¿Está cayendo el sistema solar hacia el agujero negro en el centro de la Vía Láctea? Los científicos han calculado la hora exacta.
El sistema solar está compuesto por el sol en la órbita de todos los planetas. Además de los planetas, el sistema solar se divide en lunas, cometas, asteroides, asteroides, polvo y gases.
Todo lo que se encuentra en el sistema solar o en su órbita gira alrededor del sol. El sol contiene aproximadamente el 98% de la materia del sistema solar. Si es más grande, es aún peor. Debido a que el Sol es tan grande, su fuerte gravedad atrae a todos los demás objetos en las proximidades del sistema solar. Al mismo tiempo, estos objetos que se mueven rápidamente intentan escapar al espacio exterior. Debido a que los planetas intentan alejarse y al mismo tiempo el sol intenta atraerlos hacia atrás, se encuentran en un equilibrio de dos fuerzas. La balanza vuela hacia el sol y escapa al espacio. Les llevó mucho tiempo llegar a su planeta de origen.
¿Cómo se formó el sistema solar?
Ésta es una cuestión importante que resulta difícil de resolver para los científicos. Después de todo, el sistema solar se creó hace miles de millones de años y todos los que nos rodean lo vieron. Nuestra propia evolución está estrechamente ligada a la evolución del sistema solar. Entonces, conociendo el origen del sistema solar a partir de ahí, es difícil entender cómo llegaron los humanos.
Los científicos creen que el sistema solar evolucionó a partir de enormes nubes de polvo y gas. Creen que el polvo y el gas comenzaron a colapsar bajo su propia gravedad. En ese caso, las cosas pueden empezar a moverse en un círculo gigante, como el agua que fluye alrededor de una tubería de drenaje central.
En el centro, una pequeña estrella comienza a formarse a partir de la nube arremolinada. La estrella crece a medida que acumula más polvo y gas y colapsa.
Lejos de donde se formaron las estrellas, pequeños grupos de polvo y gas también colapsaron en el centro. El centro de la estrella se iluminó, formando finalmente el sol, y los pequeños grumos se convirtieron en planetas, asteroides, satélites, cometas y asteroides.
El nombre inglés de Mercurio proviene del dios romano Mercurio. El símbolo tiene un círculo encima y debajo una línea vertical corta cruzada y un semicírculo (Unicode: ?). En el siglo V, Mercurio era considerado dos planetas diferentes porque a menudo aparecía en lados opuestos del Sol. Cuando aparecía por la tarde, se llamaba Mercurio; pero cuando aparecía por la mañana, se llamaba Apolo, en honor al dios sol Apolo. Más tarde, Pitágoras señaló que en realidad eran el mismo planeta. En la antigua China, a Mercurio se le llamaba la "estrella de la mañana".
Los antiguos chinos llamaban a Venus “Taibai” o “Venus Taibai”, también llamada “Qi Ming” o “Chang Geng”. Los antiguos griegos llamaban a Afrodita, la diosa del amor y la belleza en la mitología griega. En la mitología romana, la diosa del amor y la belleza es Venus, por eso a Venus también se le llama Venus. El símbolo astronómico de Venus está representado por el espejo de tocador de Venus. Cambios de fase de Venus Venus, al igual que la Luna, también sufre cambios periódicos (cambios de fase), pero como Venus está demasiado lejos de la Tierra, no se puede ver a simple vista. En cuanto al cambio de fase de Venus, Galileo lo utilizó una vez como prueba contundente para probar la teoría heliocéntrica de Copérnico.
La Tierra es uno de los planetas del sistema solar. En orden de cercanía al sol, la Tierra ocupa el tercer lugar. Es el planeta similar a la Tierra más grande del sistema solar y el único planeta confirmado por la ciencia moderna que tiene vida. Se estima que la edad del planeta es de unos 4.500 millones de años (4,5×109). Poco después de que se formara el planeta, capturó su único satélite natural, la luna. Las únicas criaturas inteligentes sobre la tierra son los humanos.
Debido a que parece rojo sangre en el cielo nocturno, en Occidente lleva el nombre de Marte, el dios de la guerra en la mitología romana (o Ares, el dios de la guerra en la mitología griega). En la antigua China se le llamaba "parpadeante" porque era tan brillante como el fuego. Marte tiene dos pequeños satélites naturales: Fobos y Deimos (el nombre del hijo de Ares). Ambas lunas son pequeñas y de formas extrañas y pueden ser asteroides capturados gravitacionalmente. El prefijo areo- significa Marte en inglés.
Júpiter es uno de los nueve planetas del sistema solar y ocupa el quinto lugar en orden de cercanía al sol. También es el planeta más grande del sistema solar y el planeta que gira más rápido. En la antigua China, se utilizaba para registrar los años, por eso se llamaba Sui Xing.
En Occidente se le llama Júpiter, el rey de los dioses en la mitología romana, equivalente a Zeus en la mitología griega.
Saturno es un planeta gaseoso gigante y el segundo planeta más grande del sistema solar después de Júpiter. El nombre en inglés de Saturno, Saturno (así como los nombres de Saturno en la mayoría de los demás idiomas europeos), lleva el nombre del dios romano Saturnino.
En la antigua China se la llamaba estrella revitalizante o de relleno.
Urano es uno de los nueve planetas del sistema solar. Es el séptimo planeta fuera de Saturno y dentro de Neptuno, y su color es gris azulado. Es un planeta gigante gaseoso. Urano es el tercer planeta más grande del sistema solar por diámetro, pero en términos de masa es más ligero que Neptuno y ocupa el cuarto lugar. Urano lleva el nombre del dios Urano en la mitología griega.
Neptuno, el octavo de los nueve planetas del sistema solar, es un planeta enorme. Neptuno fue el primer planeta descubierto mediante cálculos de la mecánica celeste. Debido a que la órbita de Urano difería de la órbita calculada, en 1845, John Foucault Adams y Eban Chin calcularon la posible ubicación de un planeta desconocido más allá de Urano. El 23 de septiembre de 1846, Johann Geffrey Gale, director del Observatorio de Berlín, descubrió un nuevo planeta: Neptuno.
Actualmente, Neptuno es el segundo planeta más alejado del sol en el sistema solar. El nombre de Neptuno es Neptuno en la mitología romana.
Plutón es el más lejano y más pequeño de los nueve planetas del sistema solar. Fue descubierto en 1930. Debido a que es el más alejado del sol, también hace mucho frío, muy parecido al lugar donde vivía Plutón, el dios del inframundo, en la mitología romana, por eso se le llama "Plutón".
La Vía Láctea es la galaxia a la que pertenecen la Tierra y el Sol. Debe su nombre a la banda brillante cuya parte principal se proyecta sobre la esfera celeste, llamada en China Vía Láctea.
La Vía Láctea es un vórtice, con cuatro brazos espirales que se extienden de manera uniforme y simétrica desde el centro de la Vía Láctea. El centro y los cuatro brazos espirales de la Vía Láctea están densamente poblados de estrellas. Desde la distancia, la Vía Láctea parece un disco para hacer ejercicio. El diámetro del disco es de 654,38+ millones de años luz, lo que equivale a 100 millones de kilómetros. La parte más gruesa en el medio tiene entre 3.000 y 6.500 años luz. El Sol está situado en un brazo espiral llamado Brazo de Orión, a unos 25.000 años luz del centro de la Vía Láctea.
El descubrimiento de la Vía Láctea ha pasado por un largo proceso. Después de la invención del telescopio, Galileo utilizó por primera vez un telescopio para observar la Vía Láctea y descubrió que la Vía Láctea está compuesta de estrellas. Luego están T. Wright, I. Kant, J. H. Lambert, etc. Se cree que la Vía Láctea y todas las estrellas podrían unirse en un sistema estelar gigante. A finales del siglo XVIII, F.W. Herschel comenzó a realizar observaciones de conteo de estrellas utilizando un telescopio reflector casero para determinar la estructura y el tamaño de los sistemas estelares. Afirmó que el sistema estelar era plano y que el sol no estaba lejos del centro del disco. Tras su muerte, su hijo J.F. Herschel siguió los pasos de su padre y continuó investigando en profundidad, extendiendo el trabajo de contar estrellas al cielo del sur. A principios del siglo XX, los astrónomos llamaron Vía Láctea al sistema estelar cuyo fenómeno aparente era la Vía Láctea. J.C. Kapteyn utilizó el método estadístico de paralaje para medir la distancia promedio de las estrellas, combinado con el recuento de estrellas, para obtener un modelo de la Vía Láctea. En este modelo, el Sol está en el centro y la Vía Láctea es un disco con un diámetro de 8.000 pársecs y un espesor de 2.000 pársecs. H Shapley utiliza la relación período-luminosidad de las estrellas variables Cefeidas para medir la distancia de los cúmulos de estrellas globulares y estudia la estructura y el tamaño de la Vía Láctea a partir de la distribución de los cúmulos de estrellas globulares. Su modelo era que la Vía Láctea era un sistema estelar en forma de lente sin el Sol en el centro. Shapley concluyó que el diámetro de la Vía Láctea es de 80.000 pársecs y que el sol está a 20.000 pársecs del centro de la Vía Láctea. Estos valores son demasiado grandes porque Shapley no tuvo en cuenta la extinción interestelar al calcular las distancias. En la década de 1920, tras el descubrimiento de la rotación de la Vía Láctea, se reconoció el modelo de la Vía Láctea de Shapley.
La Vía Láctea es una enorme galaxia espiral, tipo Sb, con cuatro brazos espirales. Contiene entre cien mil millones y doscientos mil millones de estrellas. La rotación general de la Vía Láctea no es buena. La velocidad de rotación del Sol es de unos 220 km/s. El Sol orbita el centro de la Vía Láctea durante unos 250 millones de años. La magnitud visual absoluta de la Vía Láctea es -20,5. La masa total de la Vía Láctea es aproximadamente 1 billón de veces la de nuestro Sol y aproximadamente 10 veces la de todas las estrellas de la Vía Láctea. Esta es una fuerte evidencia de que existe materia oscura en nuestra galaxia, mucho más allá del disco brillante. La opinión popular sobre la edad de la Vía Láctea es que nació poco después del Big Bang. Calculada con este método, la edad de nuestra Vía Láctea es de aproximadamente 65,438+0,45 mil millones de años, con un error superior e inferior de más de 2 mil millones de años. La comunidad científica cree que el "Big Bang" cuando nació el universo ocurrió aproximadamente. ...
La Vía Láctea es el sistema estelar en el que se encuentra el sistema solar, que incluye 120 mil millones de estrellas, una gran cantidad de cúmulos estelares y nebulosas, así como varios tipos de gas interestelar y polvo interestelar. . Su masa total es 654,38+04 mil millones de veces la del sol.
La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea se concentran en una esfera achatada con forma de disco. La parte que sobresale en el centro del esferoide achatado se llama "protuberancia nuclear" y tiene un radio de unos 7.000 años luz. El centro de la bola central se llama "núcleo de plata" y la periferia se llama "placa de plata". Hay una esfera más grande fuera del disco galáctico, donde hay menos estrellas y menos densidad. Se llama "halo galáctico" y tiene 70.000 años luz de diámetro. La Vía Láctea es una galaxia espiral de estructura espiral, es decir, que tiene un centro galáctico y dos brazos espirales, separados por 4.500 años luz. Cada parte gira a una velocidad y período diferente debido a su diferente distancia del centro de la galaxia. El sol está a unos 23.000 años luz del centro de la galaxia y orbita el centro de la galaxia a una velocidad de 250 kilómetros por segundo con un período de unos 250 millones de años.
Aproximadamente el 90% de la materia de una galaxia se concentra en las estrellas. Hay muchos tipos de estrellas. Las estrellas se pueden dividir en cinco familias de estrellas según sus propiedades físicas, composición química, distribución espacial y características de movimiento. Las estrellas más jóvenes del grupo extremo I se distribuyen principalmente en los brazos espirales del disco galáctico; las estrellas más antiguas del grupo II extremo se distribuyen principalmente en el halo galáctico. Las estrellas suelen agruparse en cúmulos. Además de la gran cantidad de estrellas dobles, en la Vía Láctea se han descubierto más de 1.000 cúmulos estelares. También hay gas y polvo en la Vía Láctea, que representan aproximadamente el 10% de la masa total de la Vía Láctea. La distribución del gas y el polvo es desigual, algunos se agrupan en nebulosas y otros se encuentran dispersos en el espacio interestelar. Desde la década de 1960 se ha descubierto una gran cantidad de moléculas interestelares, como el monóxido de carbono y el H2O. Las nubes moleculares son los principales sitios de formación estelar. El núcleo de la Vía Láctea, conocido como Núcleo Galáctico o Núcleo Galáctico, es un lugar muy especial. Emite intensa radiación de radio, infrarrojos, rayos X y rayos gamma. Su naturaleza aún no está clara. Puede que exista un agujero negro gigante y se estima que su masa es decenas de millones de veces la del sol. Poco se sabe sobre el origen y evolución de la Vía Láctea.
En 1971, los astrónomos británicos Lyndon Bell y Martin Ness analizaron observaciones infrarrojas y otras propiedades de la región central de la Vía Láctea y señalaron que la energía en el centro de la Vía Láctea debería ser un agujero negro, y predijeron que si su hipótesis era correcta, se debería observar una fuente de pequeña escala que emita radiación de radio en el centro de la Vía Láctea. Las propiedades de esta radiación deberían ser las mismas que las observadas en los sincrotrones terrestres. Tres años más tarde, se descubrió tal fuente: Sagitario A.
Sagitario A es muy pequeño, sólo del tamaño de una estrella ordinaria. La intensidad de la emisión de radio emitida por Sagitario A es de 2 * 10 (potencia 34) ergios/s y se encuentra a 0,2 años luz del centro dinámico de la Vía Láctea. Está rodeado de gas ionizado que se mueve a velocidades de hasta 300 kilómetros por segundo y de una fuerte fuente de radiación infrarroja. Las extrañas características de Sagitario A no pueden explicarse por la actividad de todos los objetos de clase estelar conocidos, por lo que Sagitario A parece ser el mejor candidato para un agujero negro masivo. Sin embargo, como actualmente no hay pruebas concluyentes de la existencia de agujeros negros masivos, los astrónomos tienen cuidado de no mencionarlos en un lenguaje concluyente. Nuestra Vía Láctea contiene alrededor de 200 mil millones de estrellas, de las cuales alrededor de 100 mil millones son estrellas, siendo el Sol el ejemplo típico. La Vía Láctea es una galaxia espiral bastante grande con tres componentes principales: un disco galáctico con brazos espirales, un centro galáctico que sobresale del centro y un halo.
La galaxia espiral M83 es muy similar en tamaño y forma a nuestra Vía Láctea.
El Disco Galáctico:
El Disco Galáctico: El disco plano de estrellas, polvo y gas en una galaxia espiral.
El Disco Galáctico es el componente principal de la Vía Láctea, y el 90% de la materia detectable en la Vía Láctea está dentro del alcance del Disco Galáctico. El disco de plata tiene forma de lente delgada y está distribuido axialmente simétricamente alrededor del centro de la plata. El espesor en su centro es de aproximadamente 65.438+0.000 años luz, pero este es el espesor del abultamiento del núcleo ligeramente convexo. El disco galáctico en sí tiene sólo 2.000 años luz de espesor y casi 1.000 años luz de diámetro. Se puede ver que la placa de plata es en general muy fina.
Excepto por el hecho de que el núcleo de plata gira alrededor del núcleo de plata dentro de un rango de 1000 pársecs, otras partes del disco galáctico giran menos bien alrededor del núcleo de plata, es decir, cuanto más alejadas del núcleo de plata núcleo, más lento giran. El material del disco galáctico existe principalmente en forma de estrellas, y la mayor parte de la materia interestelar, que representa menos del 10% de la masa total de la Vía Láctea, se encuentra dispersa en el disco galáctico. En la materia interestelar, además del hidrógeno ionizado, el hidrógeno molecular y diversas moléculas interestelares, también hay un 10% de polvo interestelar. Estas partículas sólidas con un diámetro de aproximadamente 1 micrón son la principal causa de la extinción interestelar y se concentran principalmente cerca del plano galáctico.
Debido a que el sol está ubicado en el disco plateado, no nos resulta fácil conocer el aspecto original del disco plateado. Para aclarar la estructura del disco galáctico, basándose en el estudio de los brazos espirales de la galaxia espiral M31 (Nebulosa de Andrómeda) realizado por Budd y Mayol en la década de 1940, se obtuvieron los principales tipos de objetos de brazos espirales, y luego estos tipos. de objetos en la galaxia Se realizó un estudio del cielo y se descubrieron tres brazos espirales paralelos cerca del sol. Debido a la extinción interplanetaria, la apariencia general del disco galáctico no se puede obtener mediante observación óptica. Existe evidencia de que los brazos espirales son los lugares de reunión del gas interestelar, por lo que la detección de gas interestelar puede mostrar la estructura del brazo espiral. El espectro de radio del gas interestelar de 21 cm no está bloqueado por el polvo interestelar y puede llegar a casi toda la galaxia. Tanto las observaciones ópticas como las de radio indican que el disco galáctico tiene una estructura de vórtice.
Centro de la Galaxia:
El bulbo central de la galaxia es una esfera brillante de unos 20.000 años luz de diámetro y 10.000 años luz de espesor. Esta región se compone de una alta densidad de estrellas, principalmente estrellas rojas que tienen más de 10 mil millones de años. Muchas evidencias muestran que hay un enorme agujero negro en la región central y que la actividad del núcleo de la galaxia es muy violenta. El centro de la Vía Láctea es la intersección del eje de rotación de la Vía Láctea y el plano galáctico.
El centro de la Vía Láctea está en dirección a Sagitario. Las coordenadas de los elementos del calendario de 1950 son: ascensión recta 174229, declinación -28 5918. El centro galáctico, además de ser un punto geométrico, también significa la región central de la Vía Láctea. El Sol está a unos 100.000 pársecs de Yinxin, que está a unos 8 pársecs al norte del plano galáctico. Hay una gran cantidad de polvo interestelar entre el centro galáctico y el sistema solar. Es difícil ver el centro galáctico en la banda de luz visible con telescopios ópticos en el hemisferio norte. Tras el auge de la radioastronomía y la tecnología de observación infrarroja, la gente puede detectar información sobre el centro de la Vía Láctea a través del polvo interestelar en la banda de 2 micrones a 73 cm. La observación de la línea espectral de 21 cm de hidrógeno neutro reveló la existencia de un brazo en expansión del flujo de hidrógeno en O a una distancia de 4000 pársecs de Yinxin, el llamado "brazo de 3000 pársecs" (esta distancia se determinó inicialmente erróneamente: era tres mil pársecs, posteriormente revisado a cuatro mil pársecs, pero todavía se usaba el nombre antiguo). Hay alrededor de 10 millones de hidrógeno neutro y la masa del Sol se precipita hacia el sistema solar a una velocidad de 53 kilómetros por segundo. Al otro lado del núcleo de plata se encuentra un brazo en expansión de hidrógeno neutro de aproximadamente la misma masa, que sale del núcleo de plata a una velocidad de 135 kilómetros por segundo. Debieron haber sido expulsados del centro galáctico de forma asimétrica hace entre 100.000 y 150.000 años. En el área del cielo, a 300 pársecs de Yinxin, hay un disco de hidrógeno que gira rápidamente alrededor de Yinxin, expandiéndose hacia afuera a una velocidad de 70 a 140 kilómetros por segundo. El disco contiene una nube de moléculas de hidrógeno con un diámetro medio de 30 parsecs. A una distancia de 70 pársecs de Yinxin, se encuentra una región de hidrógeno ionizado violentamente perturbada, que también se expande hacia afuera a gran velocidad. La gente ya sabe que no sólo sale una gran cantidad de gas del centro de la Vía Láctea, sino que también hay una potente fuente de radio en el centro de la Vía Láctea, concretamente Sagitario A, que emite una fuerte radiación de sincrotrón. La detección por el interferómetro de línea de base muy larga muestra que el área central de la fuente de radio en el centro de la Vía Láctea es muy pequeña, incluso menos de 10 unidades astronómicas, es decir, no excede la órbita de Júpiter alrededor del sol. . Según datos de observación infrarroja de 12,8 micrones, la masa de un núcleo de plata con un diámetro de 1 parsec equivale a varios millones de masas solares, de las cuales alrededor de 10.000 masas solares existen en forma de estrellas. ¿Xing tiene un título? oHay un núcleo masivo y denso en el centro de la Vía Láctea, que puede ser un agujero negro. Los electrones relativistas que fluyen hacia el denso disco de acreción del núcleo se aceleran en fuertes campos magnéticos, produciendo radiación sincrotrón. El estado de movimiento del gas galáctico, la fuerte fuente de radio en el centro de la galaxia y la existencia de galaxias especiales con una fuerte actividad central (como las galaxias Seyfert) nos hacen creer que siempre ha habido actividad de excitación central en la historia de la evolución de galaxias, incluida la Vía Láctea, y aún no se ha detenido.
Halo de Plata:
El halo de la Vía Láctea es un área esférica repartida por el disco galáctico. El diámetro del halo galáctico es de aproximadamente 98.000 años luz. La densidad de estrellas aquí es muy baja y hay algunos cúmulos globulares de estrellas viejas. Algunas personas creen que hay una enorme región esférica de emisión de radio fuera del halo galáctico, llamada corona galáctica, que se extiende al menos 1.000 pársecs o 320.000 años luz desde el centro galáctico.
Frases Cósmicas:
El verdadero secreto del mundo no está en lo invisible, sino en lo visible. Oscar Wilde
En el vasto y silencioso cielo estrellado, lloramos por el sol perdido. John de Lavelle de Maimon
En el centro del Hogar Negro, desde donde se envían innumerables soles, se encuentra una magia infinita.
Arthur Limbaugh
Si una persona puede mantener su mente en las cosas del cielo, cuando enfrente las cosas de la tierra, lo que diga y piense será más noble. -Cicerón
El sistema de la Vía Láctea
Nuestro sistema estelar, donde se encuentran la Tierra y el Sol, es una galaxia ordinaria, llamada así por su banda brillante de color blanco lechoso proyectada en la esfera celeste. -- Vía Láctea. La Vía Láctea es un sistema en forma de lente con un diámetro de aproximadamente 25.000 pársecs y un espesor de aproximadamente 1 a 2.000 pársecs. Su cuerpo principal se llama Placa de Plata. Sobre el disco galáctico se superpone una estructura espiral de estrellas muy luminosas, cúmulos de galaxias y nebulosas galácticas. El centro de la Vía Láctea es un enorme bulto con un eje longitudinal de 4-5 kiloparsecs y un espesor de 4 kiloparsecs. La Vía Láctea está envuelta en un halo de unos 30.000 pársecs de diámetro. Los miembros más brillantes del halo galáctico son los cúmulos globulares de estrellas. La masa de la Vía Láctea es de 1,4×1011 masas solares, de las cuales las estrellas representan aproximadamente el 90% y la materia interestelar compuesta de gas y polvo representa aproximadamente el 10%. La Vía Láctea en su conjunto gira muy mal. El Sol está a unos 65.438+00 kiloparsecs del centro galáctico y a unos 8 pársecs al norte del plano galáctico. Orbita el centro galáctico a una velocidad de 250 kilómetros por segundo, una vez cada 250 millones de años. La densidad total de materia (estrellas y materia interestelar) cerca del Sol es de aproximadamente 0,13 masa solar/parsec 3 o 8,8×10-24 g/cm 3. La Vía Láctea es una galaxia espiral Sb o Sc con 200 mil millones de estrellas. Es la galaxia gigante más grande excepto Andrómeda. Su magnitud absoluta aparente es Mv=-20,5. Evoluciona en una escala de tiempo de 1010 años.
Una breve historia de la investigación A mediados del siglo XVIII, la gente se dio cuenta de que, a excepción de los planetas, satélites y otros cuerpos celestes del sistema solar, todas las estrellas del cielo son "soles" distantes. Wright, Kant y Lambert fueron los primeros en creer que era posible que todas las estrellas estuvieran reunidas en un sistema enorme con un espacio limitado.
El primero en estudiar el origen de los sistemas estelares mediante la observación fue F.W. Herschel. Usó su telescopio reflector para contar estrellas en varias regiones celestes. En 1785, dibujó un diagrama de la estructura plana de la Vía Láctea centrada en el Sol, basándose en estudios estadísticos del número de estrellas. Utilizó telescopios de 50 cm y 120 cm de apertura para las observaciones y descubrió que cuando aumentaba el poder de penetración del telescopio, también aumentaba el número de estrellas débiles observadas, pero el borde de la Vía Láctea todavía no era visible. F.W. Herschel se dio cuenta de que la Vía Láctea era mucho más grande de lo que había estimado originalmente. Después de la muerte de F.W. Herschel, su hijo J.F. Herschel heredó el negocio de su padre y amplió el número de estrellas a la mitad sur del cielo. A mediados del siglo XIX comenzó a medir las distancias entre las estrellas y a compilar mapas estelares de todo el cielo. En 1906, para volver a estudiar la estructura del mundo estelar, Kapteyn propuso el plan de "seleccionar regiones estelares", que más tarde se conoció como la "selección de Kapteyn". En 1922, dibujó un modelo similar al de F.W. Herschel, también un sistema plano con el sol en el centro, estrellas densas y bordes dispersos. Shapley exploró el tamaño y la forma de la Vía Láctea sobre una base completamente diferente. Utilizó la relación período-luminosidad de las cefeidas en las Nubes de Magallanes descubiertas por Loewit de 1908 a 1912 para medir la distancia entre los cúmulos globulares y las cefeidas. Bajo el supuesto de que no había ninguna extinción interestelar aparente, en 1918 se construyó un modelo lenticular de la Vía Láctea, sin el Sol en el centro. En la década de 1920, el modelo Shapley había sido reconocido por la comunidad astronómica. Shapley sobreestimó la Vía Láctea porque no tuvo en cuenta los efectos de la extinción interestelar. No fue hasta que Trumpler confirmó la existencia de materia interestelar en 1930 que se corrigió esta desviación.
Aproximadamente el 90% de la materia que forma la Vía Láctea se concentra en las estrellas. En 1905, Hertzsprung descubrió que las estrellas se pueden dividir en estrellas gigantes y estrellas enanas. Después de la publicación de Herotto en 1913, basándose en el tipo espectral y la luminosidad, se sabía que además de las estrellas de la secuencia principal, había cinco ramas: supergigante, gigante, subgigante, subenana y enana blanca. Durante 1944, Bader realizó observaciones de la galaxia de Andrómeda y determinó que las estrellas podían dividirse en dos grupos distintos: Grupo I y Grupo II. La Población I es un objeto joven, rico en oro, ubicado en los brazos espirales y asociado con materia interestelar. La Población II es un antiguo cuerpo celeste pobre en metales que no tiene tendencia a acumularse en el plano galáctico. En 1957, según el contenido de metal, la edad, la distribución espacial y las características de movimiento, estos dos grupos de estrellas se subdividieron en el grupo de estrellas intermedio ⅰ, el grupo de estrellas de brazo espiral ⅰ, el grupo de estrellas de disco ⅱ y el grupo de estrellas de halo ⅱ.
Las estrellas en pares, grupos y cúmulos son fenómenos comunes. Menos de la mitad de las estrellas a 25 pársecs del Sol son estrellas individuales. Hasta ahora se han observado 65.438+032 cúmulos de estrellas globulares, más de 65.438+0.000 cúmulos de estrellas galácticas y bastantes asociaciones estelares. Según la inferencia estadística, debería haber 18.000 cúmulos de estrellas galácticas y 500 cúmulos de estrellas globulares. A principios del siglo XX, Barnard descubrió una gran cantidad de nebulosas brillantes y oscuras mediante observaciones fotográficas. En 1904, el descubrimiento del calcio ionizado en los espectros estelares reveló la existencia de materia interestelar. Estudios espectroscópicos y de polarización posteriores determinaron la composición de gas y polvo de la nebulosa. En los últimos años, gracias a la detección en la banda infrarroja, se están formando estrellas en las zonas densas de las nebulosas oscuras. Tras el nacimiento de la radioastronomía, se utilizó la línea espectral de 21 cm del hidrógeno neutro para delinear la estructura del vórtice de la Vía Láctea. Según la descripción de la zona de hidrógeno ionizado, se encontró que cerca del Sol hay tres brazos espirales: Sagitario, Orión y Perseo. El Sol está dentro de los brazos de Orión. Además, se descubrió un brazo de 3000 pársecs en dirección a Yinxin. La distancia entre los dos brazos es de aproximadamente 1,6 kiloparsecs. En 1963, la radioastronomía observó la molécula interestelar OH, lo que supuso un gran avance desde que las moléculas interestelares ch, CN y CH+ fueron identificadas en la banda óptica entre 1937 y 1941. A finales de 1979 se habían descubierto más de 50 especies de moléculas interestelares.
Estructura La estructura general de la Vía Láctea es: la parte principal del material de la Vía Láctea está compuesta por un disco delgado llamado disco galáctico, y la parte casi esférica en el centro del disco galáctico se llama el bulto. La estrella es muy densa en el bulbo y tiene una pequeña región densa en su centro llamada núcleo galáctico. Fuera de la placa de plata hay un sistema de distribución más grande, casi esférico, en el que la densidad de la materia es mucho menor que en el interior de la placa de plata, llamado halo galáctico. También hay una corona plateada fuera del halo plateado, y su distribución material también es aproximadamente esférica. Para obtener detalles sobre la Vía Láctea, consulte "La estructura de la Vía Láctea".
El origen y la evolución de la Vía Láctea aún no se conocen bien. Esto no sólo sirve para estudiar el origen y la evolución de las galaxias en general, sino también para estudiar cosmología. Según la hipótesis cosmológica del Big Bang, todas las galaxias que hemos observado formaron protogalaxias gradualmente hace 1010 años debido a las fluctuaciones de la materia primitiva de alta densidad causadas por la densidad, la gravedad inestable y la expansión continua, y evolucionaron hasta convertirse en la Vía Láctea. grupo dentro. El supuesto del modelo del universo en estado estacionario es que las galaxias se forman continuamente en las regiones centrales de protogalaxias de alta densidad.
La investigación sobre la evolución de la Vía Láctea sólo ha logrado algunos resultados en los últimos años. Los datos sobre el movimiento espacial de estrellas viejas cercanas al Sol indican que las familias de estrellas del halo nacieron durante el colapso de las nebulosas protogalácticas. Tienen más de 654,38 mil millones de años y una composición química de aproximadamente 73% de hidrógeno y 27% de helio. La mayor parte del material gaseoso se concentra en el disco galáctico y luego forma el grupo de estrellas del disco. En los últimos años, la gente ha discutido la evolución general de la Vía Láctea desde las perspectivas de la formación y evolución estelar, los cambios en la abundancia de elementos, la actividad del núcleo galáctico y su papel en la evolución. La teoría de las ondas de densidad desarrollada en la década de 1960 explica bien la estructura general de la estructura espiral de la Vía Láctea y su mecanismo de mantenimiento a largo plazo.
¿Qué es un año luz? Un año luz es una unidad de distancia en astronomía que representa la distancia recorrida por la luz en un año. La velocidad de la luz es de 300.000 kilómetros por segundo y puede viajar 25,92 mil millones de kilómetros en un día, que es 365 veces la longitud de un año luz. Este método de utilizar el tiempo para expresar la distancia también se utiliza en la vida diaria. Por ejemplo, la distancia de Chengdu a Chongqing es de 450 kilómetros, y puedes caminar 60 kilómetros todos los días, por lo que decimos que el viaje de Chengdu a Chongqing es de siete días y medio.
El sol tardó sólo ocho minutos y dieciocho segundos en tocar la tierra. La luz de Vega tarda 27 años en llegar a la Tierra. Ante tal comparación, exclamaríamos sorprendidos: "¡Genial! ¡Está tan lejos!" Pero los astrónomos seguramente se reirían de nuestra rareza. Nos dirán que hay innumerables estrellas a decenas de miles de años luz del Sol, pero solo hay quince estrellas a diez años luz. Hace unos años los astrónomos vieron explotar una estrella y mediante cálculos supieron que se trataba de una estrella. Explotó violentamente hace 1.300 años, lo que significa que esta estrella se encuentra a 1.300 años luz de la Tierra.
El año luz es una unidad astronómica utilizada para expresar "distancia". Es la distancia ganada al caminar a la velocidad de la luz en un año. En astronomía, la distancia no se expresa en kilómetros, principalmente porque la distancia entre los cuerpos celestes en el universo es demasiado grande. Sólo de la Tierra a la Luna hay unos 380.000 (380.000) kilómetros; si es de la Tierra al Sol, son más de (149,6 millones) de kilómetros.
Por tanto, debemos disponer de una unidad mayor para calcular distancias astronómicas.
En el universo, la velocidad de la luz es la más rápida, 3 x 105 kilómetros por segundo, lo que equivale a dar 7 vueltas y media a la Tierra en tan solo un segundo (dar la vuelta a la Tierra son unos 40.000 kilómetros). ). Si se utiliza el "kilómetro" comúnmente utilizado para expresar la distancia de los cuerpos celestes, el número será muy grande. Por ejemplo, la Luna está a unos 3,8 x 105 kilómetros de la Tierra, el Sol está a unos 1,5 x 108 kilómetros de la Tierra y Plutón, el planeta más lejano del sistema solar, está a unos 6 x 109 kilómetros de la Tierra. . En astronomía, los años luz se utilizan comúnmente para expresar la distancia de los cuerpos celestes (es decir, la distancia recorrida por la luz en un año = aproximadamente 904605x1012km). Por ejemplo, la estrella más cercana del sistema solar está a unos 4,3 años luz de nosotros, y la galaxia más cercana, Andrómeda, está a unos 2 millones de años luz.
El "agujero negro" se imagina fácilmente como un "gran agujero negro", pero no lo es. El llamado "agujero negro" es un cuerpo celeste cuyo campo gravitacional es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar.
Según la relatividad general, los campos gravitacionales curvan el espacio-tiempo. Cuando una estrella es grande, su campo gravitacional tiene poco impacto en el espacio-tiempo, y la luz emitida desde un determinado punto de la superficie de la estrella puede emitirse en cualquier dirección en línea recta. Cuanto menor sea el radio de la estrella, mayor será el efecto de curvatura en el espacio-tiempo circundante, y la luz emitida en ciertos ángulos regresará a la superficie de la estrella a lo largo del espacio curvo.
Cuando el radio de la estrella es pequeño hasta un valor específico (llamado "radio de Schwarzschild" en astronomía), se captura incluso la luz emitida desde el plano vertical. En este punto, la estrella se convierte en un agujero negro. Decir que es "negro" significa que es como un pozo sin fondo en el universo. Una vez que se deja caer cualquier sustancia, parece imposible escapar. De hecho, los agujeros negros son realmente "invisibles", de lo que hablaremos más adelante.
Entonces, ¿cómo se forman los agujeros negros? De hecho, al igual que las enanas blancas y las estrellas de neutrones, es probable que los agujeros negros evolucionen a partir de estrellas.
Hemos introducido en detalle el proceso de formación de enanas blancas y estrellas de neutrones. A medida que una estrella envejece, sus reacciones termonucleares han agotado el combustible (hidrógeno) del centro y la energía generada en el centro se está agotando. De esta manera ya no es lo suficientemente fuerte para soportar el enorme peso de la maleta. Por lo tanto, bajo la fuerte presión de la capa exterior, el núcleo comienza a colapsar hasta que finalmente se forma una estrella pequeña y densa, que es capaz de equilibrar la presión nuevamente.
Las estrellas con masas más pequeñas evolucionan principalmente hacia enanas blancas, mientras que las estrellas con masas más grandes pueden formar estrellas de neutrones. Según los cálculos de los científicos, la masa total de una estrella de neutrones no puede ser superior a tres veces la masa del sol. Si excede este valor, no habrá fuerza para competir con su propia gravedad y se producirá otro gran colapso.
Esta vez, según las especulaciones de los científicos, la materia marchará inexorablemente hacia el punto central hasta convertirse en un “punto” con volumen cero y densidad infinita. Y cuando su radio se reduce hasta cierto punto (radio de Schwarzschild), como mencionamos anteriormente, la enorme gravedad impide incluso la emisión de luz, cortando así todas las conexiones entre la estrella y el mundo exterior: así nació un "agujero negro".
En comparación con otros cuerpos celestes, los agujeros negros son demasiado especiales. Por ejemplo, los agujeros negros son invisibles y no pueden observarse directamente. Incluso los científicos sólo pueden hacer varias conjeturas sobre sus estructuras internas. Entonces, ¿cómo se esconden los agujeros negros? La respuesta es: espacio curvo. Como todos sabemos, la luz viaja en línea recta. Esto es sentido común básico. Pero según la relatividad general, el espacio se curvará bajo la influencia del campo gravitacional. En este momento, aunque la luz todavía viaja a lo largo de la distancia más corta entre dos puntos cualesquiera, no es una línea recta, sino una curva. En sentido figurado, parece que la luz debería viajar en línea recta, pero la fuerte gravedad la aleja de su dirección original.
En la Tierra, esta curvatura es pequeña porque el campo gravitacional es pequeño. Alrededor de un agujero negro, esta deformación espacial es muy grande. De esta manera, incluso si la luz emitida por la estrella es bloqueada por el agujero negro, aunque parte de ella caerá en el agujero negro y desaparecerá, la otra parte de la luz evitará el agujero negro en el espacio curvo y alcanzará el tierra. Así podemos observar fácilmente el cielo estrellado detrás del agujero negro, como si el agujero negro no existiera. Ésta es la invisibilidad de los agujeros negros.
Lo que es aún más interesante es que algunas estrellas no sólo envían energía luminosa directamente a la Tierra, sino que también envían luz en otras direcciones. Esta luz puede ser refractada por la fuerte gravedad de los agujeros negros cercanos y llegar a la Tierra. . De esta forma, no sólo podremos ver la “cara” de la estrella, sino también su costado e incluso su espalda!
Los "agujeros negros" son sin duda una de las teorías astronómicas más desafiantes y apasionantes de este siglo. Muchos científicos están trabajando arduamente para desentrañar su misterio y constantemente se proponen nuevas teorías.
Sin embargo, estos últimos resultados de la astrofísica contemporánea no se pueden explicar aquí claramente en pocas palabras.
Imágenes de agujeros negros:
Imágenes del sistema solar:
Imágenes de galaxias: