Lakta vojo

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Saltu al: navigado, serĉo
Lakta vojo
Galaksio Listo de galaksioj
ESO-VLT-Laser-phot-33a-07.jpg
Observaj datumoj
Speco SBc
Diametro 100.000 lj
Diko 1.000 lj
Kvanto de steloj 2—4×1011
Aĝo de la plej malnova stelo 13,2 Gjr
Maso 1,5×1012M_{\bigodot}
Distanco de la Suno al la galaksia centro 27.200±1.100 lj
Galaksia periodo de cirkulado de la Suno 200 Mjr
Periodo de cirkulado de la spirala strukturo 50 Mjr
Periodo de cirkulado de la rekta koneksaĵo 15—18 Mjr
Rapido relative al CMB 552 ± 6 Km/s

La Lakta vojo (aŭ la Galaksio, kun majusklo) estas la galaksio en kie troviĝas nia Tero kaj Sunsistemo[1][2].

La Lakta vojo estas nur unu galaksio inter miliardoj da galaksioj, kiuj ekzistas tra la kosmo. La homaro loĝas sur etete malgranda rokriĉa planedo (Tero) de tiu galaksio. Oni scias ke nia hejm-astro rivoluas ĉirkaŭ mezgranda, flava stelo, situanta proksimume en la ebeno de la Galaksio. Fakte, en tiu galaksia ebeno estas la plejmulto el la steloj similaj al la Suno. La steloj najbaraj al ni estas relative junaj. Ilia aĝo estas apenaŭ pli granda ol dek miliardoj da jaroj. Kontraŭe, la steloj pli malproksimaj, kiuj rivoluas la galaksian centron je distanco de mil parsekoj aŭ pli, estas tiel maljunaj kiel la Galaksio. Oni povas diri, ke ilia naskiĝo markas la naskiĝon de la Galaksio mem.

La konsisto de la galaksio, laŭ stelkvanto kaj aliforma materio, dependas de la pozicio konsiderata, rilate al la galaksia centro. Ekzistas pluraj komponantoj de la Galaksio, ĉiu havanta sian propran aron da proprecoj kaj hierarkian rangon en la historio de galaksiformiĝo.

La loka grupo de nia galaksio[redakti | redakti fonton]

La Lakta Vojo apartenas al "loka grupo" de galaksioj, kies precipa ano estas la Andromeda galaksio. Ĉirkaŭ la Lakta Vojo estas kelkaj "nanaj" galaksioj, ekzemple la "Magelanaj Nuboj", sudhemisfere videblaj per sen-ila okulo. Inter ili kaj la Lakta Vojo estas strio ("ponto") da hidrogenaj atomoj, nomata "magelana fluo".

La hierarkia kolapso de la protogalaksio[redakti | redakti fonton]

La plej klara divido de la steloj en la Galaksio estis farita en la mezo de la 20-a jarcento, kiam W. Baade malkovris, ke la steloj apartiĝis je du tre distingeblaj klasoj, kiujn li nomis "populacio I" (1) kaj "populacio II" (2). La unuaj prezentas malgrandajn aĝojn, estas relative metalriĉaj, kaj havas orbitojn ĉirkaŭgalaksicentrajn, kiuj ne malproksimiĝas multe el la galaksia ebeno. Tamen, la steloj de populacio II posedas tre discentrajn orbitojn, grandajn aĝojn kaj metalmankan konsiston. Verdire, ilia kemia konsisto indikas sendube ilian maljunecon, formiĝon dum epoko, kiam la kosmokemio ne multe malsimilis al tiu de la Praeksplodo (ankaŭ nomata 'Big Bang').

La steloj de populacio I konsistigas tion, kion oni nomas galaksia disko. Aliflanke, la steloj de populacio II konsistigas la strukturon nomatan galaksia haloo. La aĝodiferenco inter la steloj de tiuj du strukturoj galaksiaj indikas la hierarkian rangon, kiun ĉiu el ili posedis dum la galaksiformiĝo.

La haloo estas la pli maljuna el la galaksiaj komponantoj. Ĝi havas sferecan formon ĉirkaŭ la galaksia centro. Formiĝintaj kiam la universo konsistis precipe el gigantaj gasamasoj konataj kiel protogalaksioj, la haloaj steloj alprenis tre malordajn orbitojn, spegulantajn la kaosajn moviĝojn de malgrandaj gasaglomeraĵoj, kiuj kolapsadis, liberfale, direkte al la galaksia centro.

La gaso kolapsanta, kiu postrestis tiun stelformiĝon, malleviĝis ĝis la galaksia ebeno, kie ĝi formis la diskon. Tiel la steloj de la disko estas pli junaj ol tiuj de la haloo. Plie, pro la morto de la unuaj haloaj stelgeneracioj, la kemia konsisto de la gaso el la disko estas pli metalhava ol tiu de la gaso, el kiu formiĝis la haloaj steloj. Nuntempe restas en la haloo nur malgrandmasaj steloj, kies vivodaŭro estas sufiĉe longa tial, ke la unuaj steloj tiaj jam formiĝintaj ankoraŭ vivas.

Kromaj komplikaĵoj[redakti | redakti fonton]

La nunaj scioj pri galaksistrukturo montras, ke la dividado de la Galaksio laŭ disko kaj haloo estas treege simpla. Tiuj strukturoj mem ŝajnas esti konsistantaj el substrukturoj, kiuj ne facile partoprenas je la hierarkia historio jam de ni vidita.

Ni diskutu unue la diskon. Laŭ la plej akceptata klasifiksistemo nuntempa, la diskon oni dividas laŭ dika disko kaj maldika disko. La diferencoj inter tiuj du strukturoj estas konsiderindaj.

Dikdiskaj steloj similas kelkaspekte al haloaj steloj: ilia kemia konsisto estas metalmanka, iliaj aĝoj estas grandaj, la steloj ĝin formantaj estas precipe malgrandmasaj, sed iliaj orbitoj estas ne tre discentraj kiel tiuj de haloaj steloj. Ĝenerale, la stelformiĝo okazas nuntempe nur en la maldika disko, ĉar la plej favoraj fizikaj kondiĉoj al tiu procezo troveblas nur en tiu strukturo. Tamen, la ekzisto de junaj steloj, kun spektrotipo A kaj F, en altoj de kelkaj centoj da parsekoj, super la galaksia ebeno, indikas tion, ke hazarda stelformiĝo povas okazi ankaŭ en la dika disko.

La maldika disko estas la plej kolapsinta strukturo de la Galaksio. Ĝia dikeco estas nur 300 parsekoj, supre kaj sube de la galaksia ebeno. Konsistigas ĝin precipe junaj steloj kaj gaso, kaj en la formo de varma neŭtrala hidrogenaj nuboj, kaj en la formo de molekulaj nuboj. La Suno mem kaj ties najbaraj steloj plejmulte membras tiun galaksian strukturon.

Ne estas de ĉiuj akceptata teorio por la formiĝo de la dika disko, rilate al la maldika disko. La fakto, ke tieaj steloj estas pli maljunaj ol tiuj de la maldika disko, igis plurajn astronomojn pensi, ke la dika disko formiĝis tuj post la haloo, antaŭ la kompleta kolapso de la falanta gaso. Tamen, aliaj kredas je tio, ke la dika disko estas formita nure pro la pligrandiĝo de superebena alto de maldikdiskaj stelorbitoj, fenomeno, kiu akompanas ilian maljuniĝon. Estontaj serĉoj certe bezonatas por pli bone distingi tiujn du hipotezojn.

La haloo, siavice, estas dividata laŭ interna haloo kaj ekstera haloo. La interna haloo estas konsiderata pli maljuna ol la ekstera. Ĝi estis formata dum la liberfala kolapso de la protogalaksio, ĝuste kiel en la pli simpla skemo pritraktita antaŭe. La granda diferenco en tiu hierarkia sistemo estas tio, ke la ekstera haloo, la pli malproksima strukturo de la galaksia centro estas relative juna. Oni kredas ke ĝin formis la miksado (aŭ gravita ruiniĝo) de pluraj galaksietoj similaj al la Magelanaj Nuboj, kiujn kaptis nia galaksio.

Direkte al galaksia centro[redakti | redakti fonton]

La Lakta vojo fotita en Teksaso

La plej lumaj steloj estas distribuataj laŭ la disko kaj laŭ sfereca strukturo ĉirkaŭ la galaksia centro. Tiu strukturo sferoida estas nomata ventrego. Ĝia radiuso estas ne pli ol 3 kiloparsekoj, kaj ĝi estas unu el la pli fascinaj regionoj de nia Galaksio.

La alloga mistero, kiun la ventrego prezentas, estas la ecoj de iliaj kunformantaj steloj. Tie oni trovas ĉiaspecajn stelojn, de la pli metalmankaj (kiel la haloaj) ĝis steloj multe pli metalriĉaj ol la pli junaj steloj de la maldika disko.

Pluraj teorioj estis elpensataj por tiu strukturo, sed neniu ĝis nun elstaras super la aliaj. Inter la hipotezoj estas tiuj, ke la ventrego formiĝis kune kun la haloo, sed daŭris formante stelojn. Fakte, la gaso neniam estis forkonsumita, kiel okazis en la haloo, kaj pro tio la steloj povis formiĝi dum periodo tre longa. Tiu eksplikus ankaŭ la grandajn metalenhavojn de kelkaj ventregaj steloj: pro daŭra stelformiĝo, la materio el la ventrego estis pli kaj pli riĉigitaj je kemielementoj produktitaj en supernovaoj kaj mortintaj gigantaj steloj.

Strukturoj videblaj elsupre[redakti | redakti fonton]

NASA artista koncepto de la Lakta Vojo vidita de ekstere

Strukturoj internaj al la disko estas pli bone videblaj elsupre, se tio estus ebla al ni. Ni povas imagi, kiaj ili estas, per komparo inter nia galaksio kaj aliaj. La ĉefaj strukturoj estas la spiralbrakoj kaj la interbraka regiono.

La spiralbrakoj (aŭ simple brakoj) estas spiralformaj arkoj, kiuj formiĝas el la galaksia kerno kaj etendiĝas sur la disko. Ĝin markas precipe lumegaj, grandmasaj steloj. Verdire, la brakoj indikas, kie estas la plej grandaj stelnaskejoj el iu galaksio. Ŝajne ili formiĝas pro perturbo de la gravita kampo. La perturbo vojaĝas tra la disko kaj koliziigas la materion siavoje, kreante kondiĉojn favorajn al stelformiĝo.

Tio ne signifas, ke steloj ne formiĝas en la interbraka regiono. Fakte, steloj formiĝas tra la tuta disko. Tamen la plej favoraj kondiĉoj ja estas trovataj en la spiralbrakoj. Nia Suno, nuntempe, situas proksime de spiralbrako, sed en la interbraka regiono.

La disko ankaŭ enhavas strukturetojn. Ene de ĝi, gasa strukturo konata kiel gasringo ekzistas ĉirkaŭ 4 kpc elde la galaksia centro. Ĝi estas regiono, kie la kvanto de gaso estas maksimuma en nia galaksio. Eble tie ankaŭ okazas la maksimuma stelformiĝo nuntempa.

Alia stranga kaj menciinda afero estas tio, ke la disko ne estas ebena. Ĝi tordiĝas en siaj limoj. La tordiĝo estas okazigita, eble, pro interagoj inter la galaksio kaj ĝiaj galaksioj-satelitoj, la Magelanaj Nuboj.

La plej nekonata komponanto[redakti | redakti fonton]

Studoj pri steldenso je la direkto de la galaksia centro montras, ke pluraj steloj eble distribuas sin laŭ stango. Pluraj galaksioj ankaŭ prezentas tian stangon. La origino de tiu strukturo estas ankoraŭ necerta, sed ŝajnas, ke la stango estas perioda. Ĝi formiĝus kaj malformiĝus je respondo al gravitaj perturboj far la haloo, laŭ periodo de kelkaj miliardoj da jaroj. Ĝia plej grava rolo en la galaksia kunteksto estas manĝigi la ventregon per gaso prenita elde la disko.

Ilustro de grandecoj[redakti | redakti fonton]

Vi ricevas imagon de la grandeco de nia galaksio, se vi malpligrandigas per skalo 1:1017. Tiamaniere 10 lumjaroj estas montrataj kiel ĉirkaŭ 1 metro. La tuta galaksio havus diametron de 10 km kaj altecon de meze 1 km. Ĉiu kuba metro entenus meze 3 stelojn. (Vi povus imagi la stelojn kiel neĝeroj en neĝblovo.) Nia suno havus grandecon de 10 nm, do estus pli malgranda ol viruso. La orbito de Plutono havus diametron de 0,1 mm. Do ĝi estus sur limo de vida perceptebleco.

Fotomosaiko de la tuta Laktovoja Bendo

Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]

Notoj kaj referencoj[redakti | redakti fonton]

  1. Milky Way Galaxy angle. Encyclopedia Britannica. Encyclopedia Britannica, Inc. Alirita 2013-04-18.
  2. ЗАСОВ, А. В.; ПОСТНОВ, К. А. (2006). Общая Астрофизика ruse. Frjazino: Век 2, pĝ. 290. ISBN 5-85099-169-7. 

Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]