Kysymys galaksin punnitsemisesta on tähtitieteellinen haaste, varsinkin jos se on galaksi, jossa asut. Yllättäen tutkijat ehdottivat useita tapoja määrittää Linnunradan massa kerralla, tiivisti tulokset hiljattain julkaistussa tutkimusta ja tarjosi parhaan vastineen.
Ensimmäinen tapa on tarkkailla tähtien liikettä galaksissa. Suurin osa Linnunradan tähdistä liikkuu suunnilleen ympyrässä galaksin keskuksen ympärillä. Koska painovoima on voima, joka pitää tähdet kiertoradalla, voit käyttää tähden nopeutta ja etäisyyttä keskustasta määrittääksesi sen kiertoradalla olevan massan.
Kaikilla tähdillä ei ole ympyräradat, mutta yleensä niillä on. Siksi tunnetuille tähdille on mahdollista piirtää kaavio nopeuden riippuvuudesta etäisyydestä keskustasta ja saada ns. rotaatiokäyrä. Tämän käyrän mittaus tuumaa Linnunrata ja muista galakseista tuli ensimmäinen todiste siitä, että galakseilla on paljon suurempi massa kuin mitä näkyvät tähdet voivat selittää. Tämä johti ajatukseen pimeästä aineesta.
Yksi pyörimiskäyrämenetelmän ongelmista on, että voimme mitata tähtiä vain tietyltä etäisyydeltä. Tiedämme nyt, että suurin osa galaksimme massasta ei ole keskittynyt keskustaan, vaan pikemminkin leviää ulospäin galaktiseen haloon. Joten tutkijat voivat arvioida halon massan pyörimiskäyrästä, mutta he voivat myös tarkkailla pallomaisten tähtijoukkojen liikettä.
Pallomaiset tähtijoukot ovat kirkkaita tiheitä tähtijoukkoja. Pallomaisen joukon sisällä olevat tähdet ovat gravitaatiosidonnaisia, jolloin joukot liikkuvat galaksin läpi yhtenä kohteena. Ne ovat Linnunrataa ympäröivällä pallolla, joten tutkijat sanovat, että niiden liikkeen mittaaminen auttaa mittaamaan galaktisen halon massaa.
Galaktisen halon ulkoalueen mittaamiseksi voimme tarkkailla toisten galaksien, kuten Magellanin pilvien, liikettä. Noin 1,4 miljoonan valovuoden etäisyydellä Linnunradalta on noin 60 pientä galaksia. Kaikki eivät kiertää galaksiamme, mutta monet heistä kiertävät. Koska ne ovat galaktisen halomme ulkopuolella, niiden kiertoradan liikkeet määrää galaksimme koko massa. Tämän lähestymistavan ainoa haittapuoli on, että vain muutaman kymmenen galaksin kiertoradalla tulos ei ole erityisen tarkka.
Kaikki nämä lähestymistavat laskevat Linnunradan massan kiertoradan liikkeen perusteella. Tiedemiehet sanovat kuitenkin, että jotkin menetelmät eivät perustu kiertoradan liikkeeseen. Yksi niistä on tutkia kääpiögalaksien vuorovesivaikutuksia. Galaksimme historiassa on useita pallomaisia tähtijoukkoja ja kääpiögalakseja, jotka tulivat liian lähelle Linnunradan keskialuetta ja jotka vuorovesivoimat repivät osiin. Näiden galaksien jäännökset muodostavat tähtivirtoja, kuten Jousimies-virran. Laskemalla näiden virtojen liikkeet tiedemiehet voivat arvioida galaksin massan.
Toinen lähestymistapa on tarkkailla tähtiä, jotka lähtevät galaksistamme. Joskus tähti melkein törmää toisen tähden kanssa ja saa tarpeeksi nopeutta poistuakseen galaksistamme. Koska pakonopeus riippuu galaksin massasta, tilastollinen arvio tähtien pakonopeudesta antaa galaksin massan. Lopuksi tutkijat tarkastelevat paikallista galaksiryhmää, johon kuuluvat Andromedan galaksi ja sen satelliittigalaksit.
Jokaisella lähestymistavalla on omat etunsa ja tarkkuustasonsa, eikä mikään niistä ole sinänsä XNUMX % totta. Tutkijat ottivat eri menetelmien keskimääräisen tilastollisen arvon ja päättelivät galaksimme massan parhaan arvon. Se on biljoona auringon massaa, plus tai miinus muutama sata miljardia auringon massaa.
Lue myös: