은하수 작동 원리

연중 언제라도 밤하늘을 보면 중간이나 수평선 근처를 통해 하늘을 가로 지르는 희미한 빛의 띠가 나타납니다 . 고대 그리스인들은이 빛의 띠를보고 "우유 원"을 뜻하는 "은하 쿠 클로스"라고 불렀습니다. 로마인들은 그것을 "은하수"라고 불렀습니다. 1610 년에 갈릴레오는 최초의 망원경을 사용하여 은하수의 빛이 우리를 둘러싸고있는 수십억 개의 희미한 별 에서 나온다는 것을 확인했습니다.

수세기 동안 천문학 자들은 은하수에 대한 많은 기본적인 질문을했습니다. 뭔데? 무엇으로 만들어져 있나? 어떤 모양입니까? 이러한 질문은 여러 가지 이유로 대답하기 어려웠습니다.

20 세기는 망원경 기술에 큰 발전을 가져 왔습니다. 대형 광학, 라디오, 적외선 및 X- 선 망원경 (지상 망원경 및 궤도 우주 망원경 모두)을 통해 천문학 자들은 방대한 양의 먼지를 통해 멀리 우주를 들여다 볼 수있었습니다. 이 도구를 사용하면 은하수가 실제로 어떻게 생겼는지 모을 수 있습니다.

그들이 발견 한 것은 놀랍습니다.

은하수를 탐험하면서 발견의 여정을 따라 오십시오. 천문학 자들이 그 모양, 크기 및 구조를 어떻게 알아 냈는지 살펴 보겠습니다. 우리는 그 안의 별들이 어떻게 움직이는 지 그리고 은하수가 다른 은하들과 어떻게 비교되는지 살펴볼 것입니다.

내용

1. 초기 은하수 이론
2. 구상 성단과 나선 성운
3. 은하수는 어떤 모양입니까?
4. 은하수 구조
5. 은하수에는 몇 개의 별이 있습니까?

우리가 언급했듯이 갈릴레오는 은하수가 희미한 별들로 이루어져 있다는 것을 발견했지만 그 모양은 어떻습니까? 당신이 그 안에 있다면 어떤 것의 모양을 어떻게 알 수 있습니까? 1700 년대 후반에 천문학 자 William Herschel 경이이 질문에 답했습니다. Herschel은 은하수가 구체라면 모든 방향에서 수많은 별을 볼 수 있어야한다고 추론했습니다. 그래서 그와 그의 여동생 Caroline은 하늘의 600 개가 넘는 지역에서 별을 세었습니다. 그들은 은하수 띠 방향으로 위와 아래보다 더 많은 별이 있음을 발견했습니다. Herschel은 은하수가 원반 모양의 구조라고 결론지었습니다. 그리고 그는 원반을 따라 모든 방향에서 거의 같은 수의 별을 발견했기 때문에 태양이 원반의 중심 근처에 있다고 결론지었습니다.

1920 년경, Jacobus Kapetyn이라는 네덜란드 천문학자가 시차 기법을 사용하여 주변 별과 멀리 떨어진 별까지의 겉보기 거리를 측정했습니다. 시차는 별의 움직임을 측정하는 것과 관련이 있기 때문에 멀리 떨어진 별의 움직임을 근처의 별과 비교했습니다. 그는 은하수가 지름이 약 20 킬로 파섹 또는 65,000 광년 (1 킬로 파섹 = 3,260 광년) 인 원반이라고 결론지었습니다. Kapetyn은 또한 태양이 은하수의 중심에 있거나 그 근처에 있다고 결론지었습니다.

그러나 미래의 천문학 자들은 이러한 아이디어에 의문을 제기 할 것이며, 첨단 기술은 이론에 이의를 제기하고 더 정확한 측정을 내놓을 수 있도록 도울 것입니다.

별까지의 거리 측정

엄지 손가락을 팔 길이만큼 뻗은 다음 각 눈 을 보면서 번갈아 가다 보면 엄지 손가락이 배경에 대해 분명히 움직이거나 움직이는 것을 볼 수 있습니다. 이 이동을 시차 이동 이라고합니다 . 엄지 손가락을 코에 더 가까이 대고이 과정을 반복하면 이동이 더 커지는 것을 알 수 있습니다. 천문학 자들은이 동일한 기술을 사용하여 별까지의 거리를 측정 할 수 있습니다. 지구 로서태양을 공전하면 주어진 별의 위치가 다른 별의 배경에 따라 바뀝니다. 천문학 자들은 6 개월 간격으로 별의 사진을 비교함으로써 이동 정도를 측정하고 시차 각도 (시차 이동의 절반 = 세타 또는 Θ)를 얻을 수 있습니다. 천문학 자들은 시차 각도와 지구 궤도 반경 (R)을 알면 삼각법을 사용하여 별까지의 거리 (D)를 계산할 수 있습니다. D = R x 코탄젠트 (세타) 또는 D = RCotΘ. 시차 측정은 거리가 50 파섹 이하인 별에 대해 신뢰할 수 있습니다. 이보다 더 큰 거리의 경우 천문학자는 가변 별표 식을 찾아 광도-거리 관계를 사용해야합니다.

Kapetyn은 은하수 자신의 모델을 발표하는 시간의 주위에, 그의 동료 장님 매끈한는 유형 것으로 나타났습니다 스타 불리는 클러스터 구상 성단은 하늘에서 독특한 분포를했다. 은하수 대역 내에서 구상 성단은 거의 발견되지 않았지만 그 위아래에 많은 성단이있었습니다. 구상 성단의 분포를 매핑하고 성단 내의 가변 별표 마커와 광도-거리 관계를 사용하여 거리를 측정하기로 매끈하게 결정했습니다 (사이드 바 참조). 구상 성단이 구형 분포에서 발견되었으며 궁수 자리 근처에 집중되어 있음을 발견했습니다. 은하의 중심이 태양이 아니라 궁수 자리 근처에 있다고 매끈한 결론 그리고 은하수의 지름은 약 100 킬로 파섹이었다.

Shapely는 나선형 성운 (밤하늘에 보이는 희미한 빛 조각)의 본질에 대한 큰 논쟁에 참여했습니다 . 그는 그들이 "섬 우주"또는 은하수 밖의 은하라고 믿었습니다. 또 다른 천문학자인 히버 커티스는 나선 성운이 은하수의 일부라고 믿었습니다. 에드윈 허블이 세 페이드 변수를 관찰 한 결과 마침내 논쟁이 해결되었습니다. 성운은 실제로 은하수 밖에있었습니다.

그러나 질문은 여전히 ​​남아 있습니다. 은하수는 어떤 모양이며 그 안에 정확히 무엇이 존재 했습니까?

광도-거리 관계

전문 천문학 자와 아마추어 천문학 자 모두 망원경 끝에 광도계 나 전하 결합 장치 를 설치하여 별의 밝기를 측정 할 수 있습니다 . 별의 밝기와 별까지의 거리를 안다면 별이 내뿜는 에너지의 양 또는 광도 ( 광도 = 밝기 x 12.57 x (거리) ² )를 계산할 수 있습니다 . 반대로 별의 광도를 알고 있다면 지구와 의 거리를 계산할 수 있습니다 . RR Lyrae 및 Cepheid 변수와 같은 특정 별은 빛의 표준 역할을 할 수 있습니다. 이 별들은 정기적으로 밝기를 변경하며 광도는 밝기주기와 직접 관련이 있습니다.

구상 성단의 광도를 결정하기 위해 Shapely는 성단에있는 RR Lyrae 별의 밝기 기간을 측정했습니다. 광도를 알고 나면 지구로부터의 거리를 계산할 수있었습니다. 천문학 자 에드윈 허블 (Edwin Hubble)이 나선 성운이 은하수의 한계보다 더 멀다는 것을 확인하기 위해 세 페이드 변광성에 유사한 기술을 사용하는 방법에 대해서는 은하의 작동 원리를 참조하십시오 .

Edwin Hubble은 은하를 연구 하여 다양한 유형의 타원 및 나선 은하 로 분류했습니다 . 나선은하는 나선 팔을 가진 원반 모양이 특징이다. 은하수가 원반형이고 나선 은하가 원반형이기 때문에 우리 은하가 아마도 나선은 하일 것이라고 추론 할 수있었습니다.

1930 년대에 천문학 자 RJ Trumpler는 Kapetyn과 다른 사람들의 은하계 크기 추정치가 가시 파장의 관측에 의존했기 때문에 측정치가 틀렸다는 것을 깨달았습니다. Trumpler는 은하수 평면에있는 방대한 양의 먼지가 가시 파장의 빛을 흡수하여 멀리 떨어진 별 과 성단이 실제보다 어둡게 보이도록 만들었다 고 결론지었습니다 . 따라서 은하수 원반 내의 별과 성단을 정확하게 매핑하려면 천문학 자들이 먼지를 뚫을 수있는 방법이 필요합니다.

1950 년대에 최초의 전파 망원경 이 발명되었습니다. 천문학 자들은 수소 원자가 전파 파장에서 방사선을 방출하고 이러한 전파가 은하수의 먼지를 통과 할 수 있다는 것을 발견했습니다 . 그래서 은하수의 나선 팔을 그리는 것이 가능해졌습니다. 핵심은 거리 측정에 사용되는 것과 같은 마커 별이었습니다. 천문학 자들은 O 등급과 B 등급 별이 효과가 있다는 것을 발견했습니다. 이 별에는 몇 가지 기능이 있습니다.

천문학 자들은 전파 망원경을 사용하여이 O 및 B 별의 위치를 ​​정확하게 매핑하고 전파 스펙트럼의 도플러 이동을 사용하여 이동 속도를 결정할 수 있습니다. 많은 별들과 함께 이것을했을 때, 그들은 은하수 나선 팔의 결합 된 전파지도와 광학지도를 만들 수있었습니다. 각 팔은 그 안에 존재하는 별자리 이름을 따서 명명되었습니다.

천문학 자들은 은하 중심 주변의 물질의 움직임이 전기 믹서로 케이크 반죽을 휘젓는 것처럼 밀도 파 (고밀도 및 저밀도 영역)를 설정한다고 생각합니다 . 이 밀도 파는 은하계의 나선 특성을 유발하는 것으로 생각됩니다.

따라서 다양한 지상 및 우주 기반 망원경 으로 여러 파장 (라디오, 적외선, 가시 광선, 자외선, X 선 )으로 하늘을 조사함으로써 우리는 은하수에 대한 다양한 시각을 얻을 수 있습니다.

도플러 효과

트럭이 멀어짐에 따라 소방차 사이렌의 고음이 낮아지는 것처럼 별의 움직임은 우리가받는 빛 의 파장에 영향을 미칩니다 . 이 현상을 도플러 효과라고합니다. 별의 스펙트럼에서 선을 측정하고 표준 램프의 스펙트럼과 비교하여 도플러 효과를 측정 할 수 있습니다. 도플러 이동의 양은 별이 우리에 비해 얼마나 빨리 움직이는지를 알려줍니다. 또한 도플러 이동의 방향은 별의 움직임 방향을 알려줄 수 있습니다. 별의 스펙트럼이 파란색 끝으로 이동하면 별은 우리쪽으로 이동합니다. 스펙트럼이 빨간색 끝으로 이동하면 별이 우리에게서 멀어지는 것입니다.

Edwin Hubble의 분류 시스템에 따르면 은하수는 나선 은하 이지만 최근의 매핑 증거에 따르면 금지 된 나선은 하일 수 있습니다 . 은하수에는 2,000 억 개 이상의 별이 있습니다. 지름은 약 100,000 광년이고 태양 은 중심에서 약 28,000 광년 떨어져 있습니다. 은하수의 구조를 외부에서 본 것처럼 보면 다음과 같은 부분을 볼 수 있습니다.

이러한 모든 구성 요소는 핵 궤도를 돌며 중력에 의해 함께 고정됩니다 . 중력은 질량에 의존하기 때문에 은하 질량의 대부분은 은하 원반이나 원반 중심 근처에있을 것이라고 생각할 수 있습니다. 그러나 은하수와 다른 은하의 회전 곡선을 연구함으로써 천문학 자들은 대부분의 질량이 별이나 가스에서 발산되는 빛이 거의없는 은하의 바깥 부분 (후광과 같은)에 있다고 결론지었습니다.

은하수의 중력은 크고 작은 마젤란 구름 (포르투갈 탐험가 Ferdinand Magellan의 이름을 따서 명명 됨) 이라고 불리는 두 개의 작은 위성 은하에 작용합니다 . 그들은 은하수 평면 아래를 공전하며 남반구에서 볼 수 있습니다. 대 마젤란운은 지름이 약 70,000 광년이고 은하수에서 160,000 광년 떨어져 있습니다. 천문학 자들은 은하수가 궤도를 도는이 위성 은하에서 나오는 가스와 먼지를 실제로 빨아 들이고 있다고 생각합니다.

우리는 앞서 천문학 자들이 은하 의 질량 을 측정하여 은하수에있는 별 의 수를 추정했다고 언급했습니다 . 하지만 은하의 질량을 어떻게 측정합니까? 당신은 분명히 그것을 저울에 놓을 수 없습니다. 대신 궤도 운동을 사용합니다. Newton의 Kepler의 행성 운동 제 3 법칙, 원형 궤도에서 물체의 궤도 속도 및 약간의 대수 로부터 반지름이있는 원형 궤도 내에있는 질량 (M _r ) 의 양을 계산하는 방정식을 유도 할 수 있습니다. (아르 자형).

은하 들어, 태양 2.6 X (10)의 거리에 놓여 ²⁰ 미터 (28,000 광 년) 및 2.2 × 106의 공전 속도를 갖는 ⁵ 미터 / 초 (220km를 / S), 우리는 2 × 얻을 ⁽⁴⁹⁾ 킬로그램 내에있는 태양 의 궤도. 태양의 질량이 2 x 10 ³⁰ 이므로 궤도 내에 10 ¹¹ 또는 약 1000 억 개의 태양 질량 (태양과 같은 별) 이 있어야합니다 . 태양 궤도 밖에있는 은하수의 일부를 더하면 약 2,000 억 개의 별을 얻게됩니다.

조항

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