Zvětšit obrázek

Naše Galaxie „ztloustla“. Kredit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Zvětšit obrázek

Dosavadní představa naší Galaxie. Kredit: Gene Smith, CASS/UCSD

Bryan Gaensler, Greg Madsen, Shami Chatterjee a Ann Mao (University of Sydney, Austrálie) zjistili, že spirálovitá struktura hlavního disku naší Galaxie obsahující plyn a hvězdy má „tloušťku“ 12 000 světelných roků a ne 6000 sv.l., jak si vědci dosud mysleli.

„Trochu nás to šokovalo. Je to jako byste vyšli ven na dvorek a zjistili, že váš strom je dvakrát větší, než  jak jste si ho pamatovali,“ říká Gaensler.

Gaenslerův tým dokázal, že věda nepotřebuje vždy velké a drahé přístroje. Objev „ztloustnutí“ naší Galaxie se jim podařil bez nejmodernějšího vybavení nebo velkých dalekohledů. Místo toho si stáhnuli z internetu veřejně dostupná astronomická data a pečlivě je analyzovali.

„Trvalo nám to jen několik hodin, než jsme to spočítali,“ říká Gaensler. „Mysleli jsme si, že jsme se museli zmýlit, tak jsme to znovu a znovu kontrolovali, ale žádné chyby jsme nenašli.“

Jaká data astronomové použili?

Zvětšit obrázek

Dosavadní představa naší Galaxie. Kredit: EL Wright, UCLA; The COBE Project; DIRBE; NASA

Aby určili velikost Mléčné dráhy, studovali světlo přicházející od pulsarů – typu hvězd, které vysílají světelné paprsky v pravidelných impulsech jako maják. Náročné bylo pouze stanovení kriteria pro výběr potřebných dat – vybírali pulsary, které leží vysoko nad, resp. pod rovinou Galaxie.

Zvětšit obrázek

Mléčná dráha - dosavadní představa. Kredit: wikimedia

„Světlo putující od těchto pulsarů k nám reaguje s elektrony rozptýlenými mezi hvězdami, které rychlost šíření světla zpomalují,“ říká Gaensler.

Prostředí Mléčné dráhy, v němž elektrony zpomalují světlo, se označuje WIM (Warm Ionised Medium).

WIM nezpomaluje všechny vlnové délky světla stejně – větší účinek má na delší, červenější části spektra, menší na kratší, modřejší.

„Delší (červenější) vlnové délky pulsu jsou zpomaleny více než kratší (modřejší) vlnové délky. Tím, že pozorujeme interval tohoto zpoždění mezi červeným a modrým světlem, můžeme spočítat množství WIM, kterým puls prošel,“ řekl Gaensler. „Pokud přesně znáte vzdálenost pulsaru, pak můžete vypočítat hustotu WIM a kde končí – jinými slovy, kde je okraj Galaxie.“

Podle Gaenslera jediným trikem tohoto objevu bylo vhodné vybrání dat – těch, které dosud nikdo zkoumal. „My jsme si vybrali pulsary buď vysoko nad rovinou Galaxie, nebo pod ní a ne ty, které sedí uvnitř Galaxie. Což je to, co se předtím nikdo neobtěžoval udělat.“

Bryan Gaensler (University of Sydney)

„Z tisíců známých pulsarů v a okolo naší Galaxie jen asi u 60 opravdu dobře známe jejich vzdálenost. Ale pro měření tloušťky Mléčné dráhy, potřebujeme jen ty, které leží nad nebo pod rovinou Galaxie. Pulsary začleněné do hlavního disku Mléčné dráhy nám neposkytují potřebné informace.“

Zvětšit obrázek

Greg J. Madsen (University of Sydney)

Své výsledky představili na lednovém 211. výročním setkání AAS (American Astronomical Society) v Austinu (Texas, 8. – 11. ledna 2008).

„Někteří kolegové přišli ke mně a řekli "To zničí všechno!",“ říká Gaensler. „A jiní řekli Jasně! Teď to všechno pasuje!".“ „Tím, že se Galaxie stala dvakrát tlustší, dříve desítky zdánlivě nesouvisejících výpočtů, nyní začaly dávat smysl.“

Zdroj: The University of Sydney