Spurningin um að vega vetrarbraut er stjarnfræðileg áskorun, sérstaklega ef það er vetrarbrautin sem þú býrð í. Það kom á óvart að vísindamenn lögðu fram nokkrar leiðir til að ákvarða massa Vetrarbrautarinnar í einu, og drógu niðurstöðurnar saman í nýlegri niðurstöðu. rannsóknir og kynnti besta verðið.
Fyrsta leiðin er að fylgjast með hreyfingum stjarna í vetrarbrautinni. Flestar stjörnurnar í Vetrarbrautinni hreyfast nokkurn veginn í hring í kringum miðju vetrarbrautarinnar. Þar sem þyngdaraflið er krafturinn sem heldur stjörnum á brautum sínum, geturðu notað hraða og fjarlægð stjörnunnar frá miðju til að ákvarða massann á brautinni.
Ekki eru allar stjörnur með hringlaga brautir en þær hafa það venjulega. Því fyrir þekktar stjörnur er hægt að teikna línuritið sem sýnir hversu háð hraðinn er fjarlægð frá miðju og fá svokallaðan snúningsferil. Mæling á þessum feril í Vetrarbrautin og aðrar vetrarbrautir urðu fyrstu vísbendingar um að vetrarbrautir hafi miklu meiri massa en hægt er að útskýra með sýnilegum stjörnum. Þetta leiddi til hugmyndarinnar um dökkt efni.
Eitt af vandamálunum við snúningsferilaðferðina er að við getum aðeins mælt stjörnur í ákveðna fjarlægð. Við vitum núna að megnið af massa vetrarbrautarinnar okkar er ekki einbeitt í miðjunni heldur dreifist hann út í vetrarbrautargeislann. Vísindamenn geta því metið massa geislabaugs út frá snúningsferlinum, en þeir geta líka fylgst með hreyfingu kúlustjörnuþyrpinga.
Kúluþyrpingar eru bjartar þéttar stjörnuþyrpingar. Stjörnur innan kúluþyrpingar eru bundnar að þyngdarkrafti, sem veldur því að þyrpingarnar fara í gegnum vetrarbrautina sem eitt fyrirbæri. Þeir eru í kúlu umhverfis Vetrarbrautina, svo vísindamenn segja að mælingar á hreyfingu þeirra hjálpi til við að mæla massa vetrarbrautarinnar.
Til að mæla ytra svæði vetrarbrautargeislans getum við fylgst með hreyfingu fylgivetrarbrauta eins og Magellansskýjanna. Í um 1,4 milljón ljósára fjarlægð frá Vetrarbrautinni eru um 60 litlar vetrarbrautir. Þær eru ekki allar á braut um vetrarbrautina okkar en margar þeirra gera það. Vegna þess að þeir eru fyrir utan vetrarbrautargeislann okkar, ákvarðast brautarhreyfingar þeirra af heildarmassa vetrarbrautarinnar okkar. Eini gallinn við þessa nálgun er sá að með aðeins nokkra tugi vetrarbrauta á brautum er niðurstaðan ekki sérlega nákvæm.
Allar þessar aðferðir reikna massa Vetrarbrautarinnar út frá brautarhreyfingu. Vísindamenn segja hins vegar að sumar aðferðir treysti ekki á hreyfingu í svigrúmi. Ein þeirra er að rannsaka sjávarfallaáhrif dvergvetrarbrauta. Í sögu vetrarbrautarinnar okkar eru nokkrar kúluþyrpingar og dvergvetrarbrautir sem komu of nálægt miðsvæði Vetrarbrautarinnar og voru rifnar í sundur af sjávarföllum. Leifar þessara vetrarbrauta mynda stjörnustrauma eins og Bogmannstrauminn. Með því að reikna út hreyfingu þessara strauma geta vísindamenn áætlað massa vetrarbrautarinnar.
Önnur aðferð er að fylgjast með stjörnum fara út úr vetrarbrautinni okkar. Stundum rekst stjarna næstum á aðra stjörnu og nær nægum hraða til að yfirgefa vetrarbrautina okkar. Þar sem flóttahraði fer eftir massa vetrarbrautarinnar gefur tölfræðilegt mat á flóttahraða stjarnanna massa vetrarbrautarinnar. Að lokum skoða vísindamenn staðbundinn hóp vetrarbrauta, sem inniheldur Andrómedu vetrarbrautina og gervihnattavetrarbrautir hennar.
Hver aðferð hefur sína kosti og nákvæmni og enginn þeirra er XNUMX% sönn út af fyrir sig. Vísindamenn tóku meðaltalsgildi mismunandi aðferða og drógu það sem kalla má besta gildi massa vetrarbrautar okkar. Það er trilljón sólmassar, plús eða mínus nokkur hundruð milljarða sólmassa.
Lestu líka: