Hvordan Væsken Fungerer

{h1}

Mælkevejen er den galakse, hvori solsystemet er fundet og er et af milliarder galakser i universet. Lær om milky way.

Et blik på nattehimlen på et hvilket som helst tidspunkt af året vil afsløre et svagt lysbånd, der strækker sig over himlen, enten gennem midten eller nær horisonten. De gamle grækere så dette band o-f lys og kaldte det "galakser kuklos" for "mælkekreds." Romerne kaldte det "Mælkevejen." I 1610 brugte Galileo de første teleskoper og fastslog, at væskens lys kommer fra milliarder dunkle stjerner, der omgiver os.

I århundreder stillede astronomerne mange grundlæggende spørgsmål om Melkevejen. Hvad er det? Hvad er det lavet af? Hvad er det formet som? Disse spørgsmål var svære at besvare af flere grunde.

  1. Vi bor i Melkevejen. Det er som at bo inde i en gigantisk boks og spørge, hvad er boksen formet som? Hvad er det lavet af? Hvordan ved du det?
  2. Tidlige astronomer var begrænset af teknologi. De tidlige teleskoper var ikke meget store, havde ikke meget rækkevidde og kunne ikke forstørre store afstande eller løse dem.
  3. Tidlige teleskoper kunne kun registrere det synlige lys. Vægten indeholder en masse støv, der forhindrer deres synspunkter. I nogle retninger er kig på Mælkevejen som at se igennem en støvstorm.

Det 20. århundrede bragte store fremskridt inden for teleskopteknologi. Store optiske, radio-, infrarøde og røntgen-teleskoper (både jordbaserede og omløbende rumteleskoper) tillod astronomer at kigge igennem de store mængder støv og langt ud i rummet. Med disse værktøjer kan de sammen stykke, hvad væsken faktisk ser ud.

Hvad de opdagede var fantastisk:

  • Mælkevejen er faktisk en galakse - et stort system af stjerner, gas (for det meste hydrogen), støv og mørkt materiale, der kredser et fælles center og er bundet sammen af ​​tyngdekraften.
  • Vores galakse er spiralformet.
  • I modsætning til popular tro er vores solsystem ikke midt i galaksen.
  • Milky Way er blot en af ​​milliarder galakser i universet.

Kom følg os på en opdagelsesrejse, da vi udforsker Melkevejen. Vi undersøger, hvordan astronomer regnede med form, størrelse og struktur. Vi vil se på, hvordan stjernerne i det bevæger sig, og hvordan Vintervejen sammenligner med andre galakser.

Tidlige Milky Way Teorier

Som vi nævnte, opdagede Galileo, at Melkevejen er lavet af dunkle stjerner, men hvad med dens form? Hvordan kan du fortælle formen på noget, hvis du er inde i den? I slutningen af ​​1700'erne rejste astronomen Sir William Herschel dette spørgsmål. Herschel begrundede, at hvis Mælkevejen var en kugle, skulle vi se mange stjerner i alle retninger. Så tællede han og hans søster Caroline stjernerne i mere end 600 områder af himlen. De fandt ud af, at der var flere stjerner i retningen af ​​Milky Way-båndet end over og under. Herschel konkluderede, at Melkevejen var en skiveformet struktur. Og fordi han fandt ud af det samme antal stjerner i alle retninger langs disken, konkluderede han, at solen var nær midten af ​​disken.

Omkring 1920 målte en hollandsk astronom ved navn Jacobus Kapetyn de tilsyneladende afstande til nærliggende og fjerntliggende stjerner ved hjælp af parallax teknik. Fordi parallax involverede måling af stjernens bevægelser, sammenlignede han bevægelserne af fjerne stjerner med nærliggende dem. Han konkluderede, at Mælkevejen var en disk ca. 20 kiloparsek, eller 65.000 lysår i diameter (en kiloparsek = 3.260 lysår). Kapetyn konkluderede også, at solen var ved eller nær midten af ​​Mælkevejen.

Men fremtidige astronomer ville sætte spørgsmålstegn ved disse ideer, og avanceret teknologi ville hjælpe dem med at bestride teorierne og komme med mere præcise målinger.

Måling af afstande til stjernerne

Hvis du holder tommelfingeren på armlængden og derefter skiftevis åbner og lukker hvert øje, mens du ser på det, vil du se, at din tommel tilsyneladende bevæger sig eller skifter mod baggrunden. Dette skift hedder a parallax skift. Når du flytter tommelfingeren tættere på næsen og gentager processen, skal du bemærke, at skiftet bliver større. Astronomer kan bruge denne samme teknik til at måle afstande til stjernerne. Når jorden kredser om solen, ændrer en given stjernes position mod baggrunden for andre stjerner. Ved at sammenligne fotografier af stjernen med seks måneders intervaller, kan astronomer måle graden af ​​forskydningen og opnå parallaxvinklen (halvparallaxforskydningen = theta eller Θ). Ved at kende parallaxets vinkel og jordens kredsløbs radius (R) kan astronomerne beregne afstanden til stjernen (D) ved hjælp af trigonometri: D = R x cotangent (theta) eller D = RCotΘ. Parallax målinger er pålidelige for stjerner med afstande mindre end eller lig med 50 parsecs. For afstande større end dette skal astronomer finde variable stjernemarkører og bruge lysstyrkeafstandsrelationerne (se næste side).

Globale klynger og spirale nebulae

Omkring den tid, Kapetyn offentliggjorde sin Milky Way-model, bemærkede hans kollega Harlow Shapely, at en slags stjerneklynge kaldte en kugleformet klynge havde en unik fordeling på himlen. Selv om der blev fundet få kugleformede klynger inden for Milky Way-bandet, var der mange af dem over og under det. Shapely besluttede at kortlægge fordelingen af ​​globulære klynger og måle deres afstande ved hjælp af variable stjernemarkører inden for klyngerne og luminositet-afstand forhold (se sidebjælke). Tilstrækkeligt fandt ud af, at kugleformede klynger blev fundet i en sfærisk fordeling og koncentreret nær Skyttens konstellation.Tilstrækkeligt konkluderede, at galaksens centrum var nær Skytten, ikke solen, og at Vægten var omkring 100 kiloparsecs i diameter.

Shapely var involveret i en stor debat om arten af spiral nebulae (svage lette pletter synlige i nathimlen). Han troede at de var "øuniverser" eller galakser uden for Melkevejen. En anden astronom, Heber Curtis, mente, at spiralbuer var en del af Melkevejen. Edwin Hubbles observationer af Cepheid-variabler afgjorde endelig debatten - nebulae var faktisk uden for Mælkevejen.

Men spørgsmål stadig forblev. Hvilken form var Milky Way, og hvad existerede der inde i den?

Luminosity-Distance Relationship

Professionelle og amatør astronomer kan både måle en stjernes lysstyrke ved at sætte en fotometer eller charge-coupled device på enden af ​​et teleskop. Hvis de kender stjernens lysstyrke og afstanden til stjernen, kan de beregne mængden af ​​energi, som stjernen sætter ud, eller dens lysstyrke (-luminositet = lysstyrke x 12,57 x (afstand)2). Omvendt, hvis du kender en stjernes lysstyrke, kan du beregne afstanden fra jorden. Visse stjerner - som RR Lyrae og Cepheid-variabler - kan tjene som lysstandarder. Disse stjerner ændrer deres lysstyrke regelmæssigt, og lysstyrken er direkte relateret til perioden af ​​deres lysstyrkecyklus.

- For at bestemme lysstyrken af ​​de globulære klynger, målte Shapely perioderne med lysstyrken af ​​RR Lyrae stjernerne i klyngerne. Når han først kendte lysstyrkerne, kunne han beregne deres afstande fra Jorden. Se, hvordan galakser virker for, hvordan astronom Edwin Hubble anvendte en lignende teknik med Cepheid-variable stjerner for at bestemme, at spiralbuer var længere end væskens grænser.

Hvilken form er Melkevejen?

Hvordan væsken fungerer: hvordan

Edwin Hubble studerede galakser og klassificerede dem i forskellige typer af elliptisk og spiral galakser. Spiralgalakserne blev kendetegnet ved diskformer med spiralarm. Det skyldtes, at fordi Vækstvejen var diskformet, og fordi spiralgalakser var diskformede, var Vækstvejen nok en spiralgalakse.

I 1930'erne opdagede astronomen R. J. Trumpler, at estimaterne af Magnetic Way Galaxy af Kapetyn og andre var slukket, fordi målingerne havde påberåbt sig observationer i de synlige bølgelængder. Trumpler konkluderede, at de store mængder støv i væskens plan absorberede lys i de synlige bølgelængder og forårsagede fjerntliggende stjerner og klynger til at forekomme lysere end de rent faktisk var. For at kunne kortlægge stjerner og stjerneklynger nøjagtigt inden for væskens skive, vil astronomer derfor have brug for en måde at kigge gennem støvet.

I 1950'erne blev den første radio teleskoper blev opfundet. Astronomer opdagede, at hydrogenatomer udsendte stråling i radiobølgelængderne, og at disse radiobølger kunne trænge ind i støv i Vintergaden. Så blev det muligt at kortlægge Vækstens spiralarm. Nøglen var markørstjerner som dem, der blev brugt i afstandsmålinger. Astronomer fandt ud af, at klasse O og B stjerner ville arbejde. Disse stjerner havde flere funktioner:

  • Lysstyrke: De er meget synlige og findes ofte i små grupper eller foreninger.
  • Varme: De udsender flere bølgelængder (synlig, infrarød, radio).
  • Kort levetid: De bor i omkring 100 millioner år, så i betragtning af den hastighed, hvorpå stjerner kredser galaksencenteret, bevæger de sig ikke langt fra, hvor de er født.

Astronomer kunne bruge radioteleskoper til nøjagtigt at kortlægge positionerne for disse O- og B-stjerner og bruge Doppler-skiftene i radiospektret til at bestemme deres bevægelseshastigheder. Da de gjorde det med mange stjerner, var de i stand til at producere kombinerede radio- og optiske kort på Melkevejs spiralarm. Hver arm er opkaldt efter de konstellationer, der findes i den.

Astronomer mener, at bevægelsen af ​​materialet omkring det galaktiske center sætter op densitet bølger (områder med høj og lav massefylde), ligesom du ser, når du rører kagerørk med en elektrisk mixer. Disse tæthedsbølger antages at forårsage galakseens spiralform.

Så ved at undersøge himlen i flere bølgelængder (radio, infrarød, synlig, ultraviolet, røntgen) med forskellige jordbaserede og rumbaserede teleskoper, kan vi få forskellige synspunkter på Melkevejen.

På næste side vil vi se nærmere på, hvad der er inden for Melkevejen.

Doppler-effekten

Meget som den høje lyd fra en brandbil siren bliver lavere, når lastbilen bevæger sig væk, påvirker stjernens bevægelse lysets bølgelængder, som vi modtager fra dem. Dette fænomen kaldes Doppler-effekten. Vi kan måle Doppler-effekten ved at måle linjer i en stjernes spektrum og sammenligne dem med spektret af en standardlampe. Mængden af ​​Doppler-skiftet fortæller os, hvor hurtigt stjernen bevæger sig i forhold til os. Derudover kan retningen af ​​Doppler-skiftet fortælle os retningen af ​​stjernens bevægelse. Hvis stjernens spektrum skiftes til den blå ende, bevæger stjernen sig mod os; hvis spektret skiftes til den røde ende, flytter stjernen væk fra os.

Milky Way Structure

Hvordan væsken fungerer: hvordan

Ifølge Edwin Hubbles klassifikationssystem er Vintervejen en spiralgalakse, selv om nyere kortlægningsbeviser tyder på, at det kan være en spærret spiral galakse. Milky Way har mere end 200 milliarder stjerner (dette blev estimeret fra sin masse - se næste side). Det er cirka 100.000 lysår i diameter, og solen ligger ca. 28.000 lysår fra midten.Hvis vi ser på Vækstens struktur som det ser ud udefra, kan vi se følgende dele:

  1. Galaktisk disk: Det er her, hvor de fleste af Melkevejs stjerner ligger. Disken er lavet af gamle og unge stjerner, samt enorme mængder gas og støv. Stjerner inden for disken kredser det galaktiske center i omtrent cirkulære kredsløb. (Gravitationsinteraktioner mellem stjernerne bevirker, at de cirkulære bevægelser har nogle op-og-ned-bevægelser, som heste på en god tur). Disken selv er brudt op i disse dele: nucleus: Diskens centrum Bule: Dette er området omkring kernen, herunder de umiddelbare områder over og under pladens plan. Spiralarm: Disse områder strækker sig udad fra midten. Vores solsystem er placeret i en af ​​spiralarmene i Milky Way.
  2. Globale klynger: Et par hundrede af disse er spredt over og under pladens plan. Globale klynger kredser det galaktiske center i elliptiske baner, hvor retningerne er tilfældigt spredt. Stjernerne i de kugleformede klynger er meget ældre stjerner end dem i den galaktiske disk, og der er lidt eller ingen gas og støv.
  3. Glorie: Dette er en stor, svag region, der omgiver hele galaksen. Haloen er lavet af varm gas og muligvis mørk stof.

Alle disse komponenter kredser kernen og holdes sammen af ​​tyngdekraften. Fordi tyngdekraften afhænger af masse, tror du måske, at det meste af en galakse masse ville ligge i den galaktiske disk eller i nærheden af ​​midten af ​​disken. Imidlertid har astronomer konkluderet ved at studere væskekurven i væsken og andre galakser, at størstedelen af ​​massen ligger i galaksens yderste dele (som haloen), hvor der ikke er lidt lys udgivet fra stjerner eller gasser.

Vægtenes tyngdekraft virker på to mindre satellitgalakser kaldet Store og små magellanske skyer (opkaldt efter Ferdinand Magellan, den portugisiske udforsker). De kredser under væskens plan og er synlige på den sydlige halvkugle. Stor Magellanic Cloud er omkring 70.000 lysår i diameter og 160.000 lysår væk fra Milky Way. Astronomer tror, ​​at Vækstvejen faktisk siver ud af gas og støv fra disse satellitgalakser, da de kredser.

Så hvor mange stjerner indeholder mælkevejen faktisk? Vi viser dig formlen på næste side.

Hvor mange stjerner er i Melkevejen?

Det er kompliceret, men du kan bruge Newtons version af Keplers tredje lov til at finde ud af, hvor mange stjerner der er i Melkevejen.

Det er kompliceret, men du kan bruge Newtons version af Keplers tredje lov til at finde ud af, hvor mange stjerner der er i Melkevejen.

Vi nævnte tidligere, at astronomer har estimeret antallet af stjerner i Vintervejen fra målinger af galaksenes masse. Men hvordan måler du massen af ​​en galakse? Du kan selvfølgelig ikke sætte det på en skala. I stedet bruger du sin kredsløbsbevægelse. Fra Newtons version af Keplers tredje lov om planetarisk bevægelse, orbitalhastigheden for et objekt i cirkulær kredsløb og en lille algebra, kan du udlede en ligning til at beregne mængden af ​​masse (Mr), der ligger inden for et cirkulært kredsløb med en radius (r).

  1. Orbitalhastighed af en cirkulær objekt (v) v = 2Πa / p
  2. - Fordi det er et cirkulært kredsløb, bliver a radius (r), og M bliver massen inden for denne radius (Mr). Mr rv2/ G

For Mælkevejen ligger solen i en afstand på 2,6 x 1020 meter (28.000 lysår) og har en orbitalhastighed på 2,2 x 105 meter / sekund (220 km / s), vi får det 2 x 1049 kg ligger inden for solens kredsløb. Da solens masse er 2 x 1030, så skal der være 1011, eller omkring 100 mia. solmasser (sunlike stjerner) inden for sin bane. Når vi tilføjer den del af Melkevejen, der ligger uden for solens kredsløb, får vi ca. 200 milliarder stjerner.

For at lære mere om Milky Way, se linkene på næste side.

WordsSideKick.com artikler

  • Hvordan galakser virker
  • Sådan fungerer stjerner
  • Hvordan solen fungerer
  • Hvor mørkt materiel virker
  • Hvordan Black Holes Work
  • Hvor let virker
  • Hvordan Hubble-rumteleskopet virker
  • Hvordan teleskoper arbejder
  • Hvordan SETI fungerer


Video Supplement: Hvordan man blander e-væske.




DA.WordsSideKick.com
All Rights Reserved!
Reproduktion Af Materialer Tilladt Kun Prostanovkoy Aktivt Link Til Webstedet DA.WordsSideKick.com

© 2005–2019 DA.WordsSideKick.com