Nasza Galaktyka Droga Mleczna Masza Galaktyka Droga Mleczna.

Prezentacja na temat: "Nasza Galaktyka Droga Mleczna Masza Galaktyka Droga Mleczna."— Zapis prezentacji:

1 Nasza Galaktyka Droga Mleczna Masza Galaktyka Droga Mleczna

2 1. Nasza Galaktyka – Układ Drogi Mlecznej
W pogodną, bezksiężycową noc widzimy na niebie szeroką, nieforemną wstęgę, ułożoną z ogromnej liczby blisko siebie świecących gwiazd, która na półkuli północnej przechodzi przez gwiazdozbiory: Bliźniąt, Byka, Woźnicy, Perseusza, Kasjopei, Cefeusza i Łabędzia. Przecina ona również gwiazdozbiory nieba południowego, między innymi: Tarczy Sobieskiego, Strzelca, Skorpiona, Wielkiego Psa i Oriona.

3 7,000 Stars And The Milky Way Credit: Knut Lundmark
Copyright: Lund Observatory, This panorama view of the sky is really a drawing. It was made in the 1940s under the supervision of astronomer Knut Lundmark at the Lund Observatory in Sweden.

4 Nasza Galaktyka – zdjęcie wykonane obiektywem szerokokątnym
w Australii, obejmuje 180o Drogi Mlecznej od gwiazdozbioru Łabędzia (prawa strona) do gwiazdozbioru Krzyż Południa (lewa strona)

5 1. Nasza Galaktyka – Układ Drogi Mlecznej (c.d.)
To skupisko gwiazd przypominające smugę rozlanego mleka nazywamy Drogą Mleczną. Tak wygląda nasza Galaktyka oglądana z jej wnętrza, to jest z miejsca, w którym się znajdujemy. Droga Mleczna jest obrazem na sferze niebieskiej wielkiego zgrupowania gwiazd, pyłów i gazów – układu, w którym znajduje się również Słońce, a wraz z nim krążące wokół niego planety, w tym nasza planeta Ziemia. Układ ten nazywamy Układem Drogi Mlecznej. Inna nazwa: „Galaktyka”, pisana dużą literą jest jej nazwą własną i odróżnia Układ Drogi Mlecznej od innych galaktyk.

6 2. Jak badamy strukturę Galaktyki?
Określenie szczegółów budowy Układu Drogi Mlecznej napotyka wiele trudności. Obraz naszej Galaktyki tworzymy na podstawie obserwacji wykonywanych z Ziemi, która wraz ze Słońcem znajduje się wewnątrz tego układu. Nie możemy opuścić Galaktyki i spojrzeć na nią z zewnątrz. Astronomowie badają strukturę Galaktyki, wykonując zliczenia gwiazd w różnych kierunkach oraz analizując położenie i ruchy obłoków materii gazowo-pyłowej. Jednak używając nawet największych teleskopów, można oglądać tylko część gwiazd należących do Galaktyki.

7 Mapa naszej Galaktyki wykonana pod koniec XVIII w. przez Williama
Herschela za pomocą zliczania gwiazd w różnych kierunkach.

8 2. Jak badamy strukturę Galaktyki? (c.d.)
Obserwowana jasność gwiazdy zależy bowiem od ilości emitowanego przez nią promieniowania i jej odległości od Ziemi. Gwiazdy leżące w odległych rejonach i te położone bliżej, które wysyłają niedostateczną ilość światła, nie mogą być obserwowane ze względu na zbyt małą jasność. Innym czynnikiem utrudniającym lub wręcz uniemożliwiającym obserwacje i badania gwiazd są obłoki rozproszonej materii gazowo-pyłowej, przysłaniające znaczne obszary Galaktyki. Wszystko to powoduje, że zliczenia gwiazd w różnych kierunkach są niekompletne i dla określenia przestrzennej gęstości materii w niektórych rejonach Galaktyki trzeba stosować metody pośrednie.

9 Mapa neutralnego wodoru w Galaktyce na podstawie obserwacji
3. Spiralna struktura Galaktyki Dokładniejszych danych o strukturze spiralnej Galaktyki dostarczyły obserwacje, głównie za pomocą fal radiowych, rozkładu i prędkości obłoków neutralnego i zjonizowanego wodoru. Mapa neutralnego wodoru w Galaktyce na podstawie obserwacji radiowych na fali 21 cm

10

11 3. Spiralna struktura Galaktyki
Galaktyka prawdopodobnie należy ona do galaktyk typu Sbc – pośredniego między typami Sb i Sc – i wyglądem przypomina galaktykę M31 w gwiazdozbiorze Andromedy. Najnowsze badania sugerują jednak, że nasza Galaktyka może posiadać poprzeczkę, co oznacza, że prawdopodobnie należy do galaktyk spiralnych z poprzeczką. Gęstość przestrzenna materii w spiralnych ramionach Galaktyki jest znacznie większa niż poza nimi, jednak jednocześnie dużo mniejsza niż w jądrze. Oprócz gwiazd spiralne ramiona zawierają duże ilości materii gazowo-pyłowej, która skupia się w obłoki. Materia rozproszona jest obserwowana w postaci mgławic emisyjnych, refleksyjnych i ciemnych mgławic pyłowych.

12 Galaktyka ma cztery główne ramiona spiralne i szereg mniejszych
segmentów

13

14 Galaktyka spiralna M83 (NGC 5236) w gwiazdozbiorze Węża morskiego
na niebie południowym – nasza Galaktyka może być podobna do niej.

15 Galaktyka NGC 4565 w gwiazdozbiorze Warkocz Bereniki – tak może
wyglądać nasza Galaktyka widziana z boku.

16 IRAS View of the Milky Way Galaxy

17 4. Budowa Galaktyki Swoim kształtem Galaktyka przypomina spłaszczony dysk z wyraźną centralną wypukłością, otoczony tak zwanym halo galaktycznym, utworzonym z kulistych gromad gwiazd. Układ Drogi Mlecznej jest galaktyką spiralną prawdopodobnie typu Sbc. Gdybyśmy mogli spojrzeć na naszą Galaktykę z zewnątrz, to prawdopodobnie wyglądałaby ona podobnie jak galaktyki spiralne M31, M65 lub NGC 2997.

18 M31: The Andromeda Galaxy Credit & Copyright: Jason Ware

19 M65 - a spiral galaxy of type Sa in the constellation Leo,
at a distance of about 35 million light-years,

20 NGC 2997

21 4. Budowa Galaktyki (c.d.) Materia galaktyczna rozłożona jest niejednorodnie. Grupuje się głównie w centralnym jądrze i wychodzących z niego spiralnych ramionach, leżących w dysku galaktycznym. Liczbę gwiazd wchodzących w skład Galaktyki szacuje się na mld. Oprócz gwiazd w skład Galaktyki wchodzi materia międzygwiazdowa – pyły i gazy, w szczególności duże obszary neutralnego i zjonizowanego wodoru. Poza płaszczyzną dysku galaktycznego w tzw. halo galaktycznym obserwuje się gromady kuliste gwiazd oraz jeszcze mało zbadane, poruszające się z dużymi prędkościami (100 km/s i więcej) obłoki gazu.

22 4. Budowa Galaktyki W strukturze Galaktyki wyróżnia się cztery elementy: jądro, centralną wypukłość, dysk i halo.

23 4. Budowa Galaktyki (c.d.) Zamieszczony poniżej obraz Galaktyki został uzyskany za pomocą satelity COBE. Jest to kompozycja wielu obrazów, powstałych na podstawie pomiarów wykonanych w kilku zakresach promieniowania podczerwonego i przedstawia Galaktykę widzianą w płaszczyźnie jej dysku jakby z oddali. W rzeczywistości jest to widok na Galaktykę z miejsca, w którym znajduje się Ziemia, czyli z brzegu dysku.

24 COBE image of the Milky Way

25 4.1 Rozmiary i masa Galaktyki
Rozmiary Galaktyki są określone przede wszystkim przez rozmiary dysku. Średnicę dysku galaktycznego ocenia się prawie na parseków, to jest około lat świetlnych. Gdy przyjmiemy, że odległe gromady kuliste również należą do Galaktyki, wtedy jej średnica osiąga prawie lat świetlnych. Największa grubość dysku nie przekracza zaś lat świetlnych. Całkowita masa Galaktyki oceniana jest na ok. 6×1011 mas Słońca. Jest ona skupiona głównie w gwiazdach.

26 4.1 Rozmiary i masa Galaktyki
Masa obserwowanej materii międzygwiazdowej stanowi 5-10% masy całego Układu Drogi Mlecznej, przy czym 99% masy tej materii to gaz, a masa pyłu stanowi tylko 1%. Rozproszona materia gazowo-pyłowa skupia się silnie w płaszczyźnie dysku galaktycznego. Na podstawie obserwacji radiowych stwierdzono, że przeważająca część wodoru znajduje się blisko płaszczyzny Galaktyki.

27 4.2 Jądro Galaktyki Znajdujące się w geometrycznym centrum jądro Galaktyki jest niewielkim co do rozmiarów, ale wysokoenergetycznym źródłem promieniowania. Można je obserwować jedynie w zakresie fal radiowych, w podczerwieni oraz w twardym promieniowaniu Rentgena i promieniowaniu gamma. Prawdopodobnie jądro ma kształt spłaszczony. Jego rozmiary wynoszą 50×100 lat świetlnych. Jądro otoczone jest gazowym dyskiem o średnicy 5000 lat świetlnych. W samym centrum jądra znajduje się silne, zwarte źródło promienio- wania radiowego Sagittarius A. Znajduje się ono w gwiazdozbiorze Strzelca, a jego rozmiary są mniejsze niż 0,0003 roku świetlnego, czyli mniejsze niż 20 jednostek astronomicznych.

28 Centrum Galaktyki w świetle widzialnym

29 This is the central region of the Milky Way Galaxy as viewed in infrared
light. The image is a composite of mid-infrared imagery from the MSX satellite and near-infrared imagery from the 2MASS survey.

30 Centrum Galaktyki w promieniowaniu X (NASA)

31 This 400 by 900 light-year mosaic of several Chandra images of the central
region of our Milky Way galaxy reveals hundreds of white dwarf stars, neutron stars, and black holes bathed in an incandescent fog of multimillion- degree gas. The supermassive black hole at the center of the Galaxy is located inside the bright white patch in the center of the image. The colors indicate X-ray energy bands - red (low), green (medium), and blue (high).

32 Obrazy radiowe centrum Galaktyki: lewy obejmuje obszar o rozmiarach
ok. 60 parseków, prawy – 7 parseków.

33 4.2 Jądro Galaktyki Obserwacje ruchów materii w otoczeniu jądra sugerują, że ogromna masa znajdująca się w stosunkowo niewielkiej objętości utworzyła czarną dziurę. Na podstawie analizy ruchu chmur neutralnych gazów w centrum Galaktyki ocenia się, że wewnątrz centralnego obszaru o średnicy kilku parseków znajduje się koncentracja masy rzędu miliona mas Słońca. Obserwacje jądra Galaktyki są jednak bardzo utrudnione ze względu na przysłaniające je gęste chmury pyłów i gazów. Stąd o jego strukturze wiemy na razie stosunkowo mało. Jądro galaktyki jest otoczone kulistym zgrupowaniem gwiazd o średnicy około lat świetlnych, które nazywane jest centralną wypukłością. Zawiera ono populację starych gwiazd o wieku porównywalnym z wiekiem Galaktyki.

34

35 4.2.1 Czarna dziura w jądrze Galaktyki

36 Centrum Galaktyki w promieniach X

37

38

39

40

41 Okres obiegu gwiazdy S2 wokół Sagitarius A – 15.2 lat
(Słońce – 230 mln lat) Prędkość w perycentrum – 5000 km/sek Najmniejsza odległość S2 od Sgr. A – 17 godz. świetl. Masa czarnej dziury w centrum Galaktyki – 2.6 mln. Mas Słońca Promień Schwarzschilda – 7.7 mln km

42 4.3 Dysk galaktyczny Dysk galaktyczny składa się z dysku utworzonego przez gwiazdy i z dysku gazowego. Dysk gwiazdowy rozciąga się na odległość prawie lat świetlnych od jądra, a dysk gazowy jeszcze dalej, bo na odległość co najmniej lat świetlnych od jądra, przy czym jego grubość jest wyraźnie mniejsza. W okolicy Słońca, które znajduje się w odległości około lat świetlnych od centrum Galaktyki, grubość dysku zawierającego gaz molekularny wynosi 250 lat świetlnych, a gwiazdowego – 1200 lat świetlnych. W porównaniu ze średnicą grubość dysku jest bardzo mała. Są to proporcje przyrównywane do płyty gramofonowej. W takiej skali centralna wypukłość Galaktyki miałaby wielkość piłki do tenisa.

43 4.4 Halo galaktyczne Halo galaktyczne jest sferoidalną, rzadko wypełnioną gwiazdami przestrzenią, która otacza Galaktykę. Obok gwiazd pojedynczych, nazywanych gwiazdami tła, w halo występują gromady kuliste. Gwiazdy znajdujące się w halo są najstarszymi gwiazdami w Galaktyce. Składają się głównie z wodoru i helu. Rozmiary halo galaktycznego nie są dobrze określone, ale gromady kuliste mogą znajdować się nawet w odległości lat świetlnych od jądra.

44 5. Ruch wirowy Galaktyki Galaktyka wykonuje ruch obrotowy wokół jądra w płaszczyźnie swojego dysku. Z badań ruchów gwiazd i obłoków materii międzygwiazdowej wynika, że szybciej obiega jądro Galaktyki materia znajdująca się bliżej centrum, wolniej zaś materia bardziej od niego oddalona. Nazywamy to rotacją różnicową. Słońce, znajdujące się w odległości około lat świetlnych od jądra, dokonuje pełnego obiegu w ciągu około 240 mln lat. Obserwowanych prędkości nie daje się wyjaśnić oddziaływaniem grawitacyjnym widocznej materii w Galaktyce.

45 5. Ruch wirowy Galaktyki (c.d.)
Należy przyjąć, że oprócz świecącej materii Galaktyka musi zawierać także materię ciemną w nieznanej dotąd postaci. Ocenia się, że masa ciemnej, nie świecącej materii w Układzie Drogi Mlecznej przewyższa od dwóch do dziesięciu razy masę materii świecącej. Od pewnego czasu podejmowane są różne próby wyjaśnienia charakteru ciemnej materii w naszej Galaktyce, a także w innych galaktykach. Problem ten nie został jednak dotychczas rozwiązany.

46

47

48 6. Miejsce Słońca w Galaktyce
Słońce, a wraz z nim cały Układ Słoneczny, znajduje się w jednym ze spiralnych ramion w odległości około 8,5 kiloparseków, czyli około lat świetlnych, od centrum Galaktyki. Nie leży ono dokładnie w płaszczyźnie dysku galaktycznego, lecz w odległości około 8 parseków na północ od tej płaszczyzny. Osie obrotu Galaktyki i Ziemi znacznie się różnią. Przyjmuje się, że północna strona Galaktyki to ta, po której wypada północny biegun osi Ziemi.

49 6. Miejsce Słońca w Galaktyce (c.d.)
Rozpatruje się dwa rodzaje ruchu Słońca w Galaktyce: - względem otaczających gwiazd i - względem centrum Galaktyki. Punkt na sferze niebieskiej, w kierunku którego porusza się Słońce, nosi nazwę apeksu ruchu Słońca. Położenie apeksu i prędkość Słońca mogą być różne w zależności od doboru gwiazd odniesienia. Względem otaczających gwiazd Słońce porusza się ze średnią prędkością 19,5 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa, gdzie znajduje się jego apeks. Jest to prędkość własna Słońca względem otaczającego strumienia gwiazd.

50 6. Miejsce Słońca w Galaktyce (c.d.)
Oprócz ruchu względem sąsiednich gwiazd Słońce porusza się ruchem obiegowym wokół centrum Galaktyki z prędkością około 220 km/s, dokonując jednego pełnego obiegu w ciągu 240 mln lat. Apeks tego ruchu znajduje się obecnie w gwiazdozbiorze Łabędzia.