Как Млечният път придоби съвсем нов облик бр.239

Наблюдавайки в инфрачервени дължини на вълната, изследването GLIMPSE разкри спиралната структура на Млечния път.
НАШАТА ГАЛАКСИЯ има две основни спирални рамена (Scutum-Centaurus и Perseus), прикрепени към краищата на дебела централна лента. Две второстепенни оръжия (Норма и Стрелец), където възниква образуване на звезди, лежат между основните оръжия.
galaxymw
НАСА / JPL-Caltech / R. Hurt (SSC-Caltech)
В началото на 20 век астрономите смятали, че Млечният път обхваща цялата вселена. През изминалия век, докато астрономическото разбиране напредваше напред, за да дешифрира еволюцията на звездите, други галактики и самата Вселена, Млечният път се е отказал от тайните си само нагло.
Тъй като галактиката ни заобикаля, разбирането на нейната структура води до наблюдение на голяма част от небето. В миналото това изискваше десетилетия събиране и анализ на данни. Сега, благодарение на напредъка на детекторната технология, софтуера за анализ и изчислителната мощност, стана възможно да се извършат подобни проучвания за няколко години.
 

На 25 август 2003 г. НАСА пусна космическия телескоп „Спицер“ на мисия за изучаване на Вселената в инфрачервени дължини на вълните. Три години преди старта на Spitzer НАСА избра шест големи програми за наблюдение – наречени „Legacy“ проекти – след световна покана за предложения. Едно от тях, галактическото наследствено инфрачервено средно равнинно проучване Extraordinaire (GLIMPSE), изследва Млечния път в четири инфрачервени спектрални диапазона.

AS8BN09_02
ТОВА ПАНОРАМИЧНО ИЗОБРАЖЕНИЕ от GLIMPSE показва много звездна активност в равнината на Млечния път. Изображението се простира на 9 ° небе (с 2 ° височина), приблизително толкова, колкото ширината на юмрука ви, държан на дължината на ръката. Този регион представлява само 7,5% от проучването GLIMPSE, което е представило повечето от звездообразуващите региони в нашата галактика. Червените облаци показват наличието на големи молекули, осветени от близките звезди.
НАСА / JPL-Caltech / E. Чърцуел (Университет на Висконсин)
GLIMPSE – небето

Районът, обхванат от GLIMPSE, съдържа по-голямата част от звездообразуващите региони на галактиката и около 70 процента от нейния молекулен газ. Екипът на GLIMPSE се фокусира върху два въпроса: Какво ни казва разпределението на звездите и областите на формиране на звезди с ярко инфрачервено лъчение за структурата на вътрешната галактика, включително диска, молекулния пръстен, броя и местоположението на спиралните рамена и централната лента? Какви са физиките на образуването на звезди като функция на масата, етапа на еволюцията и местоположението в Млечния път?

поглед
GLIMPSE използва автоматична компютърна програма за намиране на клъстери, разработена от астрономи от Бостънския университет. Този софтуер търси големи области на небето, за да намери струпвания, трудни за окото. Вляво е изолирано, плътно групиране на звезди. На дясното изображение се вижда по-хлабав клъстер, разположен вътре в мъглив червен пръстен, който свети поради излъчването на клъстера.
НАСА / JPL-Caltech / E. Мърсър (Бостънски университет)
Проблемът с броя на звездите
Когато става въпрос за определяне на разпределението на звездите по Млечния път, най-правилната техника е просто да се броят звездите. Английският астроном Уилям Хершел (1738–1822) въвежда тази техника през 1765 г. В исторически план обаче броят на звездите доведе до някои от най-известните грешни отговори в астрономията.
Представете си, че живеем в галактика, състояща се от диск на звезди (ние правим) и че сме на около половината път от центъра до ръба (ние сме). Докато сканираме нейната равнина, трябва да виждаме най-много звезди, когато гледаме към центъра на галактиката (не го правим). Като гледат колко бързо намалява броят на звездите, докато сканираме далеч от центъра на галактиката, астрономите трябва да могат да определят как звездната плътност намалява (не можем). Когато погледнем в посоки, за които нашата зрителна линия се допира допирателно към спирално рамо, трябва да видим излишък от звезди в сравнение с посоките наблизо (ние не го правим).
Какво не е наред? Отговорът е една от неприятните четирибуквени думи на астрономията: прах. Въпреки че плътността на прах (и газ) в междузвездното пространство е почти нищо, пространството е огромно и цял куп почти нищо не добавя към нещо.
 
Какъв ефект има прахът? Представете си, че наблюдавате земен залез. Слънцето се зачервява и затъмнява, когато се приближава до хоризонта. Това нарушава способността ви да измервате истинския цвят и яркостта на Слънцето.
 

В междузвездното пространство прахът на Млечния път не се разпределя равномерно, но се среща в бучки и облаци. Съществуват няколко „дупки“, през които астрономите могат да наблюдават звезди на големи разстояния. Една такава област, наречена Прозорецът на Бааде, кръстена на американския астроном Валтер Бааде (1893–1960 г.), позволява оглед на централната издутина на Млечния път. Но за по-голямата част от вътрешния диск на галактиката прахът е шоустоп – бариера за разбирането на разпределението на звездите там.

През праха
 

Бариерата започна да се руши с появата на чувствителни инфрачервени детектори. Тъй като инфрачервената светлина прониква в праха по-лесно от видимата светлина, инфрачервеният изглед на галактиката разкрива повече звезди. Експериментът с дифузен инфрачервен фон на борда на Cosmic Background Explorer (COBE), стартиран през 1989 г., не може да разреши отделни звезди. Няколко групи обаче анализираха разпределението на светлината и намериха доказателства за централна звездна лента в нашата галактика. Сега, използвайки безпрецедентната чувствителност на космическия телескоп Спитцер, астрономите могат да изучават галактиката със същите дължини на вълната, но с достатъчно ъглова резолюция, за да наблюдават отделни звезди

infaredandvis
КАКВО РАЗЛИЧНО прави инфрачервената светлина. Сравнете тези две изображения на мъглявината на Черната вдовица в южното съзвездие Circinus the Compasses. По-малкото изображение е експозиция на видима светлина, направена от Digital Sky Survey. По-голямото изображение, направено с инфрачервената камера на Spitzer, показва мощни изливания на радиация от масивни групи звезди, извайващи два противоположни газови балона. Там, където мехурчетата се припокриват, новите звезди се появяват като жълти петна.
НАСА / JPL-Caltech / E. Чърчуел (Университет на Уисконсин) / Digital Sky Survey
Използвайки камерата на инфрачервения масив, екипът на GLIMPSE Legacy, ръководен от Ед Чърцуел от Университета на Уисконсин-Мадисън, изследва лента с дължина 130 °, простираща се 1 ° над и под галактическата равнина. Тази лента съдържа повечето звезди на галактиката. За съжаление, тя също съдържа по-голямата част от праха. Целите на проекта бяха да се извърши звездно преброяване на галактиката и да се проучи формирането на звезди.
 
Звездното преброяване на екипа е завършено. Той изготви каталог с повече от 40 милиона източника в четири различни дължини на вълната. Учените очакват повече от 90 процента от тези източници да бъдат звезди от червен гигант. Тъй като червените гиганти са толкова светещи, те могат да се видят от големи разстояния из галактиката. Въпреки че плътните участъци от прах все още блокират нашето виждане, дори и в средната инфрачервена връзка, един от приятните резултати от това проучване е, че техниката за броене на звезди всъщност работи.
 

Като брои звездите като функция на посоката и яркостта, GLIMPSE откри дългоочаквания резултат, че броят на звездите се увеличава чак до галактическия център.

три снимки
ТЕЗИ ЕКСПОЗИЦИИ показват една и съща петна на небето в различни дължини на вълната на светлината. Докато изображението на видимата светлина (вляво) показва тъмно небе, осеяно със звезди, инфрачервените изображения (в средата и вдясно) разкриват никога не виждан сноп от звезди, наречен кълбовиден клъстер. Инфрачервената камера на Spitzer взе правилната снимка като част от проекта GLIMPSE.
НАСА / JPL-Caltech / H. Kobulnicky (Университет Вайоминг)
Това дава възможност на астрономите да измерват радиалната „дължина на скалата“ на галактиката – разстоянието, което човек трябва да измине от центъра, за да може звездната плътност да спадне с коефициент близо два. Определяйки това число и изучавайки как скоростта на въртене на галактиката варира в различни радиуси, астрономите могат да установят каква част от вътрешната галактика е под формата на тъмна материя (материя, която нито излъчва, нито отразява достатъчно радиация, за да бъде открита).
Повдигане на летвата
GLIMPSE също е хвърлил светлина върху две от основните структурни характеристики на нашия Млечен път. Първо, астрономите преброиха броя на звездите под равни ъгли вляво и вдясно от галактическия център и изследваха техните яркости. Тези данни на GLIMPSE потвърдиха, че галактиката има дълга звездна лента. Тази лента се характеризира с излишък от популации от звезди, наречени звезди „червен гигант”. Тези звезди, които блестят с фиксирана светимост, бяха използвани като „стандартни свещи“, за да се определи ъгълът и дължината на лентата. Въпреки че други астрономи наблюдаваха лентата, чувствителността и пълното покритие на GLIMPSE предоставиха драматично потвърждение на структурата на лентата.
Втората изненада, дебнеща в броя на звездите на GLIMPSE, се отнасяше до спиралната структура на нашата галактика. Външните региони на изследването съдържаха две области, в които астрономите очакваха да видят излишък от звезди, тъй като нашата линия на зрение се движи по спиралните рамена в тези точки. Едно от тези рамена, Arm Scutum-Centaurus, показва драматично усилване на звездите в посока, очаквано от проучвания на звездообразуващи региони в оптични и радиовълни. Но вторият регион, стрелата на Стрелец, не показва никакви доказателства за подобно подобрение. Това е въпреки факта, че и двете тангенции са приблизително на едно и също разстояние от Слънцето.
Въпреки че Стрелецът Arm очевидно е основна структура, образуваща звезди, липсва каквото и да било доказателство за компресия при по-старите звездни популации. Рон Дримел и Дейвид Спергел от Принстънския университет първи откриха това, използвайки данни на COBE. Астрономите отбелязват тази характеристика и в други спирални галактики, тъй като инфрачервената светлина проследява старите звездни популации (и по-голямата част от звездната маса на галактиката), докато видимата светлина проследява скорошното образуване на звезди. Понякога се случва спиралните галактики да показват вторични формиращи звезди компресии между основните инфрачервени рамена. Дали нашата галактика е такъв случай? Времето и бъдещото проучване ще покажат.
https://www.facebook.com/groups/NASA.SCIENCE/

Вашият коментар

Вашият email адрес няма да бъде публикуван Задължителните полета са отбелязани с *

Можете да използвате тези HTML тагове и атрибути: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>