Jautājums par galaktikas svēršanu ir astronomisks izaicinājums, it īpaši, ja tā ir galaktika, kurā dzīvojat. Pārsteidzoši, zinātnieki ierosināja vairākus veidus, kā uzreiz noteikt Piena Ceļa masu, apkopojot rezultātus nesen pētījumiem un piedāvāja vislabāko vērtību.
Pirmais veids ir novērot zvaigžņu kustību galaktikā. Lielākā daļa Piena Ceļa zvaigžņu pārvietojas aptuveni pa apli ap galaktikas centru. Tā kā gravitācija ir spēks, kas notur zvaigznes to orbītā, varat izmantot zvaigznes ātrumu un attālumu no centra, lai noteiktu masu tās orbītā.
Ne visām zvaigznēm ir apļveida orbītas, bet parasti tās ir. Tāpēc zināmām zvaigznēm ir iespējams uzzīmēt grafiku par ātruma atkarību no attāluma no centra un iegūt tā saukto rotācijas līkni. Šīs līknes mērīšana collās piena ceļš un citas galaktikas kļuva par pirmo pierādījumu tam, ka galaktikām ir daudz lielāka masa, nekā to var izskaidrot ar redzamajām zvaigznēm. Tas noveda pie idejas par tumšo vielu.
Viena no problēmām ar rotācijas līknes metodi ir tā, ka mēs varam izmērīt zvaigznes tikai noteiktā attālumā. Tagad mēs zinām, ka lielākā daļa mūsu galaktikas masas nav koncentrēta centrā, bet gan izplatās uz āru galaktikas halo. Tātad zinātnieki var novērtēt oreola masu pēc rotācijas līknes, bet viņi var arī novērot lodveida zvaigžņu kopu kustību.
Lodveida kopas ir spilgti blīvas zvaigžņu kopas. Zvaigznes lodveida klastera iekšpusē ir saistītas ar gravitāciju, izraisot kopu pārvietošanos pa galaktiku kā vienotu objektu. Tie atrodas sfērā, kas ieskauj Piena ceļu, tāpēc zinātnieki saka, ka to kustības mērīšana palīdz izmērīt galaktikas oreola masu.
Lai izmērītu galaktikas oreola ārējo reģionu, mēs varam novērot pavadošo galaktiku, piemēram, Magelāna mākoņu, kustību. Apmēram 1,4 miljonu gaismas gadu attālumā no Piena Ceļa atrodas apmēram 60 mazas galaktikas. Ne visi no tiem riņķo ap mūsu galaktiku, bet daudzi no tiem riņķo. Tā kā tie atrodas ārpus mūsu galaktikas oreola, to orbitālās kustības nosaka visa mūsu galaktikas masa. Vienīgais šīs pieejas trūkums ir tāds, ka, kad orbītā ir tikai daži desmiti galaktiku, rezultāts nav īpaši precīzs.
Visas šīs pieejas aprēķina Piena ceļa masu, pamatojoties uz orbītas kustību. Tomēr zinātnieki saka, ka dažas metodes nepaļaujas uz orbītas kustību. Viens no tiem ir pundurgalaktiku plūdmaiņu ietekmes izpēte. Mūsu galaktikas vēsturē ir vairākas lodveida kopas un pundurgalaktikas, kas bija pārāk tuvu Piena ceļa centrālajam reģionam un tika saplēstas plūdmaiņu spēku ietekmē. Šo galaktiku paliekas veido zvaigžņu plūsmas, piemēram, Strēlnieka straumi. Aprēķinot šo plūsmu kustību, zinātnieki var novērtēt galaktikas masu.
Vēl viena pieeja ir novērot zvaigznes, kas atstāj mūsu galaktiku. Dažreiz zvaigzne gandrīz saduras ar citu zvaigzni un iegūst pietiekami daudz ātruma, lai atstātu mūsu galaktiku. Tā kā bēgšanas ātrums ir atkarīgs no galaktikas masas, zvaigžņu bēgšanas ātruma statistiskais novērtējums dod galaktikas masu. Visbeidzot, zinātnieki aplūko vietējo galaktiku grupu, kurā ietilpst Andromedas galaktika un tās satelītgalaktikas.
Katrai pieejai ir savas priekšrocības un precizitātes līmeņi, un neviena no tām nav XNUMX% patiesa pati par sevi. Zinātnieki izmantoja dažādu metožu vidējo statistisko vērtību un atvasināja to, ko var saukt par mūsu galaktikas masas labāko vērtību. Tas ir triljons saules masu, plus vai mīnus daži simti miljardu saules masu.
Lasi arī: