Naša galaksija: Mliječna staza

mlijecna-stazaMliječna staza ime je naše galaktike, sastavljene od najmanje 100 milijardi zvijezda. Spiralnog je oblika i sa središnjim diskom gusto napučenim zvijezdama. Iz njega pramenasto izlaze spiralni krakovi u kojima su zvijezde mnogo rjeđe raspoređene. U jednom od vanjskih pramenova nalazi se i Zemlja. Ona se sa Suncem i ostalim planetima okreće oko središta Galaktike. Jedan okret traje oko 250 milijuna godina.

Kad bismo našu galaktiku mogli vidjeti izvana, uočili bismo da je, gledano sa strane, njezin disk spljošten, tako da se gotovo sve zvijezde u njoj kreću u približno istoj ravnini. Promjer joj je oko 100.000 godina svjetlosti, a debljina diska u najvećem središnjem dijelu oko 10.000 godina svjetlosti.

Sunce se nalazi gotovo na periferiji, udaljeno nekih 26.000 godina svjetlosti od središta Galaktike. Mliječnu stazu na noćnom nebu najbolje možemo zapaziti ljeti, kad je vidimo kao blijedu, magličastu traku koja od jednog do drugog horizonta prolazi visoko, gotovo iznad naših glava. Tada gledamo disk naše galaktike u smjeru središta pa se u nju stapa svjetlost milijuna pojedinačnih zvijezda.

Ako za promatranje upotrijebimo optičko pomagalo, vidjet ćemo nebrojeno mnoštvo zvijezda. Koliko god velika, Mliječna staza samo je jedna od stotinu milijardi drugih galaktika u svemiru, od kojih svaka sadrži na desetke i stotine milijardi zvijezda. Rasprostiru se u svim smjerovima kroz nezamislivo velik prostor svemira.

Vrijeme ide – znanje raste

Još u 5. stoljeću pr. Kr. znameniti je grčki mislilac Demokrit naslutio da Mliječna staza predstavlja mnoštvo ‘zbijenih’ zvijezda čija se svjetlost stapa i stvara sliku difuznog objekta. Demokritovo predviđanje potvrdio je tek početkom 17. stoljeća Galileo Galilei, koji je Mliječnu stazu prvi promatrao teleskopom.

Međutim, prava tajna koju je skrivala Mliječna staza razotkrivena je kada je veliki engleski astronom William Herschel, zajedno sa svojom sestrom Carolinom, 1784. godine započeo sustavno ispitivanje raspodjele zvijezda na noćnom nebu. Prebrojavao je ukupan broj zvijezda koje je mogao vidjeti u vidnom polju svog teleskopa, pretraživši tako oko 700 raznih područja nebeske sfere.

Zvijezde bliže galaktičkom središtu rotiraju većom brzinom nego one udaljenije.

Ustanovio je da se broj zvijezda povećava kako se približavamo ravnini Mliječne staze. Kako je broj opažanih zvijezda bio podjednak u svim smjerovima ravnine Mliječne staze, Herschel zaključuje da se Sunce nalazi u središnjem dijelu ogromne diskolike skupine zvijezda naše galaktike, kojoj je promjer 8000 svjetlosnih godina, a debljina 1500 svjetlosnih godina.

Herschelove procjene veličine našeg zvjezdanog grada i položaja Sunca u njemu bile su netočne. Udaljenost zvijezda počela se precizno mjeriti tek nakon Herschelove smrti i danas znamo da je Mliječna staza deset puta većih dimenzija.

Središte naše galaktike nalazi se daleko u smjeru zviježđa Strijelca, a velik broj zvijezda u tom području prekriven je gustim oblacima međuzvjezdanog plina i prašine.

Plodno 20. stoljeće

Spoznaji stvarnog ustrojstva Mliječne staze najviše su doprinijele nove metode mjerenja udaljenosti astronomskih objekata. Jedna od njih temelji se na svojstvu jednog tipa promjenjivih zvijezda zvanih cefeide, koja se očituje u tome da im stvarni sjaj ovisi o duljini perioda u kojem se on mijenja. Ovu zakonitost ustanovila je Henrietta Swan Leavitt 1912. godine, promatrajući cefeide smještene u Malom Magellanovu oblaku.

Ona je pretpostavila da se sve zvijezde nalaze na približno jednakoj udaljenosti od Zemlje (pripadaju istom skupu zvijezda), pa im je prema tome odnos prividnog sjaja ujedno i pokazatelj omjera stvarnog sjaja. Uspoređujući period promjene sjaja opažanih cefeida s njihovim prividnim sjajem, došla je do zaključka da između ovih veličina postoji očita uzajamna zavisnost: što je zvijezda većeg sjaja, to je period njezine promjene dulji.

Pogled na našu galaktiku sa strane ukazuje da je njezin disk spljošten, tako da se gotovo sve zvijezde u njoj kreću u približno isotj ravnini.

Time se ova zakonitost mogla upotrebljavati za mjerenje udaljenosti dalekih svemirskih objekata. Postupak je jednostavan: za određenu cefeidu opažanjem se odredi period promjene sjaja, na temelju čega se proračuna stvarni sjaj. Usporedbom stvarnog i opaženog prividnog sjaja iste zvijezde, lako se proračuna njena udaljenost.

Jedini problem, koji se pojavio u početku primjene ove metode, bio je skriven u činjenici da postoji nekoliko tipova promjenjivih zvijezda, koji se uzajamno razlikuju u korelacijama njihova stvarnog sjaja i perioda. Do ovog je zaključka Henrietta Swan Leavitt došla nešto kasnije, zajedno s Harlowom Shapleyjem. Potonji je naime utemeljio novu metodu mjerenja udaljenosti u astronomiji koja se zasnivala na procjeni stvarnog sjaja kuglastih jata i ovisnosti njihova prividnog sjaja o udaljenosti.

Koristeći se tom metodom, Shapley je 1920. godine iznio potpuno novu sliku naše galaktike. Premjeravajući udaljenosti kuglastih jata i uspoređujući ih s njihovim položajima na nebeskom svodu, Shapley je ustanovio da su ovi objekti sferno-simetrično raspodijeljeni s obzirom na područje koje se nalazi u smjeru zviježđa Strijelca. Tako je zaključio da su kuglasta jata smještena u okolnom sfernom sustavu galaktike (tzv. halo) i da je Sunce na relativno velikoj udaljenosti od središta našeg zvjezdanog grada.

Zvijezde se gibaju

Spoznaje do kojih je došao Shapley pokazale su se ispravnima i u grubim crtama njegova slika naše galaktike održala se do današnjih dana. U međuvremenu, proučavanjem gibanja zvijezda u ovisnosti o njihovom ‘galaktičkom’ položaju detaljnije je proučena rotacija naše galaktike.

Naime, još 1718. godine Edmund Halley utvrđuje da se sve zvijezde vjerojatno gibaju. Do tog je zaključka došao uspoređujući izmjerene kutne udaljenosti između Siriusa i Arktura, s položajima istih zvijezda koje je mnogo ranije zabilježio Ptolemej. S razvitkom spektralne analize i poboljšanjem preciznosti astronomskih instrumenata mogle su se određivati tzv. radijalne i transverzalne komponente gibanja zvijezda.

Radijalna komponenta je projekcija stvarne brzine zvijezde u smjeru doglednice (linija promatranja) i određuje se Dopplerovim efektom. Transverzalna komponenta određena je pomakom zvijezde na nebeskom svodu u određenom vremenu. Poznavajući obje komponente, moguće je odrediti stvarni smjer i brzinu gibanja zvijezde u odnosu na Sunce.

Sunce se nalazi gotovo na periferiji Galaktike, udaljeno nekih 26 tisuća godina svjetlosti od središta.

Gibanje zvijezda uglavnom je posljedica vrtnje naše galaktike. Vrtnja Mliječne staze nalikuje gibanju planeta Sunčeva sustava. Naime, ona ne rotira sasvim kao kruto tijelo (kao npr. gramofonska ploča), već zvijezde bliže galaktičkom središtu rotiraju većom brzinom nego one koje su na većim udaljenostima.

Brzina gibanja Sunca oko galaktičkog središta dostiže gotovo milijun kilometara na sat! No to i nije neka velika brzina imamo li u vidu put koji Sunce treba prijeći da jednom obiđe oko središta Galaktike (pripadno vrijeme poznato je pod nazivom kozmička godina). Naime, u čitavom svom postojanju, koje se procjenjuje na oko 5 milijardi godina, naša zvijezda je svega dvadesetak puta obišla oko središta Mliječne staze. Suvremenim tehnikama opažanja ustanovljena je i spiralna struktura Mliječne staze.

Otkrića novih galaktika

Neposredno nakon što je Shapley izložio novi model o stvarnom izgledu Mliječne staze uslijedilo je značajno astronomsko otkriće da je svemirski prostor ispunjen mnogobrojnim drugim galaktikama. Još u 18. stoljeću Thomas Wright i Immanuel Kant tvrdili su da je Mliječna staza ogromna skupina zvijezda, u kojoj se nalazi Sunce, a da su mnogobrojni slabo sjajni objekti (maglice) zapravo slični nezavisni skupovi zvijezda – druge galaktike.

Njihov filozofski stav dokazan je tek kad su shvaćene stvarne dimenzije naše galaktike i nakon što su izgrađeni dovoljno veliki i kvalitetni teleskopi pomoću kojih su se i u ‘maglicama’ mogle razlučivati zvijezde. Dvadesetih godina prošlog stoljeća Edwin Powell Hubble sa zvjezdarnice Mount Wilson mjerio je udaljenosti velikog broja maglica, uključujući i poznatu Andromedinu M31,
koja se može uočiti i golim okom.

Mjerenja, u kojima se pretežito koristio opisanom metodom promjenjivih zvijezda, pokazala su da se Andromedina maglica nalazi na udaljenosti reda veličine milijun svjetlosnih godina, a da su mnoge druge maglice i na većim udaljenostima.

Tako je prvi put pouzdano utvrđeno da su mnoge maglice nezavisni sustavi zvijezda poput Mliječne staze. Do istog zaključka, ali drukčijim putem, došao je 1914. godine američki astronom Vesto Melvin Slipher s Lowelova opservatorija. On je utvrdio da spektri mnogih maglica pokazuju velike pomake prema crvenom.

Tumačenjem porijekla pomaka Dopplerovim efektom zaključeno je da se ovi objekti udaljavaju od nas brzinama od više tisuća kilometara u sekundi pa je bilo logično pretpostaviti da se oni nalaze izvan naše galaktike. Uspoređujući udaljenosti galaktika s pomakom prema crvenome njihovih spektara, Hubble dolazi do značajnog otkrića: brzina udaljavanja galaktika proporcionalna je njihovoj udaljenosti.

Ovu zakonitost, (Hubbleov zakon), provjerili su Hubble i astronom Milton L. Humason fotografirajući spektre i mjereći udaljenosti velikog broja galaktika. Za dobivanje dovoljno kvalitetnog spektra ovih objekata slabog sjaja bile su u to vrijeme potrebne izuzetno duge ekspozicije, koje su ponekad trajale i desetak noći uzastopce!

Opažanja su također pokazala da, bez obzira na to u kojem se smjeru na nebeskom svodu nalazi galaktika, njena je brzina udaljavanja uvijek na jednak način povezana s njenom udaljenošću te da su galaktike, s obzirom na njihovu udaljenost i položaj na nebeskom svodu, približno ravnomjerno raspoređene.

Ispravnije bi bilo reći da se ova svojstva gibanja, nazvana širenje svemira, odnose na jata galaktika. Naime, mnoge su galaktike svojim gravitacijskim poljima udružene u jata, a u jednom takvom jatu nalazi se i Mliječna staza. Jata galaktika imaju svoju ‘unutarnju’ dinamiku; galaktike unutar jata nisu statične, ali – gledajući uopćeno – sva jata kao cjeline sudjeluju u širenju svemira.

Galaktike i njihova podjela

Mliječna staza samo je jedna od mnogobrojnih galaktika u svemiru. Dvadesetih godina ovog stoljeća započela su sustavna istraživanja galaktika. Veliki teleskopi omogućili su opažanja unutarnje strukture nama bližih galaktika. Godine 1926. Hubble je predložio prvu klasifikaciju galaktika.

Hubbleova klasifikacija obuhvaća osnovne morfološke tipove galaktika: eliptične, spiralnenepravilne galaktike. Eliptične galaktike ne pokazuju spiralnu strukturu. Kao što i sam naziv kaže, ove su galaktike eliptične, jajolike. Podijeljene su u podtipove E0, E1, E2, pa do E7, i to u ovisnosti o spljoštenosti njihova izgleda. Najviše ih je patuljastih (mase od oko 106 mase Sunca). Velike (divovske i naddivovske) eliptične galaktike imaju masu i do 1013 mase Sunca.

Eliptične galaktike uglavnom ne sadrže međuzvjezdani plin i prašinu. Sačinjene su od starih zvijezda (poput onih u kuglastim jatima) pa općenito imaju slab luminozitet. S obzirom na način pružanja spiralnih krakova iz središnjeg dijela galaktike, spiralne se galaktike dijele u dva tipa: obične i prečkaste. Označavaju se simbolima S, odnosno SB.

Svaki od tipova spiralnih galaktika (S i SB) dijeli se (s obzirom na uvijenost krakova i relativnu veličinu središnjeg dijela galaktike) u tri podtipa, koji se označavaju dodatnim simbolima a, b ili c. Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 109 do 1011 Sunčeve mase. Mliječna staza pripada prečkastim spiralnim galaktikama. Treću skupinu galaktika u Hubbleovoj klasifikaciji čine nepravilne galaktike.

Godina svjetlosti je udaljenost koju svjetlost brzinom od približno 300 tisuća km/s prijeđe u godini dana, a iznosi približno 9 460 000 000 000 km. Nama najbliža prava galaktika je Andromeda, oko 2,5 milijuna godina svjetlosti od nas, jedina koja se može vidjeti golim okom. Za usporedbu, najudaljenija galaktika, snimljena najvećim teleskopima, otprilike je 13 milijardi godina svjetlosti daleko od nas. Ako zamislimo da je Mliječna staza veličine 3 cm, najbliža galaktika je tada udaljena gotovo 1 metar, nakupina galaktika u Djevici udaljena je 10 metara, a najudaljeniji kvazari preko kilometra. Da bismo dočarali koliko je uistinu veliko svemirsko prostranstvo, evo sljedeće usporedbe: predstavimo li Sunce zrncem prašine veličine 1 mm, Zemljina orbita bit će na udaljenosti 10 cm, a Plutonova na 4 m. Najbliža susjedna zvijezda udaljena je tada 30 km, a središte Galaktike otprilike 2 milijuna kilometara!

One nemaju pravu jezgru ili spiralne krakove. Istodobno, nisu niti simetričnog oblika. Poznati primjeri su Veliki i Mali Magellanov oblak. Od ukupnog broja opažanih galaktika većinu čine spiralne (preko 70%), oko 20% su eliptične, dok je svega oko 3% nepravilnih galaktika. Međutim, to je samo posljedica činjenice da spiralne galaktike imaju veliki luminozitet. Stvarna zastupljenost je potpuno drukčija. Tako npr. u volumenu svemira ima oko 34% spiralnih galaktika, 13% eliptičnih, dok je najviše (preko 50%) nepravilnih.

Galaktike nisu nasumce raspoređene po svemirskom prostoru. Većina ih je udružena u skupove koje nazivamo galaktičkim jatima. Tako i Mliječna staza pripada Lokalnom galaktičkom jatu koje sačinjava tridesetak (većinom eliptičnih) galaktika. Najmasivniji članovi Lokalnog jata su spiralne galaktike Mliječna staza i Andromedina galaktika M31.

Nalaze se na gotovo suprotnim krajevima Lokalnog jata i svojim gravitacijskim poljem dominiraju njegovom unutarnjom dinamikom. Možemo kazati da nama bliske nepravilne galaktike, Veliki i Mali Magellanov oblak, kruže oko Mliječne staze. Između Mliječne staze i Magellanovih oblaka opažaju se struje vodikova plina. Tu je i nekoliko patuljastih eliptičnih galaktika, koje su ‘zarobljene’ gravitacijskim poljem Mliječne staze.

Spiralne galaktike M31 i M33, članice Lokalnog jata, zbog blizine Mliječnoj stazi pogodne su za istraživanje spiralnog ustrojstva galaktika. Galaktička jata udružena su u skupove koje nazivamo galaktičkim superjatima.

Izvor: https://informacijskisvemir.wordpress.com/2015/05/23/nasa-galaksija-mlijecna-staza/

Originalno preneseno iz: Drvo znanja 97, Zagreb, rujan 2006. g.