Samanyolu Galaksisi , birkaç yüz milyardan oluşan büyük spiral sistem yıldızlar , bunlardan biri Güneş. Adını, Dünya'dan görüldüğü gibi gökyüzü boyunca uzanan düzensiz ışıklı yıldız ve gaz bulutları grubu olan Samanyolu'ndan alır. Dünya, Samanyolu Galaksisi (bazen basitçe Galaksi olarak da adlandırılır) içinde iyi bir şekilde yer alsa da, gökbilimciler, bazı dış yıldız sistemlerinde olduğu kadar doğası hakkında tam bir anlayışa sahip değiller. Kalın bir yıldızlararası toz tabakası, Galaksinin çoğunu optik olarak incelemeden gizler. teleskoplar ve gökbilimciler, büyük ölçekli yapısını yalnızca, engelleyici maddeye nüfuz eden radyasyon biçimlerini tespit edebilen radyo ve kızılötesi teleskopların yardımıyla belirleyebilirler.
Samanyolu Gökadası Dünya'dan görüldüğü haliyle Samanyolu Gökadası. Dirk Hoppe
Samanyolu Gökadası Samanyolu Gökadası, Kaliforniya, Yosemite Ulusal Parkı'ndaki Tuolumne Meadows'tan gece görüntülendi. Rick Whitacre/Shutterstock.com
Bu makale Samanyolu Gökadası'nın yapısı, özellikleri ve bileşenlerini tartışıyor. Kozmik evrenin tam bir tartışması için Evren Galaksinin sadece küçük bir parçası olduğu, görmek kozmoloji. Dünya'nın evi olan Galaksi içindeki yıldız sistemi için, görmek Güneş Sistemi .
Samanyolu Gökadası Gece gökyüzünde Samanyolu Gökadası. iStockphoto/Düşünce stoğu
Her ne kadar çoğu yıldızlar Galakside ya Güneş gibi tek yıldızlar olarak ya da çift yıldızlar olarak var olurlar. göze çarpan on ila binlerce üye içeren yıldız grupları ve kümeleri. Bu nesneler üç türe ayrılabilir: küresel kümeler, açık kümeler ve yıldız ilişkileri. Öncelikle yaş ve üye yıldız sayısı bakımından farklılık gösterirler.
En büyük ve en büyük kütleli yıldız kümeleri, kabaca küresel görünümlerinden dolayı bu şekilde adlandırılan küresel kümelerdir. Galaksi 150'den fazla küresel küme içerir (muhtemelen bazı küresel kümelerin görülmesini engelleyen Samanyolu kuşağındaki tozun karartması nedeniyle kesin sayı belirsizdir). Samanyolu çevresinde neredeyse küresel bir hale şeklinde düzenlenirler, galaktik düzleme doğru nispeten az ama merkeze doğru yoğun bir konsantrasyon ile. Radyal dağılım, galaktik merkezden uzaklığın bir fonksiyonu olarak çizildiğinde, eliptik galaksilerdeki yıldız dağılımını tanımlayanla aynı formun matematiksel bir ifadesine uyar.
küresel küme M80 Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen optik bir görüntüde küresel küme M80 (NGC 6093 olarak da bilinir). M80, Dünya'dan 28.000 ışıkyılı uzaklıkta yer alır ve yüz binlerce yıldız içerir. Hubble Miras Ekibi (AURA/ STScI/ NASA)
Küresel kümeler son derece parlak nesnelerdir. Ortalama parlaklıkları yaklaşık 25.000 Güneş'e eşittir. En aydınlık 50 kat daha parlaktır. Tek tek yıldızların hızlarındaki dağılım belirlenerek ölçülen küresel kümelerin kütleleri, birkaç bin ila 1.000.000 güneş kütlesi arasında değişir. Kümeler çok büyüktür ve çapları 10 ila 300 ışıkyılı arasındadır. Küresel kümelerin çoğu merkezlerinde yüksek oranda yoğunlaşmıştır ve izotermal gaz kürelerine benzeyen yıldız dağılımlarına sahip olup, bir kesme noktası Galaksinin gelgit etkilerine tekabül etmektedir. Bir küme içindeki kesin bir yıldız dağılımı modeli yıldızlardan türetilebilir. dinamikler Yıldızların kümedeki yörünge çeşitlerini, bu üye yıldızlar arasındaki karşılaşmaları ve dış etkilerin etkilerini hesaba katan . Örneğin Amerikalı astronom Ivan R. King, dinamik gözlemlenen yıldız dağılımlarına çok yakından uyan modeller. Bir kümenin yapısının iki sayı ile tanımlanabileceğini bulur: (1) merkezdeki yoğunlaşma derecesini ölçen çekirdek yarıçapı ve (2) kenardaki yıldız yoğunluklarının kesilmesini ölçen gelgit yarıçapı. kümenin.
Galaksideki küresel kümelerin önemli bir ayırt edici özelliği, aynı derecede yaşlı olmalarıdır. Küresel kümelerin yıldız popülasyonu ile yıldız evrimsel modellerinin karşılaştırılmasıyla belirlenen, şimdiye kadar ölçülenlerin hepsinin yaşları 11 milyar ile 13 milyar yıl arasında değişiyor. Onlar Galaksideki en eski nesnelerdir ve bu nedenle ilk oluşanlar arasında olmalıdırlar. Durumun böyle olduğu, küresel kümelerin Galaksi düzlemindeki yıldızlardan, örneğin Güneş'ten çok daha az miktarda ağır elemente sahip olma eğiliminde olması gerçeğiyle de gösterilir. Aşırı Popülasyon II'ye ait yıldızlardan oluşur ( aşağıya bakınız Yıldızlar ve yıldız popülasyonları ), yüksek enlemdeki hale yıldızlarının yanı sıra, bu neredeyse küresel topluluklar, görünüşe göre, Galaksinin malzemesi mevcut ince diske düzleşmeden önce oluştu. Bileşen yıldızları evrimleştikçe, gazlarının bir kısmını yıldızlararası uzaya bıraktılar. Bu gaz, evrimlerinin sonraki aşamalarında yıldızlarda üretilen ağır elementlerle (yani helyumdan daha ağır elementler) zenginleştirildi, böylece Galaksideki yıldızlararası gaz sürekli değişiyor. Hidrojen ve helyum her zaman önemli olmuştur. bileşenler , ancak ağır elementlerin önemi giderek arttı. Mevcut yıldızlararası gaz, kütlece yaklaşık yüzde 2 düzeyinde helyumdan daha ağır elementler içerirken, küresel kümeler aynı elementlerin yüzde 0.02 kadar azını içerir.
Küresel kümelerden daha küçük ve daha az kütleli kümeler, sistemin çoğunluğu ile karıştırılmış Galaksi düzleminde bulunur. yıldızlar Güneş dahil. Bu nesneler, tipik küresel kümelerden genellikle daha açık, gevşek bir görünüme sahip oldukları için açık kümelerdir.
açık küme NGC 290 Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüldüğü gibi açık küme NGC 290. Avrupa Uzay Ajansı ve NASA
Açık kümeler, Galaksi içinde genç yıldızlara çok benzer şekilde dağılmıştır. Galaksinin düzlemi boyunca oldukça yoğundurlar ve merkezinden dışarı doğru sayıları yavaş yavaş azalır. Bu kümelerin büyük ölçekli dağılımı doğrudan öğrenilemez çünkü Samanyolu düzlemindeki varlıkları, birkaç binden fazla olan kümelerin toz tarafından gizlendiği anlamına gelir. ışık yılları güneşten. Tarafından analoji Galaksi'ye benzer dış galaksilerdeki açık kümeler ile, bunların genel dağılımını takip ettikleri tahmin edilmektedir. Birleşik Merkez bölgelerde muhtemelen daha az olması dışında, Galaksideki ışık. Daha genç açık kümelerin daha yoğun bir şekilde Galaksinin sarmal kollarında, en azından bu kolların ayırt edilebildiği Güneş'in çevresinde yoğunlaştığına dair bazı kanıtlar var.
En parlak açık kümeler, en parlak küresel kümelerden önemli ölçüde daha sönüktür. En yüksek mutlak parlaklık, Güneş'in parlaklığının yaklaşık 50.000 katı gibi görünmektedir, ancak bilinen açık kümelerin en büyük yüzdesi, 500 güneş parlaklığına eşdeğer bir parlaklığa sahiptir. Kümelerin bireysel yıldız üyelerinin ölçülen hızlarındaki dağılımdan kütleler belirlenebilir. Çoğu açık küme, 50 güneş kütlesi mertebesinde küçük kütlelere sahiptir. Toplam yıldız popülasyonları, onlarca ila birkaç bin arasında değişen küçüktür.
dokuzuncu değişiklik hangi hakkı koruyor?
Açık kümelerin çapları yalnızca 2 veya 3 ila yaklaşık 20 ışıkyılı arasındadır ve çoğunluğu 5 ışıkyılından daha küçüktür. Yapısal olarak küresel kümelerden çok farklı görünürler, ancak benzer dinamik modeller açısından anlaşılabilirler. En önemli yapısal fark, nispeten büyük çekirdek yarıçaplarından kaynaklanan küçük toplam kütleleri ve göreceli gevşeklikleridir. Bu iki özelliğin nihai kaderleri söz konusu olduğunda feci sonuçları vardır, çünkü açık kümeler Galaksideki yıkıcı gelgit etkilerine dayanabilecek kadar yerçekimsel olarak bağlı değildir ( görmek yıldız kümesi: Açık kümeler ). Güneş'in 3.000 ışıkyılı içindeki açık kümelerin örneğine bakılırsa, bunların sadece yarısı bu tür gelgit kuvvetlerine 200 milyon yıldan fazla dayanabilir ve sadece yüzde 2'sinin yaşam beklentisi 1 milyar yıl kadar yüksektir.
Açık kümelerin ölçülen yaşları, yaşam beklentileri hakkında ulaşılan sonuçlarla uyumludur. Genç nesneler olma eğilimindedirler; sadece birkaçının yaşının 1 milyar yılı aştığı bilinmektedir. Çoğu 200 milyon yıldan daha genç ve bazıları 1 veya 2 milyon yaşında. Açık kümelerin yaşları, yıldız üyeliklerinin teorik yıldız evrimi modelleriyle karşılaştırılmasıyla belirlenir. Çünkü bir kümedeki tüm yıldızlar hemen hemen aynı yaş ve kimyasal özelliklere sahiptir. kompozisyon , üye yıldızlar arasındaki farklar tamamen farklı kütlelerinin sonucudur. Bir kümenin oluşumundan sonra zaman geçtikçe, en hızlı evrimleşen büyük kütleli yıldızlar, kümeden yavaş yavaş kaybolur, beyaz cüce yıldızlar veya diğer ışık altı yıldız kalıntıları haline gelir. Teorik küme modelleri, bu etkinin yıldız içeriğini zamanla nasıl değiştirdiğini gösterir ve gerçek kümelerle doğrudan karşılaştırmalar, onlar için güvenilir yaşlar verir. Bu karşılaştırmayı yapmak için gökbilimciler, yıldızların sıcaklıklarını parlaklıklarına karşı gösteren bir diyagram (renk-büyüklük diyagramı) kullanırlar. 1000'den fazla açık küme için renk-büyüklük diyagramları elde edilmiştir ve bu nedenle bu büyük örnek için yaşlar bilinmektedir.
Açık kümeler çoğunlukla genç nesneler olduğundan, kimyasal özellikleri vardır. kompozisyonlar zenginleştirilmiş karşılık gelen çevre hangisinden oluşturdular. Çoğu, ağır elementlerin bolluğunda Güneş gibidir ve bazıları daha da zengindir. Örneğin, en yakın kümelerden birini oluşturan Hyades, Güneş'in neredeyse iki katı ağır element bolluğuna sahiptir. 1990'larda, daha önce tamamen derin, tozlu bölgelerde gizlenmiş çok genç açık kümeleri keşfetmek mümkün oldu. kullanma kızılötesi Gökbilimciler, dizi dedektörlerini kullanarak, birçok moleküler bulutun yeni oluşmuş ve bazı durumlarda hala oluşmaya devam eden çok genç yıldız grupları içerdiğini buldular.
Açık kümelerden bile daha genç olan yıldız birlikleri, genç kümelerin çok gevşek gruplarıdır. yıldızlar ortak bir yeri ve başlangıç zamanını paylaşan, ancak genellikle sabit bir küme oluşturmak için kütleçekimsel olarak birbirine yeterince sıkı bağlanmamış olanlardır. Yıldız dernekleri kesinlikle Galaksinin düzlemi ile sınırlıdır ve sistemin yalnızca yıldız oluşumunun meydana geldiği bölgelerinde, özellikle de sarmal kollarda görülür. Çok parlak nesnelerdir. En parlaklar, en parlak küresel kümelerden bile daha parlaktır, ancak bunun nedeni daha fazla yıldız içermeleri değildir; bunun yerine onların gerçeğinin sonucudur oluşturmak yıldızlar yıldızlardan çok daha parlaktır oluşturan küresel kümeler. Yıldız birlikteliklerindeki en parlak yıldızlar, O ve B tayf türünden çok genç yıldızlardır. Galaksideki herhangi bir yıldız kadar, Güneş'in parlaklığının bir milyon katı kadar mutlak parlaklıkları vardır. Bu tür yıldızların ömürleri çok kısadır, sadece birkaç milyon yıl sürer. Bu türdeki parlak yıldızlarla, son derece parlak ve göze çarpan bir gruplaşma oluşturmak için çok fazla olmasına gerek yoktur. Yıldız birliklerinin toplam kütleleri yalnızca birkaç yüz güneş kütlesine tekabül eder ve yıldızların nüfusu yüzlerce veya birkaç durumda binlercedir.
Yıldız derneklerinin boyutları büyüktür; Galaksidekilerin ortalama çapı yaklaşık 250 ışık yılları . O kadar büyük ve gevşek bir yapıya sahipler ki, özçekimleri onları bir arada tutmak için yetersiz kalıyor ve birkaç milyon yıl içinde üyeler çevredeki uzaya dağılarak galaktik alanda ayrı ve bağlantısız yıldızlar haline geliyorlar.
arizona kardinalleri hangi şehirde oynuyor
Bu nesneler, ortak ölçülebilir hareketleri paylaşan yıldız organizasyonlarıdır. Bazen bunlar fark edilir bir küme oluşturmazlar. Bu tanım, terimin en yakın kütleçekimsel olarak bağlı kümelerden, yalnızca kataloglarda ortak hareket yıldızları aranarak keşfedilen, görünürde yerçekimi kimliği olmayan, geniş çapta yayılmış yıldız gruplarına kadar bir dizi nesneye uygulanmasına izin verir. Hareketli grupların en bilinenleri arasında Hyades yer alır. takımyıldız Boğa Burcu . Toros hareketli kümesi veya Toros akışı olarak da bilinen bu sistem içerir nispeten yoğun Hyades kümesi, birkaç çok uzak üye ile birlikte. Birkaç beyaz cüce de dahil olmak üzere toplam yaklaşık 350 yıldız içerir. Merkezi yaklaşık 150 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Diğer kayda değer hareketli yıldız grupları arasında Büyükayı, Scorpius -Centaurus ve Pleiades grupları bulunur. Bu uzak organizasyonların yanı sıra, araştırmacılar Güneş'in yakınında yüksek hızlı yıldız grupları gibi görünen şeyleri gözlemlediler. Bunlardan biri, Groombridge 1830 grubu olarak adlandırılan, bir dizi alt cüceden ve RR Lyrae yıldızından oluşur ve bundan sonra RR Lyrae değişkenleri adlandırılmıştır.
Ülker Ülker'deki parlak bulutsu (M45, NGC 1432), 490 ışıkyılı uzaklıkta. Küme yıldızları ışığı sağlar ve çevredeki toz bulutları yıldızlardan gelen ışınları yansıtır ve saçar. Palomar Gözlemevi/California Institute of Technology'nin izniyle
Hareketli grupların incelenmesindeki son gelişmeler, yıldızların kinematik tarihinin araştırılmasında ve Galaksinin uzaklık ölçeğinin mutlak kalibrasyonunda etkili oldu. Hareketli grupların özellikle yararlı oldukları kanıtlanmıştır, çünkü hareket ortaklıkları astronomların her bir üyenin mesafesini (daha yakın örnekler için) doğru bir şekilde belirlemesine olanak tanır. Yakındaki paralaks yıldızlarıyla birlikte, hareketli grup paralaksları galaktik mesafe ölçeğinin temelini oluşturur. Gökbilimciler, Hyades hareketli kümesini amaçlarına çok uygun buldular: yöntemin güvenilir bir şekilde uygulanmasına izin verecek kadar yakın ve doğru bir yaş çıkarmak için yeterli üyeye sahip.
Uzaklık tespiti için hareketli grupları kullanmanın temel sorunlarından biri üye seçimidir. Hyades örneğinde, bu çok dikkatli bir şekilde yapıldı, ancak önemli bir tartışma olmadan değil. Hareket eden bir grubun üyeleri (ve onun gerçek varlığı), hareketlerinin gökyüzünde ortak bir yakınsak noktayı tanımlama derecesine göre belirlenir. Bir teknik, tek tek yıldızların uygun hareketleri ve konumları tarafından tanımlanan büyük dairelerin kutuplarının koordinatlarını belirlemektir. Kutupların konumları büyük bir daireyi tanımlayacak ve kutuplarından biri hareket eden grubun yakınsak noktası olacaktır. Yıldız üyeliği şu şekilde kurulabilir: kriterler tek tek yıldızların özel hareket kutuplarının ortalama büyük çemberden uzaklıklarına uygulanır. Grubun varlığının güvenilirliği, büyük daire noktalarının ortalamalarına göre dağılımı ile ölçülebilir.
Radyal hızlar, üyelerin ön seçimi için kullanılmayacağından, daha sonra üye olmayanları elemek için incelenebilir. Nihai üye listesi, yalnızca çok az üye olmayan üyeyi içermelidir - ya gözlemsel hatalar nedeniyle grup önergesine katılıyor görünenler ya da grubun önergesini şu anda paylaşan, ancak tarihsel olarak grupla ilgili olmayanlar.
Radyal hızları ve öz hareketleri biliniyorsa, hareketli bir gruptaki tek tek yıldızların mesafeleri belirlenebilir ( aşağıya bakınız yıldız hareketleri ) ve radyanın tam konumu belirlenirse. Bir yıldızın radyanttan açısal uzaklığı λ ise ve kümenin bir bütün olarak Güneş'e göre hızı ise V , sonra yıldızın radyal hızı, V r , dır-dir V r = V çünkü λ.Enine (veya teğetsel) hız, T , tarafından verilir T = V günah λ = 4.74 μ / p nerede p ark saniye cinsinden yıldızın paralaksıdır. Böylece, bir yıldızın paralaksı şu şekilde verilir: p = 4,74 μ karyola λ / V r .
Bu yöntemle güvenilir mesafeler elde etmenin anahtarı, grubun yakınsak noktasını mümkün olduğunca doğru bir şekilde bulmaktır. Kullanılan çeşitli teknikler (örneğin Charlier'in yöntemi), ölçümlerin sistematik hatalardan arındırılmış olması koşuluyla yüksek doğruluk kapasitesine sahiptir. Örneğin, Boğa hareketli grubu için, en iyi gözlemlenen yıldızlar için doğruluğun, uygun hareketlerdeki sistematik problemlerden kaynaklanan herhangi bir hatayı iskonto ederek, paralaksta yüzde 3 mertebesinde olduğu tahmin edilmiştir. Bu düzenin doğruluğu, uzay tabanlı teleskop Hipparcos binlerce bireysel yıldız için son derece hassas yıldız paralakslarını ölçebilene kadar başka yollarla mümkün değildi.
Galaksinin göze çarpan bir bileşeni, büyük, parlak, yaygın gaz halindeki nesnelerin topluluğudur. bulutsu . Bu bulutsu nesnelerin en parlakları salma bulutsuları, büyük yıldızlararası gaz kompleksleri ve gazın iyonize ve uyarılmış halde (atomların elektronları normalden daha yüksek bir enerji seviyesinde uyarılmış halde) bulunduğu yıldızlardır. Bu durum, çok parlak, sıcaktan yayılan güçlü ultraviyole ışık tarafından üretilir. yıldızlar gaza gömülü. Salma bulutsuları neredeyse tamamen iyonize hidrojenden oluştuğundan, genellikle H II bölgeleri olarak adlandırılırlar.
Avcı Bulutsusu (M42) Avcı Bulutsusu'nun Merkezi (M42). Gökbilimciler, 2,5 ışıkyılı genişliğindeki bu alanda yaklaşık 700 genç yıldız tespit ettiler. Ayrıca, sonunda gezegenleri oluşturacak olan embriyonik güneş sistemleri olduğuna inanılan 150'den fazla protoplanetary disk veya proplyd tespit ettiler. Bu yıldızlar ve proplydler, bulutsunun ışığının çoğunu üretir. Bu resim, Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen 45 görüntüyü birleştiren bir mozaiktir. NASA, C.R. O'Dell ve S.K. Wong (Rice Üniversitesi)
H II bölgeleri, Galaksi düzleminde genç yıldızlar, yıldız birlikleri ve açık kümelerin en küçüğü ile karışmış halde bulunur. Son zamanlarda çok büyük kütleli yıldızların oluştuğu alanlardır ve çoğu, yaygın olarak devam eden yıldız oluşumuyla ilişkili yoğunlaşmamış gaz, toz ve moleküler kompleksleri içerir. H II bölgeleri Galaksinin sarmal kollarında yoğunlaşmıştır, ancak bazıları kollar arasında bulunur. Birçoğu Samanyolu Gökadası'nın merkezinden orta mesafelerde bulunur ve en büyük sayı 10.000 ışıkyılı uzaklıkta meydana gelir. Bu son gerçek olabilir kesin H II bölgeleri Güneş'ten birkaç bin ışıkyılı ötesinde net olarak görülemese de. Sıcaklıklarının yaklaşık 10.000 kelvin olduğunu gösteren bir termal spektrum ile karakteristik tipte radyo radyasyonu yayarlar. Bu termal radyo radyasyonu, gökbilimcilerin Galaksinin uzak kısımlarındaki H II bölgelerinin dağılımını haritalamasına olanak tanır.
Galaksideki en büyük ve en parlak H II bölgeleri, toplam parlaklıkta en parlak yıldız kümeleriyle rekabet eder. Görünür radyasyonun çoğu birkaç ayrı emisyon çizgisinde yoğunlaşsa da, en parlak olanın toplam görünür parlaklığı on binlerce güneş ışığına eşdeğerdir. Yaklaşık 1.000 ışıkyılı çapa sahip bu H II bölgeleri, büyüklük olarak da dikkat çekicidir. Daha tipik olarak, Orion Bulutsusu gibi yaygın H II bölgeleri yaklaşık 50 ışıkyılı genişliğindedir. Bir veya iki güneş kütlesinden birkaç bine kadar değişen toplam kütleye sahip gaz içerirler. H II bölgeleri öncelikle hidrojenden oluşur, ancak ölçülebilir miktarlarda başka gazlar da içerirler. Helyum bolca ikinci ve büyük miktarlarda karbon, azot ve oksijen de oluşur. Ön kanıtlar, tespit edilen gazlar arasında daha ağır elementlerin bolluğunun hidrojene oranının, diğer sarmal gökadalarda gözlemlenen bir eğilim olan Galaksinin merkezinden dışarı doğru azaldığını gösteriyor.
Gezegenimsi bulutsular olarak bilinen gaz bulutları, diğer bulutsu türlerine yalnızca yüzeysel olarak benzer. Küçük çeşitler bir teleskopla bakıldığında neredeyse gezegen disklerine benzediği için bu adla anılır, gezegenimsi bulutsular yıldız yaşam döngüsünün başlangıcındaki bir aşamayı değil, sonundaki bir aşamayı temsil eder. Bu tür bulutsuların Galaksideki dağılımı, H II bölgelerinden farklıdır. Gezegenimsi bulutsular bir ara popülasyona aittir ve disk ve iç hale boyunca bulunur. Galakside bilinen 1.000'den fazla gezegenimsi bulutsu vardır, ancak Samanyolu bölgesindeki belirsizlik nedeniyle daha fazlası gözden kaçırılabilir.
Kedi Gözü Bulutsusu Kedi Gözü Bulutsusu'nun (NGC 6543) Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen üç görüntüyü birleştiren kompozit resmi. Bu gezegenimsi bulutsu, eşmerkezli kabukları (parlak halkalar olarak görülüyor), jetleri (sol üstteki ve sağ alttaki çıkıntılar) ve şok dalgalarının karmaşık etkileşimlerini öneren bir dizi ayrıntıyla alışılmadık derecede karmaşık bir yapıya sahiptir. J.P. Harrington ve K.J. Borkowski (Maryland Üniversitesi) ve NASA
Başka bir tür bulutsu Galakside bulunan nesne, patlayan bir yıldızdan üflenen gazın kalıntısıdır. süpernova . Ara sıra bu nesneler, Yengeç Bulutsusu örneğinde olduğu gibi, gezegenimsi bulutsulara benziyorlar, ancak ikincisinden üç şekilde farklıdırlar: (1) gazlarının toplam kütlesi (daha büyük bir kütleyi içerirler, esas olarak tüm kütleyi içerirler). patlayan yıldız), (2) kinematikleri (daha yüksek hızlarla genişliyorlar) ve (3) ömürleri (görünür bulutsular olarak daha kısa sürüyorlar). En iyi bilinen süpernova kalıntıları, tarihsel olarak gözlemlenen üç süpernovadan kaynaklananlardır: Yengeç Bulutsusu'nu kalıntısı yapan 1054'ünki; Tycho'nun Nova'sı olarak adlandırılan 1572; ve Kepler'in Nova'sı olarak adlandırılan 1604'te. Bu nesneler ve Galaksideki diğerleri, radyo dalga boylarında tespit edilir. Gaz halindeki kalıntıyla çevrelenmiş bir manyetik alanda neredeyse ışık hızında spiral olarak hareket eden yüklü parçacıkların radyasyon emisyonu nedeniyle, radyo enerjisini neredeyse düz bir spektrumda serbest bırakırlar. Bu şekilde üretilen radyasyona senkrotron radyasyonu denir ve örneğin radyo galaksileri gibi süpernova kalıntılarının yanı sıra çeşitli şiddetli kozmik fenomenlerle ilişkilidir.
Yengeç Bulutsusu 1054 yılında kaydedilen bir süpernova patlamasıyla oluşan Yengeç Bulutsusu. Bu görüntü, Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan iki düzine pozun birleştirilmesiyle yapılmıştır. NASA/ESA/STScI/AURA
Galaktik kutupların yakınında bile çok düşük yoğunluklu toz tespit edilebilmesine rağmen, Galaksinin toz bulutları Samanyolu düzlemi ile sınırlıdır. Güneş'ten 2.000 ila 3.000 ışıkyılı ötesindeki toz bulutları optik olarak tespit edilemez, çünkü araya giren toz bulutları ve genel toz tabakası daha uzak görüşleri gizler. Toz bulutlarının diğer gökadalardaki dağılımına dayanarak, bunların çoğu zaman sarmal kollarda, özellikle iyi tanımlanmış olanların iç kenarı boyunca en belirgin oldukları sonucuna varılabilir. Güneş'in yakınında en iyi gözlemlenen toz bulutları, birkaç yüz güneş kütlesinden oluşan kütlelere ve maksimum yaklaşık 200 ışıkyılı ile bir ışıkyılının bir kısmı arasında değişen boyutlara sahiptir. En küçüğü, muhtemelen kısmen evrim nedeniyle en yoğun olma eğilimindedir: bir toz kompleksi büzülürken, aynı zamanda daha yoğun ve daha fazla hale gelir. opak . En küçük toz bulutları, adını Hollandalı Amerikalı astronom Bart J. Bok'tan alan Bok kürecikleridir; bu nesneler yaklaşık bir ışıkyılı genişliğindedir ve 1-20 güneş kütlesi kütlelerine sahiptir.
Kartal Bulutsusu Kartal Bulutsusu. 9,5 ışıkyılı uzunluğundaki bu soğuk toz ve gaz sütununda yıldızlar oluşuyor. NASA, ESA ve Hubble Miras Ekibi (STScI/AURA)
NGC 4013 Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen bir görüntüde, Samanyolu Gökadası gibi belirgin bir toz şeridine sahip sarmal gökada NGC 4013. NASA ve Hubble Miras Ekibi (STScI/AURA)
Galaksideki toz hakkında daha eksiksiz bilgi şuradan geliyor: kızılötesi gözlemler. Optik aletler, tozu daha uzaktaki nesneleri gizlediğinde veya aydınlatılmış Kızılötesi teleskoplar, çok yakındaki yıldızlar tarafından, soğuk toz bulutlarının yaydığı uzun dalga boylu radyasyonu kaydedebilir. Kızılötesi Astronomik Uydu (IRAS) adlı insansız bir yörünge gözlemevi tarafından 1980'lerin başında yapılan kızılötesi dalga boylarında gökyüzünün tam bir araştırması, Samanyolu'nda çok sayıda yoğun toz bulutu ortaya çıkardı. Yirmi yıl sonra Spitzer Uzay Teleskobu, daha fazla hassasiyet, daha fazla dalga boyu kapsama alanı ve daha iyi çözünürlük ile Samanyolu'ndaki birçok toz kompleksini haritaladı. Bazılarında hala oluşum sürecinde olan devasa yıldız kümelerini görmek mümkündü.
Samanyolu'ndaki kalın toz bulutları başka bir yolla incelenebilir. Bu tür birçok nesne, tanımlanmalarını ve analiz edilmelerini sağlayan dalga boylarında radyo radyasyonu yayan saptanabilir miktarda molekül içerir. Karbon monoksit dahil olmak üzere 50'den fazla farklı molekül ve formaldehit , ve toz bulutlarında radikaller tespit edildi.
Galaksideki yıldızlar, özellikle Samanyolu boyunca, mesafe ile yavaş yavaş solma biçimleriyle genel, her yeri kaplayan yıldızlararası bir ortamın varlığını ortaya koymaktadır. Bu, öncelikle yıldız ışığını gizleyen ve kırmızılaştıran yıldızlararası toz nedeniyle oluşur. Ortalama olarak, Güneş'in yakınındaki yıldızlar her 3.000 ışıkyılı için iki kat kararır. Böylece, Galaksi düzleminde 6.000 ışıkyılı uzaklıktaki bir yıldız, yıldızlararası toz olmasaydı, olacağından dört kat daha sönük görünecektir.
Çin'in kuzeyinde yer alan ve onu Rusya'dan ayıran ülke hangisidir?
Atbaşı Bulutsusu Atbaşı Bulutsusu. İngiliz-Avustralya Gözlemevi
Samanyolu Galaksisinin merkezi Samanyolu Galaksisinin merkezi bölgeleri. Soldaki görüntü görünür ışıkta ve sağdaki görüntü kızılötesinde; iki görüntü arasındaki belirgin fark, kızılötesi radyasyonun galaktik tozu nasıl delebileceğini gösteriyor. Kızılötesi görüntü, tüm gökyüzünün kızılötesi ışıkta incelenmesi olan İki Mikron Tüm Gökyüzü Araştırmasının (2MASS) bir parçasıdır. Atlas Görüntüsü mozaik, 2MASS Project/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF'den Howard McCallon ve Gene Kopan'ın izniyle
Yıldızlararası tozun etkilerinin belirgin hale gelmesinin bir başka yolu da arka plandaki yıldız ışığının kutuplaşmasıdır. Toz, uzayda bir dereceye kadar hizalanır ve bu, ışık dalgaları için tercih edilen bir titreşim düzlemi olacak şekilde seçici absorpsiyon ile sonuçlanır. Elektrik vektörleri, dağılımın daha karmaşık olduğu alanlar olsa da, tercihen galaktik düzlem boyunca uzanma eğilimindedir. Kutuplaşmanın, toz tanelerinin galaktik tarafından kısmen hizalanmasından kaynaklanması muhtemeldir. manyetik alan . Toz tanecikleri bir şekilde bir mıknatıs gibi hareket edecek şekilde paramanyetik ise, o zaman genel manyetik alan, çok zayıf olsa da, zamanla taneleri kısa eksenleriyle alan yönünde hizalayabilir. Sonuç olarak, polarizasyon yönleri yıldızlar gökyüzünün farklı yerlerinde bulunması, Samanyolu'ndaki manyetik alanın yönünü çizmeyi mümkün kılar.
Toza, yıldızlar arasında ince bir şekilde dağılmış ve aralarındaki boşluğu dolduran gaz eşlik eder. Bu yıldızlararası gaz, çoğunlukla nötr formunda hidrojenden oluşur. Radyo teleskoplar, 21 cm dalga boyunda radyasyon yaydığı için nötr hidrojeni tespit edebilir. Böyle bir radyo dalga boyu, yıldızlararası tozları delecek kadar uzundur ve bu nedenle Galaksinin her yerinden tespit edilebilir. Gökbilimcilerin Galaksinin büyük ölçekli yapısı ve hareketleri hakkında öğrendiklerinin çoğu, yıldızlararası nötr hidrojenin radyo dalgalarından türetilmiştir. Tespit edilen gaza olan mesafe kolayca belirlenemez. istatistiksel argümanlar birçok durumda kullanılmalıdır, ancak gazın hızları, yıldızlar için bulunan ve Galaksinin dinamikleri temelinde tahmin edilen hızlarla karşılaştırıldığında, farklı hidrojen radyo kaynaklarının konumu hakkında faydalı ipuçları sağlar. emisyon. Güneş'in yakınında yıldızlararası gazın ortalama yoğunluğu 10'dur.-21gram/cm3Bu, santimetre küp başına yaklaşık bir hidrojen atomuna eşdeğerdir.
1951'de nötr hidrojenden gelen emisyonu ilk tespit etmeden önce bile, gökbilimciler yıldızlararası gazın farkındaydılar. Gazın küçük bileşenleri, örneğin sodyum ve kalsiyum, ışığı belirli dalga boylarında emer ve böylece gazın ötesindeki yıldızların tayflarında soğurma çizgilerinin ortaya çıkmasına neden olurlar. Yıldızlardan kaynaklanan çizgiler genellikle farklı olduğundan, yıldızlararası gazın çizgilerini ayırt etmek ve gazın hem yoğunluğunu hem de hızını ölçmek mümkündür. Sıklıkla, Dünya ile arka plandaki yıldızlar arasındaki çeşitli yıldızlararası gaz konsantrasyonlarının etkilerini gözlemlemek ve böylece Galaksinin farklı bölümlerindeki gazın kinematiğini belirlemek bile mümkündür.
Samanyolu'nun Andromeda galaksisi ile çarpışmasının yaklaşık dört milyar yıl sonra gerçekleşebileceği tahminini duyun Andromeda ve Samanyolu galaksilerinin yaklaşık dört milyar yıl içinde gerçekleşmesi beklenen tahmini çarpışmasına genel bir bakış. Açık Üniversite ( Britannica Yayın Ortağı ) Bu makale için tüm videoları görün
Macellan Bulutları, 20. yüzyılın başlarında Galaksi'ye eşlik eden nesneler olarak kabul edildi. Amerikalı astronom ne zaman edwin hubble Şimdi galaksiler dediğimiz şeyin galaksi dışı doğasını kurduktan sonra, Bulutların hem düzensiz sınıftan hem de 100.000'den fazla ayrı sistem olması gerektiği ortaya çıktı. ışık yılları uzak. (Mesafeler için şu anki en iyi değerler Büyük ve Küçük Bulutlar için sırasıyla 163.000 ve 202.000 ışık yılıdır.) Hepsi cüce eliptik sınıfın küçük ve göze çarpmayan nesneleri olan ek yakın yoldaşlar bulundu. Bunlardan en yakın olanı, Galaksinin çok daha güçlü yerçekimi tarafından gelgit tarafından yakalanan Samanyolu Galaksisine düşen bir galaksi olan Yay cücesidir. Bu galaksinin çekirdeği yaklaşık 90.000 ışıkyılı uzaklıktadır. Diğer yakın arkadaşlar, üzerinde iyi çalışılmış Carina, Draco, Fornax, Leo I, Leo II, Sextans, Sculptor ve Ursa Minor galaksilerinin yanı sıra çok sönük, daha az bilinen birkaç nesnedir. Onlar için mesafeler yaklaşık 200.000 ila 800.000 ışıkyılı arasında değişmektedir. Bu gökadaların Samanyolu Gökadası etrafındaki gruplandırılması, birkaç cüce yoldaşın da eşlik ettiği Andromeda Gökadası örneğinde taklit edilir.
Büyük Macellan Bulutu'ndaki küresel küme NGC 1850 Küresel küme NGC 1850'nin çoğu sarı yıldızlardan oluşur; parlak beyaz yıldızlar, NGC 1850'nin yaklaşık 200 ışıkyılı ötesindeki ikinci bir açık kümenin üyeleridir. Bu resim, Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen görüntülerin bir bileşimidir. R. Gilmozzi, Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü/Avrupa Uzay Ajansı; Shawn Ewald, JPL; ve NASA
