Esne Bidea
| Esne Bidea | |
|---|---|
 Esne Bidearen galaxiagunea, Paranal behatokiko gau izartsu batean. | |
| Ezaugarriak | |
| Mota | Sb, Sbc edo SB(rs)bc[1] galaxia kiribila |
| Masa | 0.8–1.5×1012 [2] M☉ |
| Izar kopurua | 100–400 mila milioi [(1–4)×1011] |
| Diametroa | 100.000[3] argi-urte |
| Behaketa datuak (J2000.0 garaia) | |
| Igoera zuzena | 17h 45m 39.9s |
| Deklinazioa | -29° 00′ 28″ |
| Beste izenak | |
Esne Bidea edo Donejakue Bidea galaxia kiribil bat da, non Eguzki sistema dagoen. Talde Lokalean kokatua, Laniakea superkumuluan, gutxi gorabehera 100.000 argi urteko diametroa du eta 300.000 argi urteko zirkunferentzia. 200.000tik 400.000 milioietara izar dituela kalkulatzen da, zeintzuetatik bat baita Eguzkia.
Esne Bideak, galaxia diren satelite batzuk ditu eta horiek guztiak galaxiaz osaturiko Talde Lokaleko parte dira. Talde hori Virgo superklusterrean zati bat da, eta azken hori Laniakea superkluster handiaren osagai bat besterik ez da.
Izena[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Esne Bide esapidea euskaraz XVIII. mendean agertu zen lehen aldiz idatzian, Larramendiren eskutik, baina esnabide itxurarekin,[4] bai eta Zeruko esnabidea ere. Esne Bidea, marrarekin edo gabe, arautua du Euskaltzaindiak bere hiztegian,[5] E eta B larriz.
Izenaren jatorria latinezko Via Lactea esapidean du, eta honek grezierazko γαλαξίας κύκλος (galaxías kýklos, “biribil esnekara”) esapidean. Biribil hau, Antzinako Greziarrek izendatutako zeruko hamaika zirkuluetako bat da: zodiakoa, meridianoa, zeruertza, ekuatorea, Kaprikornio eta Kantzer tropikoak, Zirkulu artikoa eta antartikoa eta bi lurburuetatik pasatzen diren bi koluroak.[6]
Beste hizkuntza batzuetan ere “ibai” kontzeptua agertzen da gure galaxia izendatzeko: “ibaia” arabiar kulturan, “argi-ibaia” judutarrean, “zilar ibaia” txinatarrean (银河系) eta “Gangesen ibilgua” tradizio sanskritoan.[7]
Behaketaren historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Lurretik banda zurixka itxura du, begi bistan izar banakoak ezin baitira ikusi. Hala ere, Demokrito eta Anaxagoras greziarrek izarrez osatua zegoela aurreikusi zuten. 1610an izan zen, Galileok ikusi ahal izan zuen bere betaurreko astronomikoari esker (teleskopio landugabe bat) Esne Bidea izarrez osatua zela. Hala ere, mende bat baino gehiagoz uste izan zen Esne Bideaz bestelako galaxia baten osagai zirela zeru osoan zehar banatuak dauden izar ikusgaiak. 1750 inguruan, astronomo batzuek iradoki zuten Esne Bidearen itxura esplika zitekeela izar ikusgai gehienak disko formako egitura baten kide izango balira, hots, gaur galaxia kiribil gisa ezagutzen ditugunen antzeko baten kide izango balira.
XVIII. mendearen amaiera aldean, William Herschel britainiar astronomoak uste hori berretsi zuen, esanez ezen izar ikusgaiek banakako izar sistema bat osatzen zutela, erdian erraboil moduko bat duen disko formako galaxia bat, alegia.
Harlow Shapley ipar amerikarrak ondu zuen 1916-1917. urteetan Esne Bidearen egituraren lehen eredu zuzena, oro har bederen. Astronomo horrek helburuan jo zuen Eguzki sistema gure Galaxiaren erdiko gunetik hurbil ez baina haren ertzean zegoelako hipotesia proposatzean. Horregatik, erdialdera begiratzen denean, hots, Sagittarius konstelazioaren aldera, izarrak hain metatuak aurkitzen dira non zerrenda batean kontzentraturik daudela baitirudite. Hortaz, Shapleyk aurkitu zuen argi koroak esfera forma zuela, koroa haren zentroa bat baitator Galaxiaren grabitate zentroarekin, Sagitario konstelazioaren norabidean baitago, hain zuzen, zentro hori.
Egitura[aldatu | aldatu iturburu kodea]
.jpg)
Izarrak plano batean kokaturik izateak dakar galaxiaren disko forma. Galaxia kontu handiz aztertzen bada, gorabeherak eta etenak ikusten dira multzo horren egituran. Hortaz, Esne Bidea ez da disko homogeneo bat; izan ere, baditu izar dentsitate gehiagoko edo gutxiagoko alderdiak, baditu eskualde aski hutsak, eta baditu beste batzuk non bereziki ugariak baitira gas iluntzaile edo nebulosa ilunak, urrutiago dauden izarrak ikustea galarazten dutenak.
Baina Esne Bidearen egiazko egitura ez zen zientifikoki ulertu harik eta aurkitu ez zen arte «nebulosa kiribil» izenekoak ez zirela nebulosak, baizik eta ehunka milaka milioi izarren samaldak, gugandik distantzia eskergetara kokatuak daudenak. Urrutiko galaxia horien azterketari eskerrak ezagutu genuen hobeki gurea, hain zuzen.
Gaur egun dakigunez, Esne Bidea espiral itxurako egitura hedatu bat da, 100.000-120.000 argi urte inguruko diametroa duena[3][9] eta 100.000 milioi izar baino gehiago dituena.
Galaxiak badu erdigune ahaltsu bat, Erdigune galaktikoa deritzona, oso dentsoa eta izar materia (oso izar zaharren samaldetan) askokoa, 30.000 argi urte inguru diametrokoa eta erdian 15.000 argi urte inguruko lodiera duena.
Orobat, baditu zenbait beso kiribil, izar gazteagoek osatuak: horien artean aurkitzen da Eguzkia. Beso kiribil bakoitza 1.000 argi urte lodi da, eta 3.000 edo 4.000 argi urte zabal. Oraindik ere ez dakigu zehazki besoak nola dauden kokatuak, ezta zenbat diren ere. Ustez lau dira: Sagittarius, Perseus, Beltxarga eta Norma.[9] Bada beste beso bat, Orion izenekoa, lehen besotik askatua, Erdigune galaktikotik 30.000 argi urte inguru urrun. Besoak ez dira, hortaz, izarrez beteriko egitura bakarrak, dentsitate handiagoko alderdiak baizik. Bestalde, halo edo argi-koroa batek inguratzen du Galaxia.
Ia beti kumulu globularren eran elkartzen diren izar zaharrek osatzen dute eskuarki halo hori. Egitura horiek ia erabat esferikoak dira, eta ehun milatik hamar mila milioira izar ditu bakoitzak. Horrelako ia ehun aurkitu dira erdigunea inguratzen duen haloa arestian aipatu hori osatzen.
Erdigune galaktikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Sagittarius eskualdean hedatzen diren materia ilunezko hodei eskergak desagertuko balira, ilargi betearen distira baino handiagoa izango litzateke Esne Bidearen ageriko distira. Norabide horretan aurkitzen da galaxiaren erdigunea, masa guztiaren eta izar kopuruaren zatirik handiena daukana. Baina ezin dugu erdigunea ikusi, Sagittarius besoan hain ugari agertzen diren hodei ilun horiek direla eta.
Duela gutxi aztertu ahal izan da Esne Bidearen eskualde hori, hesi hori zeharka dezaketen frekuentzien bidez (esaterako, izpi infragorriak eta irrati uhinak). Gaur egun, infragorri sateliteak, IRAS esaterako, edo irratiteleskopio handiak erdigunearen alde ezkutuak agerrarazten hasteko gauza izan dira.
Beste galaxien erdigune edo erraboilen behaketari eskerrak, ikusi da kolore alde bat badela erdigune galaktiko horiaren eta beso urdinxken artean. Horrek adierazten bide duenez erdiguneko izar gehienak (edo guztiak) horiak edo gorriak dira, eta besoetakoak, aldiz, zuriak eta urdinak.
Espektro elektromagnetikoa analizatuz, izar populazioen ezaguera egin da. Duela gutxi arte ez zen ezagutzen I populazioa besterik, Eguzkiaren antzeko izarrez osatua dena, hots, batez ere hidrogenoa eta helioa, baina orobat beste gai bakunak, are metal astunak ere badituzten izarrez osatua. Erdigunea, berriz, II populazioko izarrez osatua da. Izar horietan ez dago ia metal astunik. II populazioko izarrak, oro har, oso zaharrak dira, eta luzaroan irauteko gaitasuna dute orobat, apurka-apurka erretzen baitute hidrogenoa eta anitz mila milioiko urtez iraun baitezakete. Are gehiago, astrofisikari askok uste dutenez II populazioko izarretan dagoen metal kopuru txikia ezin da esplikatu, aurreko beste batzuen leherketaz ez bada. Hots, III populazio bat izan bide zen, ia hidrogenoa eta helioa besterik ez zuten izarrez osatua. Ez dugu horrelako alerik ezagutzen, gure Galaxia, beharbada, mota horretako izarrak ez atxikitzeko bezain zaharra delako.
Gure Galaxiaren erdigunean zer dagoen jakitea da zientzialarien jakin-mina gehien kilikatzen duen alderdietako bat. Egiazki, izar dentsitate handiagoa dago erdigune galaktikoan besoetan baino, baina grabitate analisien arabera azken bururaino goititzen da erdigunean dentsitate hori. Hortaz, gaur egun izar koaleszentzia edo batze ereduak ari dira teorikoki lantzen. Bi izar edo gehiago batuko balira, halako masa iritsiko lukete non, edo barreiatuko bailirateke irrada gehiegiaz, edo kolapsatuko bailirateke zulo beltz supermasibo batean.
Bertako gasa, 10 milioi gradutan dagoena, erdigunetik galaxia osora hedatzen ari dela dirudi. Erdigunean maiz suntsitzen diren izarren errautsak, kimikoki oso aberatsak, gas-jarioarekin batera barreiatzen dira.[10]
Izar-besoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]
| Kolorea | Besoa(k) |
|---|---|
| ziana | 3 kpc hurbileko besoa eta Perseus besoa |
| morea | Norma eta Kanpo besoa (2004an aurkitutako luzapenarekin[11]) |
| berdea | Scutum–Centaurus besoa |
| arrosa | Carina-Sagittarius besoa |
| Gutxienez beste bi beso txikiago daude, horien artean: | |
| laranja | Orion–Cygnus besoa (Eguzkia eta Eguzki-sistema dituena) |
Gure galaxiaren diskoan izarrarteko gas gehiago dago erraboilean baino; han izarren higidura oso ordenatua da, eta izarrek orbita ia zirkularrak ibiltzen dituzte galaxiaren erdigunearen inguruan. Diskoa masa handiko izarrez hornituagoa dago, eta badihardu oraindik han izar sortzeak.
Gasaren erdia atomo eran eta beste erdia molekula eran dago diskoan, erraboilean ez bezala. Nolanahi ere, molekula hodei dentsoetan soilik sortzen dira izarrak; hodei horiek ehunka mila milioi eguzki-masako egitura zabaletan daude antolaturik.
Lau beso kiribilek osatua izatea da galaxia-diskoaren funtsezko ezaugarria.
Egungo usteak zuzenak badira, Galaxiaren besoak erraboila baino geroago eratu ziren, gas eta hauts masa eskergen bizkar; aldez hasierako materialean eta aldez supernoben hondarretan edo errautsetan zuten etorkia masa horiek.
Material honek erraboilaren inguruan biratzeko zuen joerak emango zion disko forma. Besoetako izar gehienak I Populaziokoak dira, nahiz eta badiren diskoan II Populazioko izarrak, indar zentrifugoaren eraginez agian, Galaxia biraka ari baita, edo grabitate bidezko elkarren arteko eraginen ondorioz bestela. Ugari dira orobat besoetan gasezko eta hautsezko masak; horiei, halako egitura mugatu bat hartzen dutenean, nebulosa esaten zaie. Hortaz, nebulosa bat zeru hodei baten pare da, baina nebulosa guztiak ez dira distiratsuak; aitzitik, gehienak ilunak dira eta gehientsuak ez ditugu inoiz ezagutuko.
Haloa[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Izar zaharrez eratutako halo edo argi-koroa batek inguratzen du Galaxia; izar horietako gehienak kumulu globular eskergetan bilduak agertzen dira, baina agertzen ahal dira bakartuak ere. Horietako batzuek, eta are kumulu globular batzuek, halako lastertasuna hartu dute grabitate azelerazioaren eraginez, ezen Galaxiaren mendetik atera eta infinituan gal baitaitezke.
Izar horietan urri dira helioa baino gai astunagoak; eta Galaxiaren eratzearen lehen urratsetan sortu direnez gero, ez dute izar horiek baliatzerik izan hurrengo izar belaunaldiek mailaz maila ekoiztu dituzten gai bakunez, esaterako karbonoaz, nitrogenoaz, oxigenoaz, burdinaz eta abarrez. Nolanahi ere, ez dira inoiz gai horiez erabat gabetuak aurkitzen; hortaz, badirudi izan dela lehen izar belaunaldi bat, gaur egun erabat desagertua, hasierako materia galaktikoa horrelako gai bakunez hornitzen apur bat bederen lagundu duena.
Koadrante galaktikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Koadrante galaktiko bat, edo Esne Bidearen koadrante bat, galaxiaren banaketa azaltzen duen lau zirkulu-sektoreetako bat da. Astronomian, koadrante galaktikoen mugaketa koordenatu sistema galaktikoa oinarritzen da, zeinek Eguzkia ezartzen duen kartografia sistemaren jatorri gisa.[12]
Koadranteak deskribatzen dira zenbaki ordinalak erabiliz (ad: "1. koadrante galaktikoa"[13], "bigarren koadrante galaktikoa"[14] edo "Esne Bidearen hirugarren koadrantea"[15]). Iparburu galaktikotik ikusia, 0 graduko lerro bat egiten bada Eguzkitik hasi eta Erdigune Galaktikoa zeharkatzean, hauek dira lau kuadranteak:
- 1. koadrante galaktikoa – 0° ≤ longitudea (ℓ) ≤ 90°[16]
- 2. koadrante galaktikoa – 90° ≤ ℓ ≤ 180°[14]
- 3. koadrante galaktikoa – 180° ≤ ℓ ≤ 270°[15]
- 4. koadrante galaktikoa – 270° ≤ ℓ ≤ 360° (0°)[13]
Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]
- Artikulu honen edukiaren zati bat Lur hiztegi entziklopedikotik edo Lur entziklopedia tematikotik hartu da. Egile-eskubideen jabeak, Eusko Jaurlaritzak, hiztegi horiek CC-BY 3.0 lizentziarekin argitaratu ditu, Open Data Euskadi webgunean.
- ↑ (Ingelesez) Frommert, Hartmut. (2005-08-26). «Classification of the Milky Way Galaxy» SEDS.
- ↑ (Ingelesez) Mass models of the Milky Way. 2011-07, 2446-2457 or...
- ↑ a b (Ingelesez) Elizabeth Howell. (2015-01-20). How Big Is The Milky Way?. .
- ↑ «esne bide» Orotariko Euskal Hiztegia (Euskaltzaindia).
- ↑ «esne bide, esne-bide» Euskaltzaindiaren Hiztegia.
- ↑ (Ingelesez) Eratostenes; Theony Condos. (1997). Star Myths of the Greeks and Romans: A Sourcebook Containing the Constellations of Pseudo-Eratosthenes and the Poetic Astronomy of Hyginus. Red Wheel/Weiser ISBN 1890482935..
- ↑ (Frantsesez) Arnaud Zucker. (2016). L'Encyclopédie du ciel. Mythologie, astronomie, astrologie. Robert Laffont.
- ↑ (Ingelesez) Benjamin, R. A.. (2008). The Spiral Structure of the Galaxy: Something Old, Something New.... Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 375 or. Bibcode: 2008ASPC..387..375B..
- ↑ a b Jesus Agirre. Galaxiak Frantses Bidea. Elhuyar.[Betiko hautsitako esteka]
- ↑ «Esne Bidearen bihotza» Elhuyar Zientzia 2002-01-10.
- ↑ (Ingelesez) A Distant Extended Spiral Arm in the Fourth Quadrant of the Milky Way. , L127 or. doi:. Bibcode: 2004ApJ...607L.127M..
- ↑ (Ingelesez) Blaauw, A.; Gum, C. S.; Pawsey, J. L.; Westerhout, G.. (1960). «The new I. A. U. system of galactic coordinates (1958 revision)» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2): 123–131. doi:. Bibcode: 1960MNRAS.121..123B..
- ↑ a b (Ingelesez) Wilson, Thomas L.; Rohlfs, Kristen; Hüttemeister, Susanne. (2009). Tools of Radio Astronomy. ISBN 978-3540851219..
- ↑ a b (Ingelesez) Kiss, Cs; Moór, A.; Tóth, L. V.. (2004ko apirila). Far-infrared loops in the 2nd Galactic Quadrant. , 131–141 or. doi:. Bibcode: 2004A&A...418..131K..
- ↑ a b (Ingelesez) Lampton, M., Lieu, R.; Schmitt, J. H. M. M.; Bowyer, S.; Voges, W.; Lewis, J.; Wu, X.. (1997ko otsaila). An All-Sky Catalog of Faint Extreme Ultraviolet Sources. , 545–557 or. doi:. Bibcode: 1997ApJS..108..545L..
- ↑ (Ingelesez) van Woerden, Hugo; Strom, Richard G.. (2006ko ekaina). «The beginnings of radio astronomy in the Netherlands» Journal of Astronomical History and Heritage 91: 3–20. Bibcode: 2006JAHH....9....3V..
Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Datuak: Q321
Multimedia: Milky Way Galaxy
| |||||||||||||||||||||||||
