MIKSI EMME NäE LINNUNRADAN KESKUSTAA?

Send

Ihmiset ovat tuhansien vuosituhansien ajan tuijottaneet yötaivasta taivaanrantaan ja olleet kauhistuneita Linnunradan suhteen. Tähtitieteilijät ja amatööri-tähtitieteilijät jatkavat nykyään tätä perinnettä tietäen, että heidän todistamansa on itse asiassa satojen miljoonien tähti- ja pölypilvien kokoelma, puhumattakaan miljardeista muista maailmoista.

Mutta on ihme, jos näemme Linnunradan hehkuva bändi, miksi emme voi nähdä, mikä sijaitsee galaksiamme keskustaa kohti? Olettaen, että etsimme oikeaan suuntaan, eikö meidän pitäisi nähdä paljaalla silmällä niin suuri, kirkas tähtien pila? Tiedät yhden tarkoitan sitä, se on kaikissa kuvissa!

Valitettavasti vastatessaan tähän kysymykseen on tehtävä useita todellisuuden tarkistuksia. Kun on tarpeeksi pimeää ja olosuhteet ovat selkeät, Linnunradan pölyinen rengas voidaan varmasti havaita yötaivaalla. Voimme kuitenkin silti nähdä vain noin 6000 valovuotta levylle paljain silmin ja luottaen näkyvään spektriin. Tässä on piilotettu miksi se on.

Koko ja rakenne:

Ensinnäkin, galaksiamme silkka koko on riittävä mielen sekoittamiseen. NASA arvioi, että Linnunradan halkaisija on 100 000 - 120 000 valovuotta - tosin joidenkin tietojen mukaan se voi olla jopa 150 000 - 180 000 valovuotta. Koska yksi valovuosi on noin 9,5 x 10¹²km, tämä tekee Linnunradan galaksin halkaisijasta noin 9,5 x 10¹⁷ - 1,14 x 10¹⁸ km halkaisijaltaan.

Mahdollisuuksien mukaan sanottuna, että 950 kvadriljoonia (590 kvadriljonia mailia) on 1,14 kvintillion km (7oo septendecillion miles). Linnunradan arvioidaan myös sisältävän 100–400 miljardia tähteä (vaikkakin se voisi olla jopa yksi biljoona) ja sillä voi olla jopa 100 miljardia planeettaa.

Keskellä, mitta noin. Läpimitta 10 000 valovuotta on tiiviisti pakattu tähtiryhmä, joka tunnetaan nimellä ”pullistuma”. Tämän pullistuman keskellä on voimakas radion lähde, nimeltään Jousimies A *, joka on todennäköisesti supermassiivinen musta reikä, joka sisältää 4,1 miljoonaa kertaa aurinkoomme massaa.

Olemme nöyrässä aurinkokunnassamme, noin 28 000 valovuoden päässä siitä. Lyhyesti sanottuna, tämä alue on yksinkertaisesti liian kaukana, jotta voimme nähdä paljain silmin. Siinä on kuitenkin enemmän kuin vain ...

Matala pinnan kirkkaus:

Sen lisäksi, että Linnunrata on spiraalirajoitettu galaksi, se tunnetaan nimellä LSB (Low Surface Brightness) - luokittelu, joka viittaa galakseihin, joissa niiden pinnan kirkkaus on Maasta katsottuna vähintään yhden voimakkuuden pienempi kuin ympäröivä yötaivas. Pohjimmiltaan tämä tarkoittaa, että taivaan on oltava tummempi kuin noin 20,2 magnitudia neliökaarisekuntia kohden, jotta Linnunrata näkyisi.

Tämän vuoksi Linnunrataa on vaikea nähdä mistä tahansa maapallon kohdasta, jossa valon pilaantuminen on yleistä - kuten kaupunki- tai esikaupunkialueilla - tai kun Kuun hajavalo on tekijä. Mutta jopa olosuhteiden ollessa optimaaliset, silti näemme paljain silmin vain niin paljon, syistä, joilla on paljon tekemistä kaiken kanssa, joka sijaitsee meidän ja galaktisen ytimen välillä.

Pöly ja kaasu:

Linnunrata on ehkä täynnä pölyä ja kaasua, vaikka se ei välttämättä näytä siltä kuin rento tarkkailija. Tätä ainetta kutsutaan tähtienväliseksi väliaineeksi, levyksi, joka muodostaa huikeat 10–15% galaksissamme olevasta valossa / näkyvästä aineesta ja täyttää pitkät tilat tähtijen välillä. Pölyn paksuus taipuu näkyvän valon (kuten tässä selitetään) jättäen pölyn läpi vain infrapunavalon.

Tämä tekee Spitzer-avaruusteleskoopin kaltaisista infrapuna-kaukoputkeista erittäin arvokkaita työkaluja galaksin kartoittamisessa ja tutkimisessa, koska se voi kiertää pölyä ja utua antaaksemme meille poikkeuksellisen selkeän kuvan siitä, mitä galaksin sydämessä tapahtuu ja tähtiä muodostuu alueilla. Kun katsot visuaalista spektriä, valo maapallosta ja pölyn ja kaasun häiriövaikutus rajoittavat kuitenkin, kuinka pitkälle voimme nähdä.

Rajoitettu instrumentointi:

Tähtitieteilijät ovat tuijottaneet tähtiä tuhansia vuosia. Kuitenkin vasta suhteellisen viime aikoina he jopa tiesivät mitä he katsoivat. Esimerkiksi hänen kirjassaan Meteorologica, Aristoteles (384–322 eKr.) Kirjoitti, että kreikkalaiset filosofit Anaxagoras (n. 500–428 eKr.) Ja Democritus (460–370 eKr.) Olivat ehdottaneet, että Linnunrata voisi koostua kaukaisista tähdistä.

Aristoteles itse uskoi kuitenkin Linnunradan johtuvan ”joidenkin suurten, lukuisten ja lähekkäin olevien tähten tulisen uloshengityksen syttymisestä” ja että nämä syttymiset tapahtuvat ilmakehän yläosassa. Kuten monet Aristoteleen teorioista, tämä pysyisi länsimaisille tutkijoille kaanonina 16. ja 17. vuosisataan saakka, jolloin moderni tähtitiede alkaisi juurtua.

Samaan aikaan islamilaisessa maailmassa monet keskiaikaiset tutkijat suhtautuivat toisin. Esimerkiksi persialainen tähtitieteilijä Abu Rayhan al-Biruni (973–1048) ehdotti, että Linnunrata on ”lukemattomien fragmenttien kokoelma hämärtävien tähtien luonnetta”. Damaskoksen Ibn Qayyim Al-Jawziyya (1292–1350) ehdotti samalla tavalla, että Linnunrata on ”lukemattomia pieniä tähtiä, jotka on pakattu yhteen kiinteiden tähtiä koskevalle alueelle” ja että nämä tähdet ovat suurempia kuin planeetat.

Myös persialainen tähtitieteilijä Nasir al-Din al-Tusi (1201–1274) väitti kirjassaan Tadhkira että: Linnunrata, ts. galaksi, koostuu erittäin suuresta määrästä pieniä, tiiviisti klusteroituja tähtiä, jotka keskittymisensä ja pienyytensä vuoksi näyttävät olevan pilvistä. Tämän vuoksi se verrattiin maidonväriseen. "

Näistä teoreettisista läpimurtoista huolimatta vasta vuonna 1610, kun Galileo Galilei käänsi kaukoputkensa taivasta kohti, todiste oli näiden vaatimusten tueksi. Teleskooppien avulla tähtitieteilijät ymmärsivät ensimmäistä kertaa, että taivaalla oli paljon, paljon enemmän tähtiä kuin mitä voimme nähdä, ja että kaikki ne, jotka voimme nähdä, ovat osa Linnunrataa.

Yli vuosisataa myöhemmin William Herschel loi ensimmäisen teoreettisen kaavion siitä, miltä Linnunrata (1785) näytti. Siinä hän kuvasi Linnunradan muotoa suureksi, pilvien kaltaiseksi tähtikokoelmaksi ja väitti, että aurinkokunta oli lähellä keskustaa. Vaikka tämä oli virheellinen, tämä oli ensimmäinen yritys olettaa, miltä kosminen takapihamme näytti.

Vasta 1900-luvulla tähtitieteilijät saivat tarkan kuvan siitä, miltä galaksiamme oikeastaan näyttää. Tämä alkoi tähtitieteilijä Harlow Shapely: lla mittaamalla pyöreiden tähtiklustereiden jakaumat ja sijainti. Tämän perusteella hän päätteli, että Linnunradan keskipiste oli 28 000 valovuotta maasta ja että keskipiste oli pikemminkin pullistuma kuin tasainen alue.

Vuonna 1923 tähtitieteilijä Edwin Hubble käytti päivän suurimman kaukoputkensa Mt. Wilsonin observatorio lähellä Pasadenaa, Kalifornia, tarkkailemaan galaksejamme ulkopuolella. Tarkkailemalla, mitkä spiraal galaksit näyttävät koko maailmankaikkeudesta, tähtitieteilijät ja tutkijat pystyivät saamaan kuvan siitä, miltä oma näyttää.

Siitä lähtien kyky tarkkailla galaksiamme useiden aallonpituuksien (ts. Radioaaltojen, infrapuna-, röntgen-, gammasäteiden) kautta eikä pelkästään näkyvän spektrin kanssa ole auttanut meitä saamaan entistä parempaa kuvaa. Lisäksi avaruusteleskooppien - kuten Hubble, Spitzer, WISE ja Kepler - kehitys on auttanut meitä tekemään havaintoja, joihin atmosfääri tai meteorologiset olosuhteet eivät saa vaikuttaa.

Ponnisteluistamme huolimatta meitä rajoittaa silti perspektiivin, koon ja näkyvyyden esteiden yhdistelmä. Toistaiseksi kaikki kuvat, jotka kuvaavat galaksiamme, ovat joko taiteilijoiden luovutuksia tai kuvia muista kierteisistä galakseista. Aivan viime aikoihin asti historiassamme tutkijoiden oli erittäin vaikeaa mitata miltä Linnunrata näyttää, lähinnä siksi, että olemme upotettuina sen sisälle.

Jotta saadaksesi todellisen kuvan Linnunradan galaksista, useiden asioiden pitäisi tapahtua. Ensinnäkin tarvitsisimme kameraa, joka toimisi avaruudessa, jolla oli laaja näkökenttä (aka. Hubble, Spitzer jne.). Sitten meidän pitäisi lentää tuo kamera kohtaan, joka on noin 100 000 valovuotta Linnunradan yläpuolella, ja osoittaa se takaisin Maahan. Nykyisen työntöteknologiamme avulla sen toteuttaminen vie 2,2 miljardia vuotta.

Onneksi, kuten jo todettiin, tähtitieteilijöillä on muutama lisäaallonpituus, joita he voivat käyttää näkemään galaksiin, ja nämä tekevät galaksista paljon enemmän näkyvää. Sen lisäksi, että näemme enemmän tähtiä ja enemmän tähtiryhmiä, pystymme näkemään myös enemmän galaksiamme keskipisteestä, joka sisältää supermassiivisen mustan aukon, joka on teoreettisesti olemassa.

Tähtitieteilijöillä on jo jonkin aikaa ollut nimi taivaan alueelle, jota Linnunrata peittää - "välttämisen alue". Päivinä, jolloin tähtitieteilijät pystyivät tekemään vain visuaalisia havaintoja, välttämisen alue otti noin 20% yötaivasta. Mutta tarkkailemalla muilla aallonpituuksilla, kuten infrapuna-, röntgen-, gammasäteitä ja erityisesti radioaaltoja, tähtitieteilijät näkevät kaikki taivaan paitsi noin 10%. Mikä on sen 10%: n toisella puolella, on enimmäkseen mysteeri.

Lyhyesti sanottuna, edistystä tapahtuu. Mutta siihen asti, kunnes voimme lähettää laivan galaksiamme ulkopuolelle, joka voi ottaa kuvia ja siirtää ne takaisin meille, kaikessa oman elämämme avaruudessa, olemme riippuvaisia siitä, mitä voimme tarkkailla sisältäpäin.

Meillä on paljon mielenkiintoisia artikkeleita Linnunradasta täällä Space Magazine -lehdessä. Esimerkiksi tässä on Mikä on Linnunrata? Ja tässä on artikkeli siitä, miksi sitä kutsutaan Linnunrataksi, kuinka suuri se on, miksi se pyörii ja mikä on lähin galaksi siihen.

Ja tässä on 10 tosiasiaa Linnunradasta. Ja muista lukea Linnunradan opas avaruuteen -osa.

Ja muista tutustua Space Magazine -haastattelun UCLA: n tähtitieteen professori Dr. Andrea Ghezin kanssa keskustelemaan siitä, mikä on galaksiamme keskipisteessä.