Какова точная масса Млечного Пути?
Как взвесить галактику? Это астрономическая задача, особенно если это галактика, которую вы называете своим домом. Оказывается, существует несколько способов узнать массу Млечного Пути, и в недавнем исследовании эти способы обобщены, чтобы представить наилучшее значение.
Один из методов — посмотреть на движение звезд в галактике. Большинство звезд Млечного Пути движутся по приблизительно круговому пути вокруг галактического центра. Как планеты обращаются вокруг Солнца, так и звезды обращаются вокруг галактики. Поскольку гравитация — это сила, удерживающая звезды на их орбите, вы можете использовать скорость звезды и расстояние от центра, чтобы определить массу на ее орбите. Не все звезды имеют круговые орбиты, но в среднем это так. Поэтому можно построить график зависимости скорости от расстояния до центра для известных звезд и получить так называемую кривую вращения. Измерения этой кривой в Млечном Пути и других галактиках стали первым доказательством того, что галактики имеют гораздо большую массу, чем та, которую можно объяснить видимыми звездами, что привело к идее темной материи.
Одна из проблем метода кривой вращения заключается в том, что мы можем измерять звезды только до определенного расстояния. Теперь мы знаем, что большая часть массы нашей галактики сосредоточена не в центре, а распространяется наружу в галактическом ореоле. Мы можем оценить массу гало по кривой вращения, но мы также можем посмотреть на движение шаровых скоплений.
Шаровые скопления — это яркие плотные скопления звезд. Поскольку звезды внутри шарового скопления гравитационно связаны, эти скопления движутся по галактике как единый объект. Они находятся в сфере, окружающей Млечный Путь, поэтому измерение их движения помогает нам определить массу галактического ореола.
Чтобы измерить внешнюю область галактического гало, мы можем посмотреть на движение галактик-спутников, таких как Магеллановы облака. В радиусе 1,4 миллиона световых лет от Млечного Пути находится около 60 небольших галактик. Не все они вращаются вокруг нашей галактики, но многие из них. Поскольку они находятся вне нашего галактического ореола, их орбитальные движения определяются всей массой нашей галактики. Единственным недостатком этого подхода является то, что при наличии всего нескольких десятков орбитальных галактик результат не будет особенно точным.
Все эти подходы рассчитывают массу Млечного Пути на основе орбитального движения. Есть несколько методов, которые не полагаются на орбитальное движение. Один из них заключается в изучении приливных шлейфов карликовых галактик. В истории нашей галактики есть несколько шаровых скоплений и карликовых галактик, которые слишком близко подошли к центральной области Млечного Пути и были разорваны на части приливными силами. Остатки этих галактик образуют потоки звезд, например, поток Стрельца. Вычислив движение этих потоков, мы можем оценить галактическую массу.
Другой подход — посмотреть на звезды, покидающие нашу галактику. Время от времени звезда сталкивается с другой звездой и набирает достаточную скорость, чтобы покинуть нашу галактику. Поскольку скорость бегства зависит от массы галактики, статистическая оценка количества убегающих звезд дает массу галактики.
Наконец, мы можем посмотреть на местную группу галактик. Сюда входит галактика Андромеды и ее галактики-спутники. Наша местная группа гравитационно изолирована от более отдаленных скоплений галактик, поэтому изучение равновесного состояния местной группы дает нам представление о ее общей массе и массе Млечного Пути.
Каждый из этих подходов имеет свои преимущества и уровень точности. Ни один из них сам по себе не является окончательным. В последней работе группа взяла среднее статистическое значение различных методов и вывела то, что мы можем назвать наилучшим значением массы нашей галактики. Значение, которое они определили, составляет триллион солнечных масс, плюс-минус несколько сотен миллиардов солнечных масс.
