Wo endet die Milchstraße?

Hier ist eine grobe Skizze der Milchstraße und der Andromeda-Galaxie ^* , die ihre ungefähren Größen und Entfernungen maßstabsgetreu zeigt:

Was das Bild (hoffentlich) veranschaulicht, ist die unglaublich große Lücke des leeren Raums – etwa 2,5 Millionen Lichtjahre, um genau zu sein – zwischen den Galaxien, von denen jede einen Durchmesser von nur (!) etwa 100.000 Lichtjahren oder so hat.

Während beide Galaxien ziemlich genau wie "fuzzy Strudel" aus Staub und Gas (und anscheinend dunkler Materie) geformt sind, ohne genau definierte scharfe Außenkante, sind sie dennoch ziemlich eindeutig voneinander getrennt. Auch wenn wir vielleicht nicht in der Lage sind, auf eine bestimmte Linie im Weltraum zu zeigen und zu sagen, dass „die Milchstraße genau hier endet“, ist es dennoch klar, dass die Milchstraße hier drüben ist , während die Andromeda-Galaxie dort drüben ist und es eine riesige Lücke gibt von so ziemlich absolut gar nichts dazwischen.

(Natürlich gibt es auch im intergalaktischen Raum einiges , darunter sehr diffuses Gas, ein wenig Staub und sogar gelegentliche Streusterne . Dennoch, verglichen mit den Galaxien selbst – die aus menschlicher Sicht bereits ziemlich voll sind des leeren Raums – das intergalaktische Medium kann ziemlich gut als leer beschrieben werden.)

_{*) Die kleinen Flecken im Bild um jede größere Galaxie sollen ihre kleineren Satellitengalaxien darstellen, wie die kleineren und größeren Magellanschen Wolken . Ihre relativen Positionen und Entfernungen sind leider wahrscheinlich nicht sehr genau.}

Update zur Verdeutlichung:

Für den sichtbaren Teil einer eigenständigen Galaxie können alle Sterne gemessen werden, um den Kern dieser Galaxie zu umkreisen. Wenn Sie also auf dieser vereinfachten Ebene die weiteste Ausdehnung messen möchten, wäre dies sehr einfach. Das Problem ist, dass es viel Masse gibt, die keine Sterne sind, und die dunkle Materie ist. Einige davon sind so weit draußen, dass es unmöglich ist, ihre Umlaufbahn zu berechnen.

Wenn Sie das Papier lesen, werden Sie sehen, dass sie eine Grenze gewählt haben, jenseits derer der Effekt der vernachlässigbaren Masse weiter außen für diese Berechnung nicht relevant war.

Eine Galaxie kann man sich in Bezug auf die Masse als eine abgeflachte Kugel vorstellen. Sterne, zumindest für Spiralgalaxien, neigen dazu, in einer Ebene zu liegen, aber es gibt Masse, die das gemeinsame Zentrum in allen Ebenen umkreist. Es gibt also keinen Startpunkt, es muss nur entschieden werden, wie weit wir sagen wollen, dass sich die Galaxie erstreckt.

Für die Milchstraße und Andromeda wurde eine Entscheidung getroffen, die für beide gleich ist (die genaue Entscheidung scheint für dieses Papier nicht veröffentlicht worden zu sein, aber solange sie konsistent ist, werden die relativen Massen korrekt sein).

Bei kollidierenden oder nahe beieinander liegenden Galaxien ist es viel schwieriger - errechnet man anhand der Bewegungsrichtung, zu welcher Galaxie ein Stern gehört? Sterne können von einem zum anderen wechseln. Von der Wikipedia-Seite zur Milchstraße:

Um die galaktische Scheibe herum befindet sich ein kugelförmiger galaktischer Halo aus Sternen und Kugelsternhaufen, der sich weiter nach außen erstreckt, aber in seiner Größe durch die Umlaufbahnen zweier Milchstraßensatelliten, der Großen und der Kleinen Magellanschen Wolke, begrenzt wird, deren größte Annäherung an das galaktische Zentrum etwa ist 180.000 ly (55 kpc).[51] In dieser Entfernung oder darüber hinaus würden die Umlaufbahnen der meisten Halo-Objekte durch die Magellanschen Wolken gestört. Daher würden solche Objekte wahrscheinlich aus der Nähe der Milchstraße herausgeschleudert werden.

tl;dr - es ist eine ziemlich willkürliche Entscheidung :-)

Wie bereits beantwortet, muss die Definition der Größe einer Galaxie immer etwas willkürlich sein. In der Astronomie werden je nach Kontext, in dem sie verwendet werden, mehrere Definitionen verwendet, z.

• $R_{\mathrm{vir}}$(der Virialradius): Wird verwendet, wenn die Dynamik der Galaxie betrachtet wird; definiert von$GM_{\mathrm{vir}}/R_{\mathrm{vir}} \sim V^2$, wo$G$ist die Gravitationskonstante,$M_{\mathrm{vir}}$ist die Masse innerhalb des Virialradius, und$V$ist die Kreisgeschwindigkeit (für Scheibengalaxien) oder die Geschwindigkeitsdispersion (für elliptische oder irreguläre Galaxien). Wenn beispielsweise eine anfängliche Dichtestörung kleiner als ihr Virialradius ist, kollabiert sie und bildet eine Galaxie. Dieser Radius ist auch der Radius, in dem Partikel gravitativ gebunden werden, wenn ihre Geschwindigkeit nicht überschritten wird$V$.
• $R_{1/2}$(Halblichtradius): Der Radius, innerhalb dessen die Hälfte des gesamten beobachteten Lichts emittiert wird. Diese Definition ist nützlich, wenn man die Leuchtkraft von Galaxien vergleicht.
• $R_{200}$: Der Radius, innerhalb dessen die durchschnittliche Dichte gleich dem 200-fachen der durchschnittlichen Dichte des Universums ist. Ähnlich manchmal$R_{500}$oder$R_{1000}$werden verwendet. Diese Definitionen sind sinnvoll, wenn es um die Masse einer Galaxie geht, da sie sich darüber hinaus irgendwie in das intergalaktische Medium einfügen.

Obwohl diese Definitionen unterschiedliche Größen angeben, liegen sie alle in der gleichen Größenordnung.