lako odrediti. Statistički argumenti se moraju koristiti u mnogim slučajevima, ali brzine plina u usporedbi sa brzinama pronađenim za zvijezde i onima predviđenim na temelju dinamike Galaksije daju korisne tragove o mjestu različitih izvora vodikovog radija emisija. U blizini Sunca prosječna gustoća međuzvjezdanih plinova je 10−21gm / cm3, što je ekvivalent oko jednog atoma vodika po kubnom centimetru.
Čak i prije nego što su prvi put otkrili emisiju neutralnog vodika 1951. godine, astronomi su bili svjesni međuzvjezdanih plinova. Manje komponente plina, kao što su natrij i kalcij apsorbiraju svjetlost na određenim valnim duljinama i oni uzrokuju pojavu apsorpcijskih linija u spektrima zvijezda koje leže izvan plina. Budući da su linije koje potječu od zvijezda obično različite, moguće je razlikovati linije međuzvjezdanog plina i izmjeriti gustoću i brzinu plina. Često je čak moguće promatrati učinke nekoliko koncentracija međuzvjezdanih plinova između Zemlje i pozadinskih zvijezda i time odrediti kinematiku plina u različitim dijelovima Galaksije.
Slušajte o predviđanju sudara Mliječnog puta s galaksijom Andromeda, što bi se moglo dogoditi za oko četiri milijarde godina. Pregled predviđenog sudara galaksija Andromeda i Mliječni put, za koji se očekuje da će se dogoditi za oko četiri milijarde godina. Otvoreno sveučilište (izdavački partner Britannice) Pogledajte sve videozapise za ovaj članak
Magelanovi oblaci prepoznati su početkom 20. stoljeća kao prateći objekti Galaksije. Kad je američki astronom Edwin hubble utvrdio izvangalaktičku prirodu onoga što danas nazivamo galaksijama, postalo je jasno da su Oblaci morali biti zasebni sustavi, i nepravilne klase i više od 100.000 svjetlosne godine daleka. (Trenutačno najbolje vrijednosti za njihove udaljenosti su 163 000, odnosno 202 000 svjetlosnih godina za Veliki i Mali Oblaci.) Pronađeni su dodatni bliski pratioci, svi oni mali i neupadljivi objekti patuljaste eliptične klase. Najbliži od njih je patuljak Strijelac, galaksija koja pada u galaksiju Mliječni put, a zarobila ju je puno jača gravitacija Galaksije. Jezgra ove galaksije udaljena je oko 90 000 svjetlosnih godina. Ostali bliski pratitelji su dobro proučene galaksije Carina, Draco, Fornax, Leo I, Leo II, Sextans, Sculptor i Ursa, kao i nekoliko vrlo slabih, manje poznatih objekata. Udaljenost za njih kreće se od približno 200 000 do 800 000 svjetlosnih godina. Grupiranje ovih galaksija oko galaksije Mliječni put oponaša se u slučaju galaksije Andromeda, koju također prati nekoliko patuljaka.
globularno jato NGC 1850 u velikom magelanovom oblaku Većina globularnog skupa NGC 1850 sastoji se od žutih zvijezda; sjajne bijele zvijezde pripadnici su drugog, otvorenog jata oko 200 svjetlosnih godina nakon NGC 1850. Ova je slika kombinacija slika snimljenih svemirskim teleskopom Hubble. R. Gilmozzi, Znanstveni institut za svemirski teleskop / Europska svemirska agencija; Shawn Ewald, JPL; i NASA-e
