Galassia della Via Lattea , grande sistema a spirale composto da diverse centinaia di miliardi stelle , uno dei quali è il Sole . Prende il nome dalla Via Lattea, la banda luminosa irregolare di stelle e nubi di gas che si estende nel cielo visto dalla Terra. Sebbene la Terra si trovi bene all'interno della Via Lattea (a volte chiamata semplicemente Galassia), gli astronomi non hanno una comprensione completa della sua natura come quella di alcuni sistemi stellari esterni. Uno spesso strato di polvere interstellare oscura gran parte della Galassia dal controllo ottico telescopi , e gli astronomi possono determinarne la struttura su larga scala solo con l'ausilio di radio e telescopi infrarossi, in grado di rilevare le forme di radiazione che penetrano nella materia oscurante.
Via Lattea La Via Lattea vista dalla Terra. Dirk Hoppe
Via Lattea La Via Lattea vista di notte da Tuolumne Meadows, Yosemite National Park, California. Rick Whitacre/Shutterstock.com
Questo articolo discute la struttura, le proprietà e le parti componenti della Via Lattea. Per una discussione completa del cosmico universo di cui la Galassia è solo una piccola parte, vedere cosmologia. Per il sistema stellare all'interno della Galassia che è la casa della Terra, vedere sistema solare .
Via Lattea La Via Lattea nel cielo notturno. iStockphoto/Thinkstock
Anche se la maggior parte stelle nella Galassia esistono sia come stelle singole come il Sole che come stelle doppie, ce ne sono molte cospicua gruppi e ammassi di stelle che contengono da decine a migliaia di membri. Questi oggetti possono essere suddivisi in tre tipi: ammassi globulari, ammassi aperti e associazioni stellari. Differiscono principalmente per età e numero di stelle membri.
Gli ammassi stellari più grandi e massicci sono gli ammassi globulari, così chiamati a causa del loro aspetto approssimativamente sferico. La Galassia contiene più di 150 ammassi globulari (il numero esatto è incerto a causa dell'oscuramento da parte della polvere nella banda della Via Lattea, che probabilmente impedisce di vedere alcuni ammassi globulari). Sono disposti in un alone quasi sferico attorno alla Via Lattea, con relativamente pochi verso il piano galattico ma una forte concentrazione verso il centro. La distribuzione radiale, se tracciata in funzione della distanza dal centro galattico, corrisponde a un'espressione matematica di forma identica a quella che descrive la distribuzione stellare nelle galassie ellittiche.
ammasso globulare M80 L'ammasso globulare M80 (noto anche come NGC 6093) in un'immagine ottica presa dal telescopio spaziale Hubble. M80 si trova a 28.000 anni luce dalla Terra e contiene centinaia di migliaia di stelle. L'Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)
Gli ammassi globulari sono oggetti estremamente luminosi. La loro luminosità media è l'equivalente di circa 25.000 Soli. I più luminosi sono 50 volte più luminosi. Le masse degli ammassi globulari, misurate determinando la dispersione nelle velocità delle singole stelle, vanno da poche migliaia a più di 1.000.000 di masse solari. Gli ammassi sono molto grandi, con diametri che misurano da 10 a 300 anni luce. La maggior parte degli ammassi globulari è altamente concentrata al centro, con distribuzioni stellari che assomigliano a sfere di gas isotermiche con un taglio che corrisponde agli effetti di marea della Galassia. Un modello preciso di distribuzione stellare all'interno di un ammasso può essere derivato da stellare dinamica , che tiene conto dei tipi di orbite che le stelle hanno nell'ammasso, degli incontri tra queste stelle membri e degli effetti delle influenze esterne. L'astronomo americano Ivan R. King, per esempio, derivò dinamico modelli che si adattano molto da vicino alle distribuzioni stellari osservate. Trova che la struttura di un ammasso può essere descritta in termini di due numeri: (1) il raggio del nucleo, che misura il grado di concentrazione al centro, e (2) il raggio di marea, che misura il limite delle densità delle stelle al bordo del grappolo.
Una caratteristica distintiva chiave degli ammassi globulari nella Galassia è la loro vecchiaia uniforme. Determinate confrontando la popolazione stellare degli ammassi globulari con i modelli evolutivi stellari, le età di tutti quelli finora misurati vanno da 11 a 13 miliardi di anni. Sono gli oggetti più antichi della Galassia e quindi devono essere stati tra i primi formati. Che questo fosse il caso è indicato anche dal fatto che gli ammassi globulari tendono ad avere quantità molto più piccole di elementi pesanti rispetto alle stelle nel piano della Galassia, ad esempio il Sole. Composto da stelle appartenenti all'estrema Popolazione II ( vedi sotto Stelle e popolazioni stellari ), così come le stelle dell'alone ad alta latitudine, questi assemblaggi quasi sferici si sono formati apparentemente prima che il materiale della Galassia si appiattisse nell'attuale disco sottile. Con l'evoluzione delle loro stelle componenti, hanno ceduto parte del loro gas allo spazio interstellare. Questo gas è stato arricchito negli elementi pesanti (cioè elementi più pesanti dell'elio) prodotti nelle stelle durante le fasi successive della loro evoluzione, così che il gas interstellare nella Galassia viene continuamente modificato. L'idrogeno e l'elio sono sempre stati i principali costituenti , ma gli elementi pesanti sono gradualmente cresciuti di importanza. L'attuale gas interstellare contiene elementi più pesanti dell'elio a un livello di circa il 2% in massa, mentre gli ammassi globulari contengono solo lo 0,02% degli stessi elementi.
Ammassi più piccoli e meno massicci degli ammassi globulari si trovano nel piano della Galassia mescolati con la maggior parte degli ammassi globulari stelle , compreso il Sole . Questi oggetti sono gli ammassi aperti, così chiamati perché hanno generalmente un aspetto più aperto e sciolto rispetto ai tipici ammassi globulari.
ammasso aperto NGC 290 Ammasso aperto NGC 290, visto dal telescopio spaziale Hubble. Agenzia Spaziale Europea e NASA
Gli ammassi aperti sono distribuiti nella Galassia in modo molto simile alle giovani stelle. Sono altamente concentrati lungo il piano della Galassia e diminuiscono lentamente di numero verso l'esterno dal suo centro. La distribuzione su larga scala di questi ammassi non può essere appresa direttamente perché la loro esistenza nel piano della Via Lattea significa che la polvere oscura quelli che sono più di qualche migliaio anni luce dal sole. Di analogia con ammassi aperti in galassie esterne simili alla Galassia, si suppone che seguano la distribuzione generale di integrato luce nella Galassia, tranne per il fatto che probabilmente ce ne sono meno nelle aree centrali. Ci sono alcune prove che gli ammassi aperti più giovani sono più densamente concentrati nei bracci a spirale della Galassia, almeno nelle vicinanze del Sole dove possono essere individuati questi bracci.
Gli ammassi aperti più luminosi sono considerevolmente più deboli degli ammassi globulari più luminosi. Il picco di luminosità assoluta sembra essere circa 50.000 volte la luminosità del Sole, ma la più grande percentuale di ammassi aperti conosciuti ha una luminosità equivalente a 500 luminosità solari. Le masse possono essere determinate dalla dispersione nelle velocità misurate dei singoli membri stellari degli ammassi. La maggior parte degli ammassi aperti ha piccole masse dell'ordine di 50 masse solari. La loro popolazione totale di stelle è piccola, da decine a qualche migliaio.
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Gli ammassi aperti hanno diametri da soli 2 o 3 a circa 20 anni luce, con la maggior parte di diametro inferiore a 5 anni luce. Nella struttura sembrano molto diversi dagli ammassi globulari, sebbene possano essere compresi in termini di modelli dinamici simili. La differenza strutturale più importante è la loro piccola massa totale e la relativa scioltezza, che derivano dai loro raggi del nucleo relativamente grandi. Queste due caratteristiche hanno conseguenze disastrose per quanto riguarda il loro destino finale, perché gli ammassi aperti non sono sufficientemente legati gravitazionalmente per essere in grado di resistere agli effetti dirompenti delle maree nella Galassia ( vedere ammasso stellare: ammassi aperti). A giudicare dal campione di ammassi aperti entro 3.000 anni luce dal Sole, solo la metà di essi può resistere a tali forze di marea per oltre 200 milioni di anni e solo il 2% ha un'aspettativa di vita di 1 miliardo di anni.
Le età misurate dei cluster aperti concordano con le conclusioni che sono state raggiunte sulle loro aspettative di vita. Tendono ad essere oggetti giovani; solo pochi sono noti per superare 1 miliardo di anni di età. La maggior parte ha meno di 200 milioni di anni e alcuni hanno 1 o 2 milioni di anni. Le età degli ammassi aperti sono determinate confrontando la loro appartenenza stellare con i modelli teorici dell'evoluzione stellare. Perché tutte le stelle di un ammasso hanno quasi la stessa età e la stessa sostanza chimica composizione , le differenze tra le stelle membri sono interamente il risultato delle loro diverse masse. Col passare del tempo dopo la formazione di un ammasso, le stelle massicce, che si evolvono più velocemente, scompaiono gradualmente dall'ammasso, diventando stelle nane bianche o altri resti stellari poco luminosi. I modelli teorici degli ammassi mostrano come questo effetto modifichi il contenuto stellare nel tempo e i confronti diretti con gli ammassi reali forniscono età affidabili per loro. Per fare questo confronto, gli astronomi usano un diagramma (il diagramma colore-magnitudine) che traccia le temperature delle stelle rispetto alla loro luminosità. I diagrammi colore-magnitudine sono stati ottenuti per più di 1.000 ammassi aperti e l'età è quindi nota per questo grande campione.
Poiché gli ammassi aperti sono per lo più oggetti giovani, hanno sostanze chimiche composizioni che corrispondono all'arricchito ambiente da cui si sono formati. La maggior parte di loro sono come il Sole nella loro abbondanza di elementi pesanti, e alcuni sono anche più ricchi. Ad esempio, le Iadi, che compongono uno degli ammassi più vicini, hanno un'abbondanza di elementi pesanti quasi doppia rispetto al Sole. Negli anni '90 è stato possibile scoprire ammassi aperti molto giovani che in precedenza erano stati completamente nascosti in regioni profonde e polverose. Usando infrarossi rivelatori di array, gli astronomi hanno scoperto che molte nubi molecolari contenevano gruppi di stelle molto giovani che si erano appena formati e, in alcuni casi, si stavano ancora formando.
Anche più giovani degli ammassi aperti, le associazioni stellari sono raggruppamenti molto sciolti di giovani stelle che condividono un luogo e un'ora di origine comuni ma che generalmente non sono abbastanza strettamente legati insieme gravitazionalmente da formare un ammasso stabile. Le associazioni stellari sono strettamente limitate al piano della Galassia e appaiono solo nelle regioni del sistema in cui si sta verificando la formazione stellare, in particolare nei bracci a spirale. Sono oggetti molto luminosi. I più brillanti sono anche più luminosi degli ammassi globulari più luminosi, ma non perché contengono più stelle; invece è il risultato del fatto che loro costituire le stelle sono molto più luminose delle stelle costituendo ammassi globulari. Le stelle più luminose nelle associazioni stellari sono stelle molto giovani dei tipi spettrali O e B. Hanno una luminosità assoluta brillante come qualsiasi stella della Galassia, dell'ordine di un milione di volte la luminosità del Sole. Tali stelle hanno una vita molto breve, che dura solo pochi milioni di anni. Con stelle luminose di questo tipo non è necessario che siano molte per formare un raggruppamento molto luminoso e cospicuo. Le masse totali delle associazioni stellari ammontano a poche centinaia di masse solari, con una popolazione di stelle nell'ordine delle centinaia o, in alcuni casi, delle migliaia.
Le dimensioni delle associazioni stellari sono grandi; il diametro medio di quelli della Galassia è di circa 250 anni luce . Sono così grandi e strutturati in modo lasco che la loro auto-gravitazione è insufficiente a tenerli insieme, e nel giro di pochi milioni di anni i membri si disperdono nello spazio circostante, diventando stelle separate e non collegate nel campo galattico.
Questi oggetti sono organizzazioni di stelle che condividono movimenti misurabili comuni. A volte questi non formano un cluster evidente. Questa definizione consente di applicare il termine a una serie di oggetti, dai più vicini ammassi gravitazionali ai gruppi di stelle ampiamente diffuse senza un'apparente identità gravitazionale, che vengono scoperti solo cercando nei cataloghi le stelle di moto comune. Tra i più noti dei gruppi in movimento c'è le Iadi nel costellazione Toro. Conosciuto anche come l'ammasso mobile del Toro o il flusso del Toro, questo sistema comprende l'ammasso relativamente denso delle Iadi insieme ad alcuni membri molto distanti. Contiene un totale di circa 350 stelle, incluse diverse nane bianche. Il suo centro si trova a circa 150 anni luce di distanza. Altri importanti gruppi stellari in movimento includono i gruppi dell'Orsa Maggiore, dello Scorpione-Centauro e delle Pleiadi. Oltre a queste organizzazioni remote, i ricercatori hanno osservato quelli che sembrano essere gruppi di stelle ad alta velocità vicino al Sole. Uno di questi, chiamato gruppo Groombridge 1830, è costituito da un certo numero di subnane e dalla stella RR Lyrae , da cui prendono il nome le variabili RR Lyrae.
Pleiadi Nebulosità brillante nelle Pleiadi (M45, NGC 1432), distanza 490 anni luce. Le stelle a grappolo forniscono la luce e le nuvole di polvere circostanti riflettono e disperdono i raggi delle stelle. Per gentile concessione di Palomar Observatory/California Institute of Technology
I recenti progressi nello studio dei gruppi in movimento hanno avuto un impatto sull'indagine della storia cinematica delle stelle e sulla calibrazione assoluta della scala delle distanze della Galassia. I gruppi in movimento si sono rivelati particolarmente utili rispetto a quest'ultimo perché la loro comunanza di movimento consente agli astronomi di determinare con precisione (per gli esempi più vicini) la distanza di ogni singolo membro. Insieme alle stelle parallasse vicine, le parallasse dei gruppi in movimento forniscono la base per la scala delle distanze galattiche. Gli astronomi hanno trovato l'ammasso in movimento delle Iadi adatto al loro scopo: è abbastanza vicino da consentire l'applicazione affidabile del metodo e ha membri sufficienti per dedurre un'età precisa.
Uno dei problemi di base dell'utilizzo dei gruppi in movimento per la determinazione della distanza è la selezione dei membri. Nel caso delle Iadi, questo è stato fatto con molta attenzione, ma non senza notevoli controversie. I membri di un gruppo in movimento (e la sua effettiva esistenza) sono stabiliti dal grado in cui i loro movimenti definiscono un punto comune di convergenza nel cielo. Una tecnica consiste nel determinare le coordinate dei poli dei cerchi massimi definiti dai moti propri e dalle posizioni delle singole stelle. Le posizioni dei poli definiranno un cerchio massimo, e uno dei suoi poli sarà il punto di convergenza per il gruppo in movimento. L'appartenenza delle stelle può essere stabilita da criteri applicato alle distanze dei poli di moto proprio delle singole stelle dal cerchio massimo medio. L'attendibilità dell'esistenza del gruppo stesso può essere misurata dalla dispersione dei punti del cerchio massimo rispetto alla loro media.
Poiché le velocità radiali non saranno state utilizzate per la selezione preliminare delle aste, possono essere successivamente esaminate per eliminare ulteriori non aste. L'elenco finale dei membri dovrebbe contenere solo pochissimi non membri, quelli che sembrano essere d'accordo con la mozione del gruppo a causa di errori di osservazione o quelli che condividono la mozione del gruppo al momento ma non sono storicamente collegati al gruppo.
Le distanze delle singole stelle in un gruppo in movimento possono essere determinate se si conoscono le loro velocità radiali e i loro moti propri ( vedi sotto Moti stellari ) e se viene determinata l'esatta posizione del radiante. Se la distanza angolare di una stella dal radiante è e se la velocità dell'ammasso nel suo insieme rispetto al Sole è V , quindi la velocità radiale della stella, V r , è V r = V cos .La velocità trasversale (o tangenziale), T , è dato da T = V sin = 4,74 μ / p dove p è la parallasse della stella in secondi d'arco. Quindi, la parallasse di una stella è data da p = 4,74 μ culla / V r .
La chiave per ottenere distanze affidabili con questo metodo è individuare il punto di convergenza del gruppo nel modo più accurato possibile. Le varie tecniche utilizzate (ad esempio il metodo di Charlier) sono in grado di offrire un'elevata precisione, a condizione che le misurazioni stesse siano prive di errori sistematici. Per il gruppo in movimento del Toro, ad esempio, è stato stimato che l'accuratezza per le stelle meglio osservate è dell'ordine del 3% nella parallasse, escludendo eventuali errori dovuti a problemi sistematici nei moti propri. Precisioni di questo ordine non erano possibili con altri mezzi fino a quando il telescopio spaziale Hipparcos non è stato in grado di misurare parallassi stellari altamente precisi per migliaia di singole stelle.
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Una componente cospicua della Galassia è la raccolta di oggetti gassosi grandi, luminosi e diffusi generalmente chiamati nebulose . I più brillanti di questi oggetti simili a nuvole sono le nebulose a emissione, grandi complessi di gas interstellare e stelle in cui il gas esiste in uno stato ionizzato ed eccitato (con gli elettroni degli atomi eccitati a un livello di energia superiore al normale). Questa condizione è prodotta dalla forte luce ultravioletta emessa dal molto luminoso, caldo stelle incorporato nel gas. Poiché le nebulose a emissione sono costituite quasi interamente da idrogeno ionizzato, vengono solitamente indicate come regioni H II.
Nebulosa di Orione (M42) Centro della Nebulosa di Orione (M42). Gli astronomi hanno identificato circa 700 giovani stelle in quest'area di 2,5 anni luce. Hanno anche rilevato oltre 150 dischi protoplanetari, o proplyds, che si ritiene siano sistemi solari embrionali che alla fine formeranno pianeti. Queste stelle e proplyds generano la maggior parte della luce della nebulosa. Questa immagine è un mosaico che combina 45 immagini scattate dal telescopio spaziale Hubble. NASA, CR O'Dell e S.K. Wong (Università del riso)
Le regioni H II si trovano nel piano della Galassia mescolate a giovani stelle, associazioni stellari e il più giovane degli ammassi aperti. Sono aree in cui si sono formate di recente stelle molto massicce e molte contengono gas, polvere e complessi molecolari non condensati comunemente associati alla formazione stellare in corso. Le regioni H II sono concentrate nei bracci a spirale della Galassia, sebbene alcuni esistano tra i bracci. Molti di loro si trovano a distanze intermedie dal centro della Via Lattea, con il maggior numero che si verifica a una distanza di 10.000 anni luce. Quest'ultimo fatto può essere accertato anche se le regioni H II non possono essere viste chiaramente oltre qualche migliaio di anni luce dal Sole. Emettono radiazioni radio di tipo caratteristico, con uno spettro termico che indica che le loro temperature sono di circa 10.000 kelvin. Questa radiazione radio termica consente agli astronomi di mappare la distribuzione delle regioni H II in parti lontane della Galassia.
Le regioni H II più grandi e luminose della Galassia rivaleggiano con gli ammassi stellari più luminosi in termini di luminosità totale. Anche se la maggior parte della radiazione visibile è concentrata in poche righe di emissione discrete, la luminosità apparente totale della più brillante è l'equivalente di decine di migliaia di luminosità solari. Queste regioni H II sono anche di notevoli dimensioni, con diametri di circa 1.000 anni luce. Più tipicamente, le regioni H II comuni come la Nebulosa di Orione hanno un diametro di circa 50 anni luce. Contengono gas che ha una massa totale che va da una o due masse solari fino a diverse migliaia. Le regioni H II sono costituite principalmente da idrogeno, ma contengono anche quantità misurabili di altri gas. L'elio è il secondo in abbondanza e grandi quantità di carbonio , azoto , e si verificano anche ossigeno. Prove preliminari indicano che il rapporto tra l'abbondanza degli elementi più pesanti tra i gas rilevati e l'idrogeno diminuisce verso l'esterno dal centro della Galassia, una tendenza che è stata osservata in altre galassie a spirale.
Le nubi gassose note come nebulose planetarie sono solo superficialmente simili ad altri tipi di nebulose. Così chiamate perché le varietà più piccole assomigliano quasi ai dischi planetari se viste attraverso un telescopio, le nebulose planetarie rappresentano uno stadio alla fine del ciclo di vita stellare piuttosto che uno all'inizio. La distribuzione di tali nebulose nella Galassia è diversa da quella delle regioni H II. Le nebulose planetarie appartengono a una popolazione intermedia e si trovano in tutto il disco e nell'alone interno. Ci sono più di 1.000 nebulose planetarie conosciute nella Galassia, ma altre potrebbero essere trascurate a causa dell'oscuramento nella regione della Via Lattea.
Nebulosa occhio di gatto Immagine composita della nebulosa occhio di gatto (NGC 6543), che combina tre immagini scattate dal telescopio spaziale Hubble. Questa nebulosa planetaria ha una struttura insolitamente complicata, con gusci concentrici (visti come anelli luminosi), getti (le proiezioni in alto a sinistra e in basso a destra) e una serie di dettagli che suggeriscono interazioni complesse di onde d'urto. J.P. Harrington e K.J. Borkowski (Università del Maryland) e NASA
Un altro tipo di nebuloso L'oggetto trovato nella Galassia è il residuo del gas espulso da una stella in esplosione che forma un'a supernova . Occasionalmente questi oggetti assomigliano a nebulose planetarie, come nel caso della Nebulosa del Granchio, ma differiscono da quest'ultima in tre modi: (1) la massa totale del loro gas (interessano una massa maggiore, essenzialmente tutta la massa del stella che esplode), (2) la loro cinematica (si espandono con velocità maggiori) e (3) la loro vita (durano per un tempo più breve come nebulose visibili). I resti di supernova più noti sono quelli risultanti da tre supernovae storicamente osservate: quella del 1054, che fece della Nebulosa del Granchio il suo resto; quella del 1572, detta Nova di Tycho; e quella del 1604, detta Nova di Keplero. Questi oggetti e molti altri simili nella Galassia vengono rilevati a lunghezze d'onda radio. Rilasciano energia radio in uno spettro quasi piatto a causa dell'emissione di radiazioni da parte di particelle cariche che si muovono a spirale quasi alla velocità della luce in un campo magnetico invischiato nel residuo gassoso. La radiazione generata in questo modo è chiamata radiazione di sincrotrone ed è associata a vari tipi di fenomeni cosmici violenti oltre ai resti di supernova, come, ad esempio, le radiogalassie.
Nebulosa del Granchio La Nebulosa del Granchio, che si è formata dall'esplosione di una supernova registrata nel 1054. Questa immagine è stata realizzata combinando due dozzine di esposizioni del telescopio spaziale Hubble. NASA/ESA/STScI/AURA
Le nubi di polvere della Galassia sono strettamente limitate al piano della Via Lattea, sebbene sia possibile rilevare polvere di densità molto bassa anche vicino ai poli galattici. Le nuvole di polvere oltre i 2.000-3.000 anni luce dal Sole non possono essere rilevate otticamente, perché le nuvole di polvere e lo strato di polvere generale oscurano le viste più distanti. Sulla base della distribuzione delle nubi di polvere in altre galassie, si può concludere che sono spesso più evidenti all'interno dei bracci a spirale, specialmente lungo il bordo interno di quelli ben definiti. Le nubi di polvere meglio osservate vicino al Sole hanno masse di diverse centinaia di masse solari e dimensioni che vanno da un massimo di circa 200 anni luce a una frazione di anno luce. Il più piccolo tende ad essere il più denso, forse in parte a causa dell'evoluzione: quando un complesso di polvere si contrae, diventa anche più denso e più opaco . Le nubi di polvere più piccole sono i cosiddetti globuli di Bok, dal nome dell'astronomo americano olandese Bart J. Bok; questi oggetti hanno un diametro di circa un anno luce e hanno masse di 1-20 masse solari.
Nebulosa Aquila La Nebulosa Aquila. Le stelle si stanno formando in questa colonna di polvere fredda e gas, lunga 9,5 anni luce. NASA, ESA e The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
NGC 4013 NGC 4013, una galassia a spirale, che ha una striscia di polvere prominente come la Via Lattea, in un'immagine presa dal telescopio spaziale Hubble. NASA e The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Informazioni più complete sulla polvere nella Galassia provengono da infrarossi osservazioni. Mentre gli strumenti ottici possono rilevare la polvere quando oscura oggetti più distanti o quando è illuminato da stelle molto vicine, i telescopi a infrarossi sono in grado di registrare la radiazione a lunga lunghezza d'onda emessa dalle stesse nubi di polvere fredda. Un'indagine completa del cielo a lunghezze d'onda infrarosse effettuata nei primi anni '80 da un osservatorio orbitante senza equipaggio, l'Infrared Astronomical Satellite (IRAS), ha rivelato un gran numero di dense nubi di polvere nella Via Lattea. Vent'anni dopo lo Spitzer Space Telescope, con una maggiore sensibilità, una maggiore copertura della lunghezza d'onda e una migliore risoluzione, ha mappato molti complessi di polvere nella Via Lattea. In alcune è stato possibile osservare ammassi stellari massicci ancora in fase di formazione.
Spesse nubi di polvere nella Via Lattea possono essere studiate con un altro mezzo. Molti di questi oggetti contengono quantità rilevabili di molecole che emettono radiazioni radio a lunghezze d'onda che ne consentono l'identificazione e l'analisi. Più di 50 molecole diverse, tra cui monossido di carbonio e formaldeide , e radicali sono stati rilevati nelle nuvole di polvere.
Le stelle della Galassia, specialmente lungo la Via Lattea, rivelano la presenza di un mezzo interstellare generale e onnipervadente per il modo in cui svaniscono gradualmente con la distanza. Ciò si verifica principalmente a causa della polvere interstellare, che oscura e arrossa la luce delle stelle. In media, le stelle vicine al Sole sono oscurate di un fattore due ogni 3000 anni luce. Quindi, una stella che si trova a 6.000 anni luce di distanza nel piano della Galassia apparirà quattro volte più debole di quanto sarebbe altrimenti se non fosse per la polvere interstellare.
l'operazione barbarossa nel 1941 fu il codice per il
Nebulosa Testa di Cavallo Nebulosa Testa di Cavallo. Osservatorio anglo-australiano
centro della Via Lattea Regioni centrali della Via Lattea. L'immagine a sinistra è in luce visibile e l'immagine a destra è a infrarossi; la marcata differenza tra le due immagini mostra come la radiazione infrarossa possa penetrare la polvere galattica. L'immagine a infrarossi fa parte del Two Micron All Sky Survey (2MASS), un'indagine dell'intero cielo a luce infrarossa. Atlas Immagine mosaico per gentile concessione di Howard McCallon e Gene Kopan di 2MASS Project/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF
Un altro modo in cui gli effetti della polvere interstellare diventano evidenti è attraverso la polarizzazione della luce stellare di fondo. La polvere è in una certa misura allineata nello spazio, e ciò si traduce in un assorbimento selettivo tale che esiste un piano di vibrazione preferito per le onde luminose. I vettori elettrici tendono a giacere preferenzialmente lungo il piano galattico, sebbene ci siano aree in cui la distribuzione è più complicata. È probabile che la polarizzazione derivi dal fatto che i grani di polvere sono parzialmente allineati dal galattico campo magnetico . Se i granelli di polvere sono paramagnetici in modo da agire in qualche modo come un magnete, allora il campo magnetico generale, sebbene molto debole, può nel tempo allineare i grani con i loro brevi assi nella direzione del campo. Di conseguenza, le direzioni di polarizzazione per stelle in diverse parti del cielo consentono di tracciare la direzione del campo magnetico nella Via Lattea.
La polvere è accompagnata da gas, che viene disperso sottilmente tra le stelle, riempiendo lo spazio tra di esse. Questo gas interstellare è costituito principalmente da idrogeno nella sua forma neutra. I radiotelescopi possono rilevare l'idrogeno neutro perché emette radiazioni a una lunghezza d'onda di 21 cm. Tale lunghezza d'onda radio è abbastanza lunga da penetrare la polvere interstellare e quindi può essere rilevata da tutte le parti della Galassia. La maggior parte di ciò che gli astronomi hanno appreso sulla struttura su larga scala e sui movimenti della Galassia è stata derivata dalle onde radio dell'idrogeno neutro interstellare. La distanza dal gas rilevato non è facilmente determinabile. statistica gli argomenti devono essere usati in molti casi, ma le velocità del gas, se confrontate con le velocità trovate per le stelle e quelle previste sulla base della dinamica della Galassia, forniscono utili indizi sulla posizione delle diverse sorgenti radio di idrogeno emissione. Vicino al Sole la densità media del gas interstellare è 10−21g/cm3, che è l'equivalente di circa un atomo di idrogeno per centimetro cubo.
Anche prima di rilevare l'emissione dell'idrogeno neutro nel 1951, gli astronomi erano a conoscenza del gas interstellare. Componenti minori del gas, come sodio e calcio, assorbono la luce a specifiche lunghezze d'onda, e provocano così la comparsa di righe di assorbimento negli spettri delle stelle che si trovano oltre il gas. Poiché le linee provenienti dalle stelle sono solitamente diverse, è possibile distinguere le linee del gas interstellare e misurare sia la densità che la velocità del gas. Frequentemente è persino possibile osservare gli effetti di diverse concentrazioni di gas interstellare tra la Terra e le stelle di fondo e quindi determinare la cinematica del gas in diverse parti della Galassia.
Ascolta la previsione della collisione della Via Lattea con la galassia di Andromeda, che potrebbe verificarsi tra circa quattro miliardi di anni Una panoramica della collisione prevista tra le galassie di Andromeda e la Via Lattea, prevista tra circa quattro miliardi di anni. Open University ( Un partner editoriale Britannica ) Guarda tutti i video per questo articolo
Le Nubi di Magellano furono riconosciute all'inizio del XX secolo come oggetti compagni della Galassia. Quando l'astronomo americano Edwin Hubble stabilì la natura extragalattica di quelle che oggi chiamiamo galassie, divenne chiaro che le Nuvole dovevano essere sistemi separati, sia della classe irregolare che più di 100.000 anni luce distante. (Gli attuali valori migliori per le loro distanze sono 163.000 e 202.000 anni luce rispettivamente per le Grandi e Piccole Nubi.) Sono stati trovati altri compagni stretti, tutti oggetti piccoli e poco appariscenti della classe ellittica nana. La più vicina di queste è la nana Sagittario, una galassia che sta cadendo nella Via Lattea, essendo stata catturata in marea dalla gravità molto più forte della Galassia. Il nucleo di questa galassia è distante circa 90.000 anni luce. Altri compagni stretti sono le ben studiate galassie Carina , Draco, Fornax, Leo I, Leo II , Sextans, Sculptor e Ursa Minor, oltre a diversi oggetti molto deboli e meno noti. Le distanze per loro vanno da circa 200.000 a 800.000 anni luce. Il raggruppamento di queste galassie attorno alla Via Lattea è imitato nel caso della Galassia di Andromeda, che è anche accompagnata da diversi compagni nani.
ammasso globulare NGC 1850 nella Grande Nube di Magellano La maggior parte dell'ammasso globulare NGC 1850 è costituito da stelle gialle; le luminose stelle bianche sono membri di un secondo ammasso aperto a circa 200 anni luce oltre NGC 1850. Questa immagine è un composto di immagini scattate dal telescopio spaziale Hubble. R. Gilmozzi, Space Telescope Science Institute/Agenzia spaziale europea; Shawn Ewald, JPL; e NASA
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