Warto przeczytać

Droga Mleczna - tak nazywa się Galaktyka, w której znajduje się nasz Układ Słoneczny. Aby dostrzec ją na nocnym niebie gołym okiem, potrzebujemy idealnych warunków atmosferycznych oraz całkowicie ciemnego nieba, z dala od źródeł światła. W starożytności była ona znacznie lepiej widoczna właśnie ze względu na czystsze powietrze i brak świateł. Na niebie widzimy jasny pas, rozciągający się na całe niebo. W mitologii greckiej uważano, że pas ten powstał wskutek rozlanego przez Herę mleka. Nie chciała ona karmić Herkulesa i gdy odepchnęła go, część mleka rozlała się po niebie. To Rzymianie, w oparciu o grecką mitologię, nazwali pas na niebie Drogą Mleczną. Dopiero Galileusz w XVII wieku, dzięki badaniu nieba przy pomocy pierwszego teleskopu, zauważył, że pas ten składa się z milionów gwiazd oraz częściowo świecącego pyłu.

R1OwMCJLmkpqw

Rys. 1. Zdjęcie przedstawia nocne, ciemne niebo usiane gwiazdami widocznymi jako małe, świecące na biało punkty. Oprócz pojedynczych gwiazd widać jasną smugę skierowaną ukośnie w prawo i w górę, na której tle wyróżniają się jaśniejsze gwiazdy. Smuga, będąca obrazem Drogi Mlecznej, zajmuje prawie całą przekątną prostopadłego zdjęcia.

Widzimy naszą Galaktykę jako pas na niebie, ponieważ oglądamy jedynie przekrój dysku galaktycznego. Układ Słoneczny znajduje się wewnątrz tego dysku. Wszystkie obrazy przedstawiające Galaktykę z zewnątrz, to jedynie wizje artystyczne oparte na wieloletnich badaniach i symulacjach przeprowadzanych przez astronomów. Określenie struktury Galaktyki, wieku, rozmiaru jest jednym z najtrudniejszych zadań astronomii.

RmX3PEslWd1Qc

Rys. 2. W centrum ilustracji znajduje się jasna, krótka, gruba smuga, czyli poprzeczka, ułożona ukośnie w prawo i w górę. Z obu końców poprzeczki wychodzi kilka jasnych smug o kształcie rozwijających się linii spiralnych. Wszystkie linie spiralne skierowane są przeciwnie do kierunku ruchu wskazówek zegara. Obraz całej Drogi Mlecznej zawarty jest w dużym kole.

Nasza galaktyka jest prawdopodobnie galaktyką spiralną z poprzeczką – typ SB (więcej o typach galaktyk dowiesz się w e‑materiałach „Definicja galaktyki” i „Typy galaktyk”). Znane są cztery główne ramiona Galaktyki:

1. ramię Strzelca,

2. ramię Węgielnicy, często zwane ramieniem Zewnętrznym,

3. ramię Perseusza,

4. ramię Krzyża, zwane też ramieniem Tarczy.

Poza ramionami głównymi wyróżnia się też mniejsze ramiona spiralne. Między innymi jest nim ramię Oriona, w którym znajduje się Układ Słoneczny. Nazwy ramion związane są z gwiazdozbiorami, w których kierunku te ramiona się rozciągają.

RFqAhMKggxCi4

Rys. 3. Na ciemnym tle widać kilka jasnych smug o kształcie rozwijających się linii spiralnych, wychodzących z jasnego, niewielkiego, owalnego kształtu, znajdującego się w centrum ilustracji. Wszystkie linie spiralne skierowane są zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara.

Patrząc z boku (Rys. 4.), Galaktyka ma płaski dysk o grubości około 2000 lylyly i zgrubienie centralne. Dysk składa się z młodych gwiazd, umiejscowionych głównie w ramionach, gazu i pyłu. W centrum Galaktyki znajdują się starsze gwiazdy, których rozkład przypomina elipsoidę. Natomiast w centralnym punkcie Drogi Mlecznej znajduje się ogromna czarna dziura nazwana Sagittarius A*. Masę tej czarnej dziury szacuję się na około 4 miliony mas naszego Słońca. Obecność czarnej dziury w środku Galaktyki jest potwierdzona poprzez obserwacje pośrednie. Pierwszą obserwacją jest to, że obiekt centralny bardzo silnie wyświeca promieniowanie radiowe. Drugą pośrednią przesłanką potwierdzającą istnienie czarnej dziury w centrum są ruchy gwiazd znajdujących się w bliskim otoczeniu. Analiza ruchów gwiazd pozwala, na mocy III prawa Keplera, oszacować wielkość masy obiektu centralnego.

III prawo Keplera ma postać:

gdzie T jest okresem obiegu gwiazdy wokół obiektu centralnego, czarnej dziury o masie M, r jest odległością pomiędzy oddziałującą gwiazdą a czarną dziurą, G to stała grawitacyjna.

Więcej na temat tej zależność przeczytasz w e‑materiale „Co mówi III prawo Keplera?”.

Obliczoną na podstawie tych obserwacji masę M, rozmieszczoną w tak małej przestrzeni, mogą mieć jedynie czarne dziury. Zgodnie z najnowszymi modelami galaktyk, każda galaktyka może mieć czarną dziurę w swoim centrum.

Dzięki wieloletnim badaniom gwiazd zmiennych, ruchów gwiazd i ich rozkładowi w przestrzeni, a także badaniom rozkładu pyłów i gazów, można oszacować przybliżone parametry fizyczne Drogi Mlecznej.

RhZYKjq33ZezZ

Rys. 4. Na rysunku znajduje się poziomy, długi, wąski pasek, symbolizujący galaktykę. Pośrodku paska znajduje się owalne, położone poziomo zgrubienie. Szerokość paska oznaczona jest jako 2000 lat świetlnych, a odległość od środka do końca paska 50000 lat świetlnych. Na lewo od punktu środkowego w połowie odległości do końca paska narysowano małe, żółte kółeczko podpisane jako Słońce. Odległość od środka paska do Słońca oznaczona jest jako 27000 lat świetlnych. Nad i pod paskiem narysowano wiele małych, okrągłych kształtów, rozrzuconych bezładnie i podpisanych jako gromady kuliste.

R1b1NIHZJReg5

Rys. 5. Na ciemnym tle widać jasną, poziomą smugę, składającą się z wielu zielonych i białych punktów. Lewy koniec smugi zakrzywiony jest w dół, prawy koniec zakrzywiony jest do góry. W środku smugi widać jasną, kolistą poświatę. W tym rejonie jest wiele pomarańczowych punktów. Na lewo od punktu środkowego w połowie odległości do końca smugi narysowano małe kółeczko symbolizujące położenie Słońca.

Nasza Galaktyka ma:

• średnicę: ponad 100 000 lat świetlnych,

• grubość dysku: około 2 000 lat świetlnych,

• poprzeczkę długości około 27 000 lat świetlnych,

• masę biliona mas Słońca, czyli około 2 ∙ 10Indeks górny 42⁴² kg,

• wiek: najstarsze gwiazdy w gromadach kulistych liczą sobie około 13,5 miliarda lat, galaktyczny dysk formował się około 9 miliardów lat temu,

• zawiera w sobie około 400 miliardów gwiazd, z czego prawie połowa ma planety.

Ponadto cała Galaktyka otoczona jest przez galaktyczne halo. Jest to kulista otoczka składająca się z bardzo luźno rozmieszczonych gromad gwiazdowych. Gromadą gwiazdową nazywamy skupisko gwiazd, które związane jest ze sobą grawitacyjnie. Gromady te związane są również grawitacyjnie z Galaktyką. Granice galaktycznego halo można by porównać z ogromnym niewidzialnym balonem, w którego środku znajduje się Galaktyka, a dysk byłby przekrojem poprzecznym tego balonu.

Dzięki największym naziemnym teleskopom, znajdującym się w Chile, możemy badać bardzo odległe gwiazdy – między innymi te leżące w centrum Galaktyki, głównie w zgrubieniu centralnym - jak i znajdujące się z zewnętrznych częściach dysku. To, czego nigdy nie zobaczymy w naszej Galaktyce, to gwiazdy i materia znajdujące się po przeciwnej stronie centrum Galaktyki. Ze względu na bardzo duże zagęszczenie materii w centrum, nie widzimy tego, co znajduje się za nim. Klasyfikacja Drogi Mlecznej została oparta o symulacje komputerowe oraz porównanie obserwacji gwiazd w naszej Galaktyce z zachowaniami gwiazd w innych pobliskich galaktykach takich, jak na przykład Galaktyka Andromedy. Jest to najbliższa nam galaktyka spiralna. Niestety, badanie struktury Drogi Mlecznej jest jednym z najtrudniejszych wyzwań współczesnej astronomii. Analizę struktur Drogi Mlecznej można by porównać z tworzeniem mapy Londynu robiąc pomiary w mglisty dzień, nie wychodząc z budynku znajdującego się na przedmieściach miasta.

Słowniczek