La via Lattea, dalla stella luminosa Sirio nell'angolo in alto a destra fino a Eta Carina, la nebulosa rossa visibile all'orizzonte, come si vede dalle Florida Keys. Guarda altre foto della Via Lattea. Tony Hallas/Fantascienza/Immagini Getty Uno sguardo al cielo notturno in qualsiasi periodo dell'anno rivelerà una debole fascia di luce che si estende nel cielo, o attraverso il centro o vicino all'orizzonte. Gli antichi greci videro questa fascia di luce e la chiamarono "galassie kuklos, " per "cerchio del latte". I romani la chiamavano la "Via Lattea". Galileo utilizzò i primi telescopi e determinò che la luce della Via Lattea proviene da miliardi di stelle deboli che ci circondano.
Per secoli, gli astronomi hanno posto molte domande di base sulla Via Lattea. Che cos'è? Di cosa è fatto? Che forma ha? A queste domande era difficile rispondere per diversi motivi.
Il XX secolo ha portato grandi progressi nella tecnologia dei telescopi. Ottica grande, Radio, infrarossi, e i telescopi a raggi X (sia telescopi spaziali terrestri che orbitanti) hanno permesso agli astronomi di scrutare attraverso le grandi quantità di polvere e lontano nello spazio. Con questi strumenti, potrebbero ricostruire l'aspetto della Via Lattea.
Quello che hanno scoperto è stato sorprendente:
Vieni a seguirci in un viaggio di scoperta mentre esploriamo la Via Lattea. Esamineremo come gli astronomi hanno capito la sua forma, dimensione e struttura. Vedremo come si muovono le stelle al suo interno e come la Via Lattea si confronta con le altre galassie.
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Come abbiamo accennato, Galileo scoprì che la Via Lattea è fatta di stelle deboli, ma per quanto riguarda la sua forma? Come puoi riconoscere la forma di qualcosa se ci sei dentro? Alla fine del 1700, l'astronomo Sir William Herschel ha rivolto questa domanda. Herschel pensava che se la Via Lattea fosse una sfera, dovremmo vedere numerose stelle in tutte le direzioni. Così, lui e sua sorella Caroline hanno contato le stelle in più di 600 aree del cielo. Hanno scoperto che c'erano più stelle nelle direzioni della fascia della Via Lattea che sopra e sotto. Herschel concluse che la Via Lattea era una struttura a forma di disco. E poiché ha trovato circa lo stesso numero di stelle in tutte le direzioni lungo il disco, concluse che il sole era vicino al centro del disco.
Intorno al 1920, un astronomo olandese di nome Jacobus Kapetyn misurò le distanze apparenti delle stelle vicine e remote usando la tecnica della parallasse. Poiché la parallasse implicava la misurazione dei movimenti delle stelle, confrontava i moti delle stelle lontane con quelle vicine. Concluse che la Via Lattea era un disco di circa 20 kiloparsec, o 65, 000 anni luce, di diametro (un kiloparsec =3, 260 anni luce). Kapetyn concluse anche che il sole era al centro o vicino alla Via Lattea.
Ma i futuri astronomi metterebbero in dubbio queste idee, e la tecnologia avanzata li aiuterebbe a contestare le teorie e a fornire misurazioni più accurate.
Misurare le distanze dalle stelleSe tieni il pollice alla distanza di un braccio e poi apri e chiudi alternativamente ogni occhio mentre lo guardi, vedrai che il tuo pollice apparentemente si muove o si sposta sullo sfondo. Questo spostamento è chiamato a spostamento di parallasse . Mentre avvicini il pollice al naso e ripeti il processo, dovresti notare che lo spostamento diventa più grande. Gli astronomi possono usare questa stessa tecnica per misurare le distanze dalle stelle. Mentre la Terra orbita intorno al sole, la posizione di una data stella cambia rispetto allo sfondo di altre stelle. Confrontando le fotografie della stella a intervalli di sei mesi, gli astronomi possono misurare il grado dello spostamento e ottenere l'angolo di parallasse (metà dello spostamento di parallasse =theta o Θ). Conoscendo l'angolo di parallasse e il raggio dell'orbita terrestre (R), gli astronomi possono calcolare la distanza dalla stella (D) usando la trigonometria:D =R x cotangente (theta) o D =RCotΘ. Le misurazioni della parallasse sono affidabili per stelle con distanze inferiori o uguali a 50 parsec. Per distanze maggiori di questa, gli astronomi devono trovare marcatori stellari variabili e utilizzare le relazioni luminosità-distanza.
Nel periodo in cui Kapetyn pubblicò il suo modello della Via Lattea, il suo collega Harlow Shapely ha notato che un tipo di ammasso stellare chiamato a ammasso globulare aveva una distribuzione unica nel cielo. Sebbene siano stati trovati pochi ammassi globulari all'interno della banda della Via Lattea, ce n'erano molti sopra e sotto. Shapely ha deciso di mappare la distribuzione degli ammassi globulari e misurare le loro distanze utilizzando marcatori stellari variabili all'interno degli ammassi e il rapporto luminosità-distanza (vedi barra laterale). Shapely ha scoperto che gli ammassi globulari sono stati trovati in una distribuzione sferica e concentrati vicino alla costellazione del Sagittario. Shapely concluse che il centro della galassia era vicino al Sagittario, non il sole, e che la Via Lattea aveva un diametro di circa 100 kiloparsec.
Shapely è stato coinvolto in un grande dibattito sulla natura di nebulose a spirale (deboli macchie di luce visibili nel cielo notturno). Credeva che fossero "universi insulari, " o galassie al di fuori della Via Lattea. Un altro astronomo, Heber Curtis, credeva che le nebulose a spirale facessero parte della Via Lattea. Le osservazioni di Edwin Hubble sulle variabili Cefeidi hanno finalmente risolto il dibattito:le nebulose erano davvero al di fuori della Via Lattea.
Ma le domande restavano. Che forma aveva la Via Lattea, e cosa esisteva esattamente al suo interno?
Relazione luminosità-distanzaAstronomi professionisti e dilettanti possono misurare la luminosità di una stella mettendo a fotometro o dispositivi ad accoppiamento di carica CCD all'estremità di un telescopio. Se conoscono la luminosità della stella e la distanza dalla stella, possono calcolare la quantità di energia che la stella emette, o la sua luminosità ( luminosità =luminosità x 12,57 x (distanza) 2 ). Al contrario, se conosci la luminosità di una stella, puoi calcolare la sua distanza dalla Terra. Alcune stelle, come le variabili RR Lyrae e Cefeide, possono fungere da standard di luce. Queste stelle cambiano regolarmente la loro luminosità e la luminosità è direttamente correlata al periodo del loro ciclo di luminosità.
Per determinare la luminosità degli ammassi globulari, Shapely ha misurato i periodi di luminosità delle stelle RR Lyrae negli ammassi. Una volta che conobbe le luminosità, poteva calcolare le loro distanze dalla Terra. Guarda Come funzionano le galassie per vedere come l'astronomo Edwin Hubble ha usato una tecnica simile con le stelle variabili Cefeidi per determinare che le nebulose a spirale erano più lontane dei limiti della Via Lattea.
Per saperne di più
Immagine per gentile concessione della NASA Edwin Hubble ha studiato le galassie e le ha classificate in vari tipi di ellittica e galassie a spirale . Le galassie a spirale erano caratterizzate da forme a disco con bracci a spirale. Era logico che, poiché la Via Lattea era a forma di disco e poiché le galassie a spirale erano a forma di disco, la Via Lattea era probabilmente una galassia a spirale.
Negli anni '30, l'astronomo R. J. Trumpler si rese conto che le stime delle dimensioni della Via Lattea di Kapetyn e altri erano sbagliate perché le misurazioni si erano basate su osservazioni nelle lunghezze d'onda visibili. Trumpler concluse che le grandi quantità di polvere nel piano della Via Lattea assorbivano la luce nelle lunghezze d'onda visibili e facevano apparire le stelle e gli ammassi lontani più deboli di quanto non fossero in realtà. Perciò, mappare con precisione stelle e ammassi stellari all'interno del disco della Via Lattea, gli astronomi avrebbero bisogno di un modo per sbirciare attraverso la polvere.
Negli anni Cinquanta, il primo Radio telescopi sono stati inventati. Gli astronomi hanno scoperto che gli atomi di idrogeno emettevano radiazioni nelle lunghezze d'onda radio e che queste onde radio potevano penetrare nella polvere della Via Lattea. Così, divenne possibile mappare i bracci a spirale della Via Lattea. La chiave erano le stelle marcatrici come quelle usate nelle misurazioni della distanza. Gli astronomi hanno scoperto che le stelle di classe O e B funzionerebbero. Queste stelle avevano diverse caratteristiche:
Gli astronomi potrebbero utilizzare i radiotelescopi per mappare con precisione le posizioni di queste stelle O e B e utilizzare gli spostamenti Doppler dello spettro radio per determinare le loro velocità di movimento. Quando hanno fatto questo con molte stelle, sono stati in grado di produrre mappe radio e ottiche combinate dei bracci a spirale della Via Lattea. Ogni braccio prende il nome dalle costellazioni che esistono al suo interno.
Gli astronomi pensano che il movimento del materiale attorno al centro galattico si stabilizzi onde di densità (aree ad alta e bassa densità), proprio come si vede quando si mescola l'impasto della torta con un mixer elettrico. Si pensa che queste onde di densità causino la natura a spirale della galassia.
Così, esaminando il cielo in più lunghezze d'onda (radio, infrarossi, visibile, ultravioletto, raggi X) con vari telescopi terrestri e spaziali, possiamo ottenere diversi punti di vista della Via Lattea.
L'effetto DopplerProprio come il suono acuto della sirena di un camion dei pompieri si abbassa quando il camion si allontana, il movimento delle stelle influenza le lunghezze d'onda della luce che riceviamo da loro. Questo fenomeno è chiamato effetto Doppler. Possiamo misurare l'effetto Doppler misurando le linee nello spettro di una stella e confrontandole con lo spettro di una lampada standard. L'entità dello spostamento Doppler ci dice quanto velocemente si sta muovendo la stella rispetto a noi. Inoltre, la direzione dello spostamento Doppler può dirci la direzione del movimento della stella. Se lo spettro di una stella è spostato verso l'estremità blu, la stella si muove verso di noi; se lo spettro è spostato verso l'estremità rossa, la stella si sta allontanando da noi.
2008 Come funzionano le cose Secondo il sistema di classificazione di Edwin Hubble, la Via Lattea è una galassia a spirale, sebbene prove di mappatura più recenti indichino che potrebbe essere un galassia a spirale barrata . La Via Lattea ha più di 200 miliardi di stelle. Sono circa 100, 000 anni luce di diametro, e il sole si trova a circa 28, 000 anni luce dal centro. Se osserviamo la struttura della Via Lattea come apparirebbe dall'esterno, possiamo vedere le seguenti parti:
Tutti questi componenti orbitano attorno al nucleo e sono tenuti insieme dalla gravità. Poiché la gravità dipende dalla massa, potresti pensare che la maggior parte della massa di una galassia si trovi nel disco galattico o vicino al centro del disco. Però, studiando le curve di rotazione della Via Lattea e di altre galassie, gli astronomi hanno concluso che la maggior parte della massa si trova nelle porzioni esterne della galassia (come l'alone), dove c'è poca luce emessa da stelle o gas.
La gravità della Via Lattea agisce su due galassie satelliti più piccole chiamate Grandi e piccole nuvole di Magellano (dal nome di Ferdinando Magellano, l'esploratore portoghese). Orbitano al di sotto del piano della Via Lattea e sono visibili nell'emisfero australe. La Grande Nube di Magellano è di circa 70, 000 anni luce di diametro e 160, 000 anni luce di distanza dalla Via Lattea. Gli astronomi pensano che la Via Lattea stia effettivamente sottraendo gas e polvere da queste galassie satellitari mentre orbitano.
È complicato, ma puoi usare la versione di Newton della Terza Legge di Keplero per capire quante stelle ci sono nella Via Lattea. E.L. Wright (UCLA), Il progetto COBE, DIRBA, NASA Abbiamo detto prima che gli astronomi hanno stimato il numero di stelle nella Via Lattea dalle misurazioni della massa della galassia. Ma come si misura la massa di una galassia? Ovviamente non puoi metterlo su una bilancia. Anziché, usi il suo moto orbitale. Dalla versione di Newton di La terza legge del moto planetario di Keplero, la velocità orbitale di un oggetto in orbita circolare, e un po' di algebra, puoi derivare un'equazione per calcolare la quantità di massa (M R ) che si trova all'interno di qualsiasi orbita circolare di raggio (r).
Per la Via Lattea, il sole si trova a una distanza di 2,6 x 10 20 metri (28, 000 anni luce) e ha una velocità orbitale di 2,2 x 10 5 metri/secondo (220 km/s), otteniamo che 2 x 10 49 kg si trova all'interno dell'orbita del sole. Poiché la massa del sole è 2 x 10 30 , allora ci devono essere 10 11 , o circa 100 miliardi, masse solari (stelle simili al sole) all'interno della sua orbita. Quando aggiungiamo la porzione della Via Lattea che si trova al di fuori dell'orbita del sole, otteniamo circa 200 miliardi di stelle.
