Zostań w domu, zamów taniej!
Nie wychodź z domu i zamów online swoje ulubione pisma 20% taniej. Skorzystaj z kodu rabatowego: czytajwdomu

Droga Mleczna - nasz kosmiczny dom. Część 1: Budowa i skład

Droga Mleczna - nasz kosmiczny dom. Część 1: Budowa i skład
Patrząc z perspektywy mieszkańca naszej planety, bardzo ciężko czasami określić jej pozycję we Wszechświecie. Każdy z nas wie, że mieszka na Ziemi - na jednej z planet Układu Słonecznego, i każdy wie, że Układ Słoneczny znajduje się w galaktyce Drogi Mlecznej. Ale czym konkretnie jest Droga Mleczna i w którym jej miejscu mieszkamy - to już nie jest wiedza powszechna. Dlatego też w kilku najbliższych artykułach postaram się Wam ją przybliżyć - nasz kosmiczny dom, nasze najbliższe gwiezdne otoczenie.

Z Ziemi Drogę Mleczną zobaczymy nocą jako jasną smugę rozproszonego światła, przecinającą niebo od horyzontu do horyzontu. Nie ujrzymy charakterystycznego dysku ze spiralnymi ramionami - do tego musielibyśmy się znaleźć daleko od Drogi Mlecznej i spojrzeć na nią z zewnątrz. To taka sama sytuacja, jak gdybyśmy chcieli zrobić zdjęcie domu, siedząc w jednym z jego pokojów.

Już czterysta lat temu Galileusz poznał prawdziwą naturę Drogi Mlecznej. Spoglądając przez swój teleskop, dostrzegł, że w rzeczywistości cała smuga Drogi Mlecznej składa się z gęsto usianych gwiazd. Jednak ludzkość musiała poczekać jeszcze trzysta kolejnych lat, aby poznać prawdziwe rozmiary i budowę Drogi Mlecznej.

Dopiero od niedawna wiemy, że Droga Mleczna to zbiór gwiazd ułożonych w spłaszczony dysk, którego średnica szacowana jest na 100 tys. lat świetlnych. Oczywiście trzeba od razu zaznaczyć, że Droga Mleczna to nie tylko gwiazdy - oprócz nich to także gaz, pył i ciemna materia. Same gwiazdy, pył i gaz to zaledwie 10% masy Drogi Mlecznej, pozostała część to wciąż tajemnicza i niezbadana ciemna materia.

Budowa Galaktyki

Najprostszym sposobem odtworzenia budowy naszej Galaktyki wydaje się zmierzenie odległości i położenia tworzących ją gwiazd. Jednak nie jest to najłatwiejsze zadanie, bowiem promieniowanie widzialne emitowane przez gwiazdy jest silnie rozpraszane i pochłaniane przez pył wypełniający przestrzeń międzygwiezdną. Dużo bardziej nadają się do tego obserwacje prowadzone w zakresie bliskiej podczerwieni - promieniowanie w znacznie mniejszym stopniu podlega wówczas rozpraszaniu na ziarnach pyłu, dzięki czemu astronomowie uzyskują wyraźniejszy obraz Drogi Mlecznej (2).

2. Droga Mleczna sfotografowana w podczerwieni. Na zdjęciu nie widać już pyłu przesłaniającego część jej gwiazd.

Na fot. 3 dobrze widać, że materia tworząca Drogę Mleczną układa się w spłaszczony dysk, z wyróżnionym centralnym zagęszczeniem. Owo zagęszczenie gwiazd wyraźnie wzrasta w kierunku środka dysku Drogi Mlecznej. Szeroki, centralny region Drogi Mlecznej znany jest jako zgrubienie centralne. Warto zauważyć, że nie ma ono kształtu sferycznego, a jest wydłużone w tzw. poprzeczkę, przypominającą tę, która znajduje się np. w galaktyce NGC 1073 (3).

3. Zgrubienie centralne w galaktyce NGC 1073 ma kształt poprzeczki przypominającej tę, którą znajdujemy w środku Drogi Mlecznej (źródło: NASA/ESA).

Słońce i większość gwiazd tworzących Drogę Mleczną zamieszkują rozległy, płaski dysk galaktyczny o masie dziesięciokrotnie większej od masy zgrubienia centralnego.

  • Masa zgrubienia centralnego: 1010 mas Słońca
  • Masa dysku galaktycznego: 1011 mas Słońca

Dysk gwiazd rozciągający się na 100 tys. lat świetlnych wypełniony jest gwiazdami oraz gazem i pyłem znajdującym się w przestrzeni międzygwiezdnej. Dysk pyłu i gazu - tzw. dysk gazowy Drogi Mlecznej - rozciąga się poza krawędź dysku gwiezdnego.

Według najnowszych obliczeń Słońce znajduje się w odległości ok. 29 tys. lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej, a więc mniej więcej w połowie drogi między centrum a zewnętrzną krawędzią dysku galaktycznego.

Droga Mleczna należy do grupy galaktyk spiralnych. Oznacza to, że gdyby spojrzeć na naszą Galaktykę od góry, można byłoby dostrzec, że dysk galaktyczny układa się w kształt ramion wychodzących ze zgrubienia centralnego. Sam fakt istnienia ramion nie wynika z tego, że w ramionach jest więcej gwiazd niż między ramionami, a z tego, że właśnie w nich znajdują się szczególnie gorące, jasne gwiazdy typu O oraz B (o klasyfikacji gwiazd wkrótce).

Kształt ramion spiralnych wskazuje na dynamikę dysku galaktycznego. Faktycznie, gwiazdy i materia tworząca dysk Galaktyki rotują wokół centrum Drogi Mlecznej. Słońce i gwiazdy znajdujące się w jego pobliżu okrążają centrum Galaktyki z prędkością 220 km/s.

4. Panorama 360o przedstawiająca dysk Drogi Mlecznej w zakresie widzialnym. Na zdjęciu wyraźnie widać ciemne włókna pyłu przesłaniające fragmenty dysku gwiezdnego naszej Galaktyki (źródło: ESO/S.Burnier).

Choć przeważająca część masy Drogi Mlecznej znajduje się w dysku galaktycznym i poprzeczce centralnej, szczegółowe obserwacje pozwoliły naukowcom dostrzec kolejny jej składnik - tzw. gwiezdne halo galaktyczne, o masie ok. 109 mas Słońca. 1% tej masy tworzą gromady kuliste - zagęszczenia zazwyczaj starych gwiazd, zawierające od 100 tys. nawet do miliona gwiazd, w objętości o średnicy zaledwie od 6 do 60 parseków. Astronomowie szacują, że wokół Drogi Mlecznej krąży ok. dwustu takich gromad. Reszta gwiazd tworzących halo galaktyczne to gwiazdy rozproszone w sferycznym otoczeniu Galaktyki. Warto zauważyć, że halo galaktyczne składa się głównie z gwiazd. Zawartość gazu w halo, w porównaniu do zawartości gazu w dysku galaktycznym, jest znikoma.

Największym składnikiem naszej Galaktyki (jak i wielu innych) jest sferyczne halo ciemnej materii. Według naukowców masa tego elementu Drogi Mlecznej jest dziesięciokrotnie większa od masy wszystkich gwiazd w Galaktyce i stukrotnie większa od masy wypełniającego ją pyłu i gazu.

5. Gromada kulista Omega Centauri, największa gromada kulista w otoczeniu Drogi Mlecznej (źródło: ESO).

Choć ciemna materia jako taka pozostaje dla nas tajemnicą - wszak nie wiemy o niej niemal nic, nigdy nie obserwowaliśmy jej bezpośrednio - to właśnie jej oddziaływanie grawitacyjne odpowiedzialne jest za utrzymywanie Galaktyki w całości. Analizując wpływ ciemnej materii na materię widzialną, barionową, naukowcy byli w stanie określić, że halo ciemnej materii ma kształt nieznacznie spłaszczonego na biegunach sferoidu.

Skład

1. Gwiazdy

Szacuje się, że w Drodze Mlecznej istnieje od 100 do 400 mld gwiazd o łącznej masie ok. 1011 mas Słońca. Przeważająca większość gwiazd znajduje się w dysku galaktycznym. Różnią się one między sobą zarówno masą i wiekiem, jak też składem chemicznym. Najjaśniejsze gwiazdy Drogi Mlecznej należą do typu widmowego O lub B - to duże, jasne, białoniebieskie olbrzymy. Jednak liczbowo najwięcej w naszej Galaktyce jest gwiazd z drugiego bieguna klasyfikacji widmowej - są to tzw. czerwone karły typu M, czyli niewielkie, stosunkowo chłodne, a przy tym bardzo długowieczne gwiazdy, których szacowany całkowity czas życia wielokrotnie przewyższa obecny wiek Wszechświata.

W różnych elementach Drogi Mlecznej znajdziemy różnego rodzaju gwiazdy. I tak np. w halo galaktycznym oraz w zgrubieniu centralnym krążą gwiazdy dużo starsze niż w dysku galaktycznym. Generalnie gwiazdy tworzące Drogę Mleczną możemy podzielić na trzy osobne populacje.

• Populacja I

Należą do niej gwiazdy tworzące dysk Galaktyki. Są tu zarówno gwiazdy młode, w wieku zaledwie kilku milionów lat, jak i te mające 10 mld lat. Ich metaliczność kształtuje się na poziomie 0,01 do 0,04. Gwiazdy tej populacji poruszają się po orbitach kołowych wokół centrum Galaktyki, w płaszczyźnie dysku galaktycznego.

• Populacja II

Do tej populacji należą gwiazdy znajdujące się w halo galaktycznym i w zgrubieniu centralnym. Są to najstarsze gwiazdy w Galaktyce, których wiek sięga 12 mld lat. Z uwagi na ich wiek możemy założyć, że na ciągu głównym znajdują się wciąż tylko najmniej masywne gwiazdy. Te bardziej masywne, których długość życia jest krótsza, dawno przeszły w etap czerwonych olbrzymów lub białych karłów. W przeciwieństwie do obiektów z populacji I mamy tu do czynienia z gwiazdami podążającymi po dużo bardziej losowych orbitach. Gwiazdy populacji II nie są ograniczone do płaszczyzny dysku galaktycznego, często wylatując tysiące parseków nad lub pod dysk galaktyczny, tworząc w ten sposób sferoidalne gwiezdne halo galaktyczne.

• Populacja III

Gwiazd tej populacji jak dotąd nie udało się zaobserwować, choć z pewnością musiały istnieć w historii Drogi Mlecznej. Są to obiekty składające się z materii powstałej w Wielkim Wybuchu, czyli niemal z czystego wodoru i helu. Ich metaliczność szacuje się zatem na Z = 10-9, czyli tysiąc razy niższą od metaliczności najmniej metalicznych gwiazd populacji II.

2. Gaz i pył

Gaz i pył w naszej Galaktyce znajdują się przede wszystkim w płaszczyźnie dysku galaktycznego. Ten swego rodzaju gaz pyłowy jest wyjątkowo płaski - rozciągając się zaledwie na 100-150 parseków nad i pod płaszczyznę dysku (dysk gwiazd jest dwukrotnie grubszy). Gaz w dysku to w 70% wodór i 28% hel. Z kolei pył składa się z drobnych ziaren zbudowanych ze związków węgla, tlenu, krzemu i innych metali. Z zewnątrz ziarna pyłu często pokryte są lodem wodnym, amoniakiem lub tlenkiem węgla. Rozmiarem ziarna pyłu przypominają cząsteczki dymu (10-7 do 10-6).

Gaz i pył wypełniające przestrzeń między gwiazdami określane są mianem ośrodka międzygwiezdnego (ISM, ang. interstellar medium). Po uśrednieniu ISM składa się z około miliona cząstek na metr kwadratowy. Połowa masy ISM znajduje się w chłodnych, gęstych obłokach molekularnych. Takie obłoki mogą mieć bardzo różną masę, a niektóre z nich zawierają nawet 107 mas Słońca. Wewnątrz takich obłoków gęstość pyłu i gazu jest tysiące razy większa od średniej. To właśnie w gęstych i chłodnych obłokach molekularnych zachodzą procesy tworzenia nowych gwiazd.

3. Ciemna materia

Jest to wciąż umykająca nam forma materii, nieoddziałującej w żaden sposób ze światłem, przez co, jak dotąd, bezpośrednio niezaobserwowanej. Ciemna materia widoczna jest tylko dzięki swojemu grawitacyjnemu oddziaływaniu z materią widzialną.

***

Mając za sobą przegląd ogólnej budowy Drogi Mlecznej, w następnych częściach będziemy mogli się dokładniej przyjrzeć poszczególnym jej składnikom - do czego już teraz Was zapraszam.

Radek Kosarzycki
pulskosmosu.pl