Chúng ta (về cơ bản) ở giữa một nhánh của thiên hà của chúng ta. Điều đó có nghĩa là, chúng ta đang ngồi giữa một đĩa sao dày đặc.

Dường như với tôi điều đó. Bạn nên thấy:

đường dày của dải ngân hà xung quanh bạn , tức là trên mặt phẳng đó, theo cả bốn hướng.

(Ngoài ra - chắc chắn - theo hướng cụ thể của trung tâm thiên hà, bạn cũng sẽ thấy phần lồi trung tâm khổng lồ.)

Tuy nhiên: điều này dường như không phải là trường hợp : khi bạn nhìn vào dải ngân hà từ vùng lân cận hệ mặt trời của chúng ta, về cơ bản bạn sẽ thấy nó "theo một hướng".

Tôi đang hiểu lầm điều gì? Làm thế nào mà vật thể trên bầu trời "đường sữa" lại nổi tiếng chỉ là một cục / dải theo một hướng, chứ không phải là một cục / dải nằm ngay xung quanh chúng ta?

-

Đặt nó theo cách này...

Khá đơn giản là có ai có bất kỳ bức ảnh nào về điểm chống thiên hà không? (Gần "Auriga" phải không?) Nó có hiển thị bất kỳ "dải ngân hà" nào đi qua không?

Nếu không, tai sao không? Nhìn ra bên ngoài, chúng tôi vẫn đang xem qua ~ 30k ánh sáng của chiếc đĩa dày đặc mà chúng tôi đang ngồi.

Tôi sẽ biến nhận xét của tôi thành một câu trả lời đầy đủ.

Nói một cách đơn giản, chúng ta thực sự nhìn thấy Dải Ngân hà xung quanh chúng ta, thậm chí theo hướng ngược chiều so với lõi thiên hà. Bạn có thể thấy điều này trong hình ảnh bên dưới, đó là hình ảnh bầu trời đầy đủ tôi chụp từ APOD .

Nếu bạn nhìn vào các cạnh của đĩa trong hình ảnh đó, bạn đang nhìn vào những gì thực sự là cạnh của thiên hà của chúng ta, ngược lại với hướng từ lõi. Trên thực tế, đây chính xác là hình ảnh bạn yêu cầu vì nó chứa phần bầu trời chứa phần chống lõi của thiên hà. Nó chắc chắn không sáng bằng, nhưng vẫn còn những ngôi sao và bụi ngoài kia. Trên thực tế, nếu bạn nhìn kỹ, bạn vẫn thấy rất nhiều mảnh vỡ tối che khuất các ngôi sao và thiên hà khoảng cách, cho thấy có bụi ở đó.

Tôi nghĩ vấn đề bạn có thể gặp phải là bạn mong đợi nhiều ngôi sao ở trong các khu vực bên ngoài của đĩa hơn thực tế. Cấu hình mật độ sao cho đĩa của chúng ta gần như theo cấp số nhân, có nghĩa là có nhiều ngôi sao gần lõi theo cấp số nhân hơn so với các cạnh. Nếu điều này có ý nghĩa với bạn, thì độ dài tỷ lệ cho cấu hình mật độ xuyên tâm theo cấp số nhân là ~ 4 kpc.

Để thực sự hiểu rõ về phân phối sao, hãy xem Jurić et al. (2008) . Họ đã xem xét (~ 48 triệu) sao từ SDSS và phân tích sự phân bố sao trên khắp thiên hà của chúng ta (có thể nhìn thấy được). Bạn nên tìm các hình từ 10 đến 18 được quan tâm đặc biệt, tuy nhiên tôi sẽ trình bày một phần của hình 16 ở đây.

Hình ảnh này cho thấy mật độ (logarit) của các ngôi sao như bán kính chức năng từ lõi thiên hà. Các sắc thái khác nhau của màu xám biểu thị độ cao khác nhau phía trên mặt phẳng thiên hà (được đánh số trong các phân tích cú pháp). Các đường đứt nét là các mô hình phân rã theo cấp số nhân khác nhau với độ cao tỷ lệ khác nhau. Bạn có thể thấy rằng các mật độ sao này, ngay cả trong phạm vi hướng tâm giới hạn được bao phủ bởi SDSS rơi ra theo một độ lớn! Hy vọng rằng điều này sẽ giúp bạn đánh giá cao sự khác biệt đáng kể giữa độ sáng / khả năng hiển thị lõi và cạnh của thiên hà.

Đây là một màu bạc của Andromeda thể hiện một cách ngoạn mục sự sụp đổ: mặc dù nhiếp ảnh thiên hà có xu hướng gợi ý cho mắt thường một tấm dày đặc:

Hình ảnh tổng hợp này được tham chiếu bởi Andy , từ Tycho Catalog Skymap cũng cho thấy tình hình rõ ràng.

Tôi cho rằng chúng ta ở rất xa nhánh Arm khác mà chúng ta chỉ có thể thấy phần nhỏ của Dải Ngân hà, cách trung tâm này khoảng 27.000 năm ánh sáng ( http://solarstory.net/objects/milky-way#visual-idea ) và hệ mặt trời của chúng ta nhỏ đến mức chúng ta không thể quan sát tất cả những ngôi sao tuyệt vời này.