Mapa Drogi Mlecznej.pdf

CHALMERS

Radioastronomia na wyciągnięcie ręki

Mapa Drogi Mlecznej

Onsala Space Observatory

Chalmers University of Technology

SE–439 92 Onsala

Szwecja

Tłumaczenie: dr Michał Czerny

Cathy Horellou & Daniel Johansson

Streszczenie

SALSA-Onsala („Such A Lovely Small Antenna”) jest radioteleskopem o średnicy 2,3 metra

skonstruowanym w szwedzkim obserwatorium Onsala Space Observatory w celu

wprowadzenia uczniów, studentów i nauczycieli w zagadnienia radioastronomii. Czuły

odbiornik umożliwia szybką detekcję linii o długości 21 cm emitowanej przez atomowy

wodór, dzięki czemu można zbadać wielkoskalowy rozkład wodoru w naszej Galaktyce –

Drodze Mlecznej. Radioteleskop może być sterowany przez internet. W niniejszym

opracowaniu przedstawiamy niektóre cechy Drogi Mlecznej, poczynając od opisu układu

współrzędnych galaktycznych i geometrii obracającego się dysku. Wyjaśniamy, w jaki sposób

pomiary spektralne można wykorzystać do uzyskania informacji na temat kinematyki i

rozkładu gazu w Drodze Mlecznej. Opisujemy także sposób sterowania radioteleskopem

przez internet. Na zakończenie prezentujemy metody analizowania zebranych danych.

Logo designed by Armella Leung, www.armella.fr.to

Ten projekt został zrealizowany przy wsparciu finansowym Komisji Europejskiej.

Projekt lub publikacja odzwierciedlają jedynie stanowisko ich autora i Komisja

Europejska nie ponosi odpowiedzialności za umieszczoną w nich zawartość

merytoryczną.

Rozdział 1

Witajcie w Galaktyce

Gdy w pogodną, ciemną noc patrzymy na niebo, nasze oczy dostrzegają jasny pas

rozciągający się przez całą sferę niebieską. Spójrz na niego przez lornetkę lub niewielki

teleskop, a odkryjesz, jak zrobił to Galileusz w 1609 roku, że składa się on z tysięcy gwiazd.

Tak właśnie wygląda z Ziemi nasza Galaktyka – Droga Mleczna . W jej skład wchodzi około

sto miliardów gwiazd; Słońce jest tylko jedną z nich. We Wszechświecie znajduje się bardzo

dużo innych galaktyk.

Stwierdzenie, jak nasza Galaktyka wygląda naprawdę, zajęło astronomom wiele czasu.

Chciałoby się wsiąść na statek kosmiczny i spojrzeć na Drogę Mleczną z zewnątrz. Niestety,

podróżowanie po Galaktyce i poza nią nie jest możliwe (i nigdy nie będzie) z powodu

ogromnych odległości. Jesteśmy zmuszeni do oglądania Galaktyki z okolic Słońca. Co

więcej, niektóre obszary Drogi Mlecznej są ciemniejsze od innych, gdyż zasłaniają je duże

ilości pyłu międzygwiazdowego. Nie jesteśmy w stanie zobaczyć gwiazd leżących za

obłokami pyłu.

Obserwacje innych galaktyk, a także naszej, dokonywane za pomocą zarówno teleskopów

optycznych, jak radioteleskopów, umożliwiły wyznaczyć kształt Galaktyki. Obecnie

astronomowie sądzą, że rozkład gwiazd i gazu jest im dobrze znany. Nasza Galaktyka

przypomina cienki dysk zbudowany z gwiazd i gazu ułożonych w kształt spirali.

Pojawiła się jednak nowa zagadka: tak zwana ciemna materia . Wydaje się, że ten tajemniczy

składnik, którego nie udało się dotychczas w żaden sposób zidentyfikować, stanowi

większość masy naszej Galaktyki. O jego obecności wnioskujemy w sposób pośredni.

Wyobraźmy sobie parę tańczącą w ciemnym pokoju. Mężczyzna ma ciemną skórę i jest

ubrany w czarny garnitur, natomiast kobieta założyła fluoryzującą sukienkę. Mężczyzny nie

możemy zobaczyć, ale z ruchów jego partnerki jesteśmy w stanie wnioskować o jego

istnieniu: ktoś musi ją trzymać, gdyż przy takiej prędkości obrotów po prostu by odleciała!

Analogicznie, gwiazdy i gaz w naszej Galaktyce poruszają się zbyt szybko , by utrzymała je

widoczna masa. Z tego powodu materii musi być więcej ; nie widzą jej nasze oczy ani

najczulsze instrumenty, ale siła grawitacji, której jest źródłem, utrzymuje gwiazdy w Drodze

Mlecznej i zapobiega ich ucieczce. Najsilniejszy dowód istnienia ciemnej materii przyniosły

badania prędkości zewnętrznych części Galaktyki. Istotną rolę w jej odkryciu odegrały

przedstawione tutaj pomiary radioastronomiczne. Do tej pory nie wiemy jednak, czym

naprawdę jest ciemna materia.

1.1 W którym miejscu Drogi Mlecznej jesteśmy?

1.1.1 Długość i szerokość galaktyczna

Nasza gwiazda – Słońce – znajduje się w zewnętrznych częściach Galaktyki, w odległości

około 8,5 kpc 1 (około 25 000 lat świetlnych 2 ) od jej środka. Większość gwiazd i gazu leży

wewnątrz cienkiego dysku i obiega centrum Galaktyki. Prędkość poruszania się Słońca

wynosi 220 km/s; jeden obieg wokół środka Drogi Mlecznej zajmuje mu około 240 milionów

lat.

Aby podać pozycję gwiazdy albo obłoku gazu w Galaktyce, wygodnie jest skorzystać z tak

zwanego układu współrzędnych galaktycznych ( l , b ), w którym l jest długością galaktyczną,

a b – szerokością galaktyczną (patrz Rys. 1.1 i Rys. 1.2). Wartość b = 0 odpowiada

płaszczyźnie Galaktyki. Kierunek b = 90° nosi nazwę Północnego Bieguna Galaktyki.

Długość l mierzy się przeciwnie do ruchu wskazówek zegara od kierunku łączącego Słońce ze

środkiem Drogi Mlecznej. A zatem, centrum Galaktyki ma współrzędne ( l = 0, b = 0). W

środku Drogi Mlecznej znajduje się bardzo szczególny obiekt: ogromna koncentracja materii

tworząca czarną dziurę o masie równej w przybliżeniu trzem milionom mas Słońca. Otacza ją

bardzo jasne źródło fal radiowych i promieniowania rentgenowskiego, noszące nazwę

Sagittarius A * .

Rys. 1.1: Układ współrzędnych galaktycznych; l oznacza długość, b – szerokość galaktyczną, C –

położenie centrum Drogi Mlecznej, a S – położenie Słońca.

Galaktyka została podzielona na cztery kwadranty oznaczone liczbami rzymskimi:

adrant I

0° < l < 90°

adrant II

90° < l < 180°

Kwadrant III

180° < l < 270°

Kwadrant IV

270° < l < 360°

W kwadrantach II i III znajduje się materia leżąca w odległościach większych niż promień

orbity Słońca wokół środka Galaktyki.

Wewnątrz kwadrantów I i IV obserwujemy głównie wewnętrzną część Drogi Mlecznej.

1 1 kpc = 1 kiloparsek = 10 3 pc; 1 pc = 1 parsek = 3,086×10 16 m. Parsek jest to odległość, z której widomy

rozmiar kątowy promienia orbity Ziemi wynosi 1” (1 sekunda łuku).

2 1 rok świetlny = 9,4605×10 15 m.

Rys. 1.2: Schemat struktury spiralnej Drogi Mlecznej. C oznacza położenie centrum Galaktyki.

Zaznaczono położenie głównych ramion spiralnych oraz czterech kwadrantów.

1.1.2 Oznaczenia

Na początek zdefiniujmy oznaczenia. Niektóre z nich pokazano na Rys. 1.3 i 2.2.

V 0

Prędkość Słońca wokół centrum Galaktyki (220 km/s)

R 0

Odległość Słońca od centrum Galaktyki (8,5 kpc)

ługość galaktyczna

Prędkość obłoku gazu

Odległość obłoku od centrum Galaktyki

Odległość obłoku od Słońca

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: