Mælkevejen

Mælkevejen (en oversættelse fra latin: Via Lactea, afledt af græsk: γαλαξίας κύκλος (galaxías kýklos), kan nogle gange blot kaldes for "Galaksen"), der er en bjælkespiralgalakse, som er en del af Den lokale galaksegruppe. Mælkevejen er en ud af flere milliarder af galakser i det observerbare univers,[2] dens særlige betydning for menneskeheden, er at den huser vores solsystem. Mælkevejs-galaksen er synligt fra jorden som et bånd af lys på nattehimlen, og det er udseendet på dette bånd, som er inspiration for navnet på vor galakse. "Mælkevejen" kommer derfor af, det mælkehvide bånd af stjerner. Men for at kunne se båndet, kræver det en meget mørk nat, altså så lidt månelys som muligt, og væk fra byernes lys.

Mælkevejsobservationsdata
Milky Way IR Spitzer.jpg
Infrarødt billede af Mælkevejens centrum
Type SBbc (Bjælkespiralgalakse)
Diameter 100.000 lysår
Tykkelse 1.000 lysår (stjerner); 12.000 lysår (gas)
Antal stjerner 200 til 400 milliarder
Ældste stjerner 13,2 milliarder år
Masse 5,8×1011  M
Solens distance til galakse centrum 26.000 ± 1.400 lysår
Solen rotationstid om galaksen 220 millioner år (negativ rotation)
Spiralmønster rotationstid 50 millioner år[1]
Relativ fart i forhold universet 590 km/s
Skitse over Mælkevejen som bygger på observation og ekstrapolation. Den orange streg øverst viser Orion-spiralarmen, hvor solen ligger.
Mælkevejen som den formodes at se ud fra et sted i rotationsaksens forlængelse.

Uddybende beskrivelseRediger

Mælkevejen er den galakse som vi befinder os i. Mælkevejen er kun 1 ud af godt 100 milliarder galakser i det observerbare univers. Mælkevejen indeholder ca. 200-600 milliarder stjerner. Udover stjerner, indeholder Mælkevejen også 50 milliarder planeter, hvor omkring 500 millioner af dem, befinder sig i en afstand fra deres stjerne, så de kan huse liv. Dog er der endnu ikke fundet nogle former for liv på andre planeter. Mælkevejen er mindst 13,2 milliarder år gammel, da den ældste stjerne der er observeret, har denne alder. Mælkevejen kan altså godt vise sig at være endnu ældre, og er blevet dannet kort efter Universets dannelse for 13,8 milliarder år siden.

StørrelsenRediger

Stjerne-skiven i Mælkevejs-galaksen er omkring 100.000 lysår (9,5×1017 km) i diameter, og formodes at være, i gennemsnit, omkring 1.000 lysår (9,5×1015 km) tyk.[3] Den antages for at rumme mindst 200 milliarder stjerner[4] og muligvis helt op til 400 milliarder,[5] det nøjagtige tal afhænger af antallet af stjerner med en meget lav masse, hvilket er meget usikkert. Bredende sig ud fra stjerne-skiven er en meget tykkere skive af gas. Nylige observationer tyder på at Mælkevejens gas-skive har en tykkelse på omkring 12.000 lysår (1,1×1017 km); det dobbelte af den hidtil accepterede værdi.[6] En måde at sammenligne de relative fysiske størrelser i Mælkevejen på, er at forestille sig Mælkevejen med en diameter på 100 meter; så ville Solsystemet, inklusive Oortskyen, blot være 2 mm bredt.

Placering i universetRediger

Mælkevejen er en del af Den lokale galaksegruppe, der ligger i Virgo-superhoben, der igen er en del af Laniakea-superhoben.[7][8][9]

Mælkevejens nærmeste naboer er de Magellanske skyer og nogle små dværggalakser. Den nærmeste store nabo er Andromedagalaksen, som er en spiralgalakse, dog større end Mælkevejen. De to galakser bevæger sig mod hinanden, så om ca. 3-4 milliarder år vil de kollidere. Længden mellem stjernerne i de to galasker er dog så langt fra hinanden, at stjernerne ikke ville kunne kollidere, kun eventuelle gasskyer. Hvis dette sker, kan det være startskuddet til en ny stjernedannelse.

BestanddeleRediger

Afstanden fra Solen til Mælkevejens centrum ('bulen') anslås nu at være 26.000 ± 1400 lysår. Med dens ældre vurderinger ville Solen have kommet til at ligge længere væk som ville være 35.000 lysår fra centrum. Galaksens facon sammenlignes ofte med to spejlæg lagt sammen med undersiderne mod hinanden.

På billedet af NGC4013 ses dennes (lille) bule i centrum, de 2 skiver (som ikke kan skelnes fra hinanden på dette billede) og en antydning af den forholdsvis lyssvage halo.

BjælkenRediger

Galaksens bjælke formodes at være omkring 27.000 lysår lang og den løber gennem centret i en 44 ± 10 graders vinkel på en linje, som går fra Solen og til Mælkevejens centrum. Den består hovedsageligt af røde stjerner, som formodes at være meget gamle (se rød dværg, rød kæmpe). Bjælken omgives af en ring, som kaldes "5-kpc-ringen", som rummer en stor del af galaksens molekylære hydrogen (brint), såvel som Mælkevejens stjernedannelses-aktivitet. Set fra Andromedagalaksen, ville det være det stærkest lysende område af vores egen galakse.[10]

Det sorte hul i centrumRediger

Mælkevejens centrum rummer et kompakt objekt med en meget høj masse ved navn Sagittarius A* (udtales A-stjerne), og i december 2008 blev det bekræftet at det drejer sig om et Sort hul.[11] Dets masse anslås til 4,100 (± 0,034) millioner solmasser. De fleste galakser formodes at have sidde sorte huller i deres centre.[12]

HaloenRediger

Den galaktiske halo er en sfærisk, tyndt besat, "glorie" af kuglehobe og gamle enkeltstjerner (population II), som omgiver galaksen "over" og "under" de spiralformede skiver, og som breder sig udad, men begrænses i dens størrelse af Mælkevejens satellitgalakser og dværggalakser. De mest kendte er den Store Magellanske Sky (LMC Large Magellan Cloud, Gran Nube Magellanes) og den mindste er Lille Magellanske Sky (SMC Small Magellan Cloud, Pequeño Nube Magellanes), som man tidligere mente kolliderede med Mælkevejen med milliarder års mellemrum. Nyere analyser tyder meget stærkt på, at de begge har deres første møde med Mælkevejen og at de muligvis bevæger sig i hyperbolske baner, således at de på et tidspunkt fortsætter deres rejse til andre egne af universet.[13] De Magellanske skyers Apsis er omtrent 180.000 lysår (1,7×1018 km).[14] Ved denne afstand og længere væk, ville de fleste halo-objekters baner blive forstyrret af de Magellanske skyer, og objekterne ville sandsynligvis stødes væk fra Mælkevejen.

SpiralarmeneRediger

Set oppefra ligner Mælkevejen en "fyrværkerisol", med stjernerne er ordnet i tilsyneladende syv spiralformede arme. I virkeligheden har Mælkevejen kun to arme, som imidlertid snor sig flere gange rundt om galaksen, så der ser ud til at være syv arme.

Derudover er der fundet en ny ydre arm.[15]

Spiralarmene ses meget tydeligt når resten af skiven har en mørk baggrund, men det er hovedsagelig et synsbedrag, for de indeholder kun 5-20% mere masse end resten af galaksens skive. Årsagen til at spiralarmene ses så tydeligt, er at de fleste nye og meget lysstærke, O- og B-stjerner dannes der.

Mekanismen bag denne stjernedannelse er iflg. den fremherskende Lin-Shu teori[16] chokbølger, som med stor hastighed bevæger sig gennem skiven og komprimerer dens stof. Denne teori om spiralarmenes eksistens er i 2011 udfordret af en ny teori, som imidlertid endnu savner solid observationel be- eller afkræftelse.[17][18][19]

Se ogsåRediger

Kilder/referencerRediger

  1. ^ [astro-ph/0212516] Gas Dynamics in the Milky Way: Second Pattern Speed and Large-Scale Morphology
  2. ^ Mellem 1×1010 and 8×1010
  3. ^ Christian, Eric; Samar, Safi-Harb. "How large is the Milky Way?". Hentet 2007-11-28. 
  4. ^ Sanders, Robert (9. januar 2006). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. Hentet 2006-05-24. 
  5. ^ Frommert, H.; Kronberg, C. (25. august 2005). "The Milky Way Galaxy". SEDS. Hentet 2007-05-09. 
  6. ^ "Milky Way fatter than first thought". The Sydney Morning Herald. Australian Associated Press. 2008-02-20. Hentet 2008-04-24. 
  7. ^ youtube.com: Laniakea: Our home supercluster
  8. ^ 3. sep 2014, ing.dk: Nu kender vi Mælkevejens plads i en superhob af galakser
  9. ^ 4 September 2014, nature.com: The Laniakea supercluster of galaxies
  10. ^ Staff (12. september 2005). "Introduction: Galactic Ring Survey". Boston University. Hentet 2007-05-10. 
  11. ^ Black hole confirmed in Milky WayBBC News/Science and Environment, 9. december 2008
  12. ^ Blandford, R.D. (1999). "Origin and evolution of massive black holes in galactic nuclei". Galaxy Dynamics, proceedings of a conference held at Rutgers University, 8–12 Aug 1998,ASP Conference Series vol. 182. 
  13. ^ "Brief Encounter" (PDF). Astrophys. J. 668: 949. 2007. 
  14. ^ Connors; et al. (2007). "N-body simulations of the Magellanic stream". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371: 108. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x. Hentet 2007-01-26. 
  15. ^ "Ny ydre arm". Arkiveret fra originalen 13. oktober 2007. Hentet 6. februar 2008. 
  16. ^ Lin, C. C.; Shu, Frank H. (marts 1964). "On the Spiral Structure of Disk Galaxies". Astrophysical Journal. 140: 545-655. Hentet 2012-03-16. It is shown that gravitational instability is a plausible basis for the formation of the spiral pattern in disk galaxies. 
  17. ^ Grand, Robert (2011-04-20). "NAM 21: New theory of evolution for spiral galaxy arms". Royal Astronomical Society News. Hentet 2011-12-11. A study of spiral patterns found in galaxies like our Milky Way could overturn the theory of how the spiral arm features form and evolve. 
  18. ^ Grand, Robert J. J.; Kawata, Daisuke; Cropper, Mark (21. december 2011). "The dynamics of stars around spiral arms". Mon. Not. R. Astron. Soc. Hentet 2012-08-19. We find that the spiral arms are transient features whose pattern speeds decrease with radius, in such a way that the pattern speed is almost equal to the rotation curve of the galaxy. 
  19. ^ Grand, Robert J. J.; Kawata, Daisuke; Cropper, Mark (24. juli 2012). "Dynamics of stars around spiral arms in an N-body-SPH simulated barred-spiral galaxy". Mon. Not. R. Astron. Soc. Hentet 2012-08-19. We run N-body smoothed particle hydrodynamics (SPH) simulations of a Milky Way sized galaxy. ... We see that this migration is inconsistent with the prediction of classical density wave theory. ... We also demonstrate that there is no significant offset of different star forming tracers across the spiral arm, which is also inconsistent with the prediction of classical density wave theory. 

Eksterne henvisningerRediger

 Søsterprojekter med yderligere information: