Các kỹ thuật đo đạc chủ chốt

Các kỹ thuật chính được sử dụng trong các nghiên cứu của NASA/ESA này bao gồm:

• Kỹ thuật Giao thoa Vô tuyến Đường cơ sở Rất Lớn (VLBI) Thị sai Lượng giác: Các kính thiên văn vô tuyến như VLBA và mảng VERA của Nhật Bản đo sự dịch chuyển biểu kiến của một nguồn maser vũ trụ so với các vật thể nền khi Trái Đất quay quanh Mặt Trời. Phương pháp hình học thuần túy này đạt độ chính xác micro-giây cung, có hiệu quả trong phạm vi lên tới ~10 kpc .
• Phương pháp khoảng cách động học (chuyển động ngang): Được sử dụng kết hợp với thị sai VLBI ở phía xa của Ngân Hà, phương pháp này suy ra khoảng cách từ chuyển động ngang đo được của một nguồn kết hợp với mô hình quay của Ngân Hà .
• Trắc lượng học thiên thể Gaia (ESA): Sứ mệnh Gaia của ESA đã đo thị sai và chuyển động riêng cho gần 2 tỷ ngôi sao, cho phép lập bản đồ thống kê các vùng mật độ cao của nhánh xoắn ốc thông qua động lực học sao và hồ sơ mật độ bề mặt. Dữ liệu Gaia cũng xác định vị trí các đám mây bụi tạo ra các vòng tán xạ tia X .
• Chụp cắt lớp vòng tán xạ bụi tia X: Khi một vật thể nhất thời tia X sáng (ví dụ: chớp gamma hoặc sự bùng phát lỗ đen) bùng lên, tia X của nó bị tán xạ bởi các đám mây bụi xen kẽ, tạo ra các vòng đồng tâm. Hình dạng hình học của vòng cho phép xác định khoảng cách tuyệt đối đến bụi và vật thể nhất thời với sai số <5%, trực tiếp lập bản đồ các đám mây liên sao ra tới rìa Ngân Hà .

Tại sao điều này lại quan trọng đối với cấu trúc của Dải Ngân Hà

Những phép đo này mang tính cách mạng vì chúng ta sống bên trong Dải Ngân Hà và không thể nhìn thấy nó từ bên ngoài. Khoảng cách chính xác đến các nhánh giải quyết một số vấn đề cơ bản:

• Giải quyết 'bài toán lập bản đồ từ bên trong'. Vì chúng ta nằm trong đĩa Ngân Hà, sự không chắc chắn về khoảng cách trong lịch sử khiến chúng ta không thể phân biệt được một nhánh ở gần hay một nhánh ở xa. Thị sai hình học trực tiếp loại bỏ sự mơ hồ đó .
• Hiệu chỉnh toàn bộ thang đo khoảng cách thiên hà. Một khi khoảng cách của một nhánh được xác định chính xác bằng hình học, nó sẽ làm chuẩn cho các ước tính khoảng cách động học và quang trắc của hàng nghìn vùng hình thành sao khác trong nhánh đó .
• Tiết lộ cấu trúc và các điểm đứt gãy của nhánh. Dữ liệu từ kính thiên văn Spitzer của NASA cho thấy một 'điểm đứt gãy' ở một trong các nhánh, nơi các ngôi sao trẻ và khí không thẳng hàng, làm thay đổi cách chúng ta nghĩ về sự hình thành và tiến hóa của nhánh .
• Cho phép xây dựng mô hình 3D hoàn chỉnh của Ngân Hà. Việc kết hợp bản đồ maser VLBI, chuyển động sao Gaia và chụp cắt lớp bụi tia X sẽ tạo ra bản đồ 3D dựa trên dữ liệu đầu tiên về các nhánh xoắn ốc, môi trường liên sao và cấu trúc thanh của Dải Ngân Hà - rất cần thiết để hiểu cách ngôi nhà của chúng ta hình thành và so sánh nó với các thiên hà xoắn ốc khác .

Các kỹ thuật đo đạc chủ chốt

Các kỹ thuật chính được sử dụng trong các nghiên cứu của NASA/ESA này bao gồm:

• Kỹ thuật Giao thoa Vô tuyến Đường cơ sở Rất Lớn (VLBI) Thị sai Lượng giác: Các kính thiên văn vô tuyến như VLBA và mảng VERA của Nhật Bản đo sự dịch chuyển biểu kiến của một nguồn maser vũ trụ so với các vật thể nền khi Trái Đất quay quanh Mặt Trời. Phương pháp hình học thuần túy này đạt độ chính xác micro-giây cung, có hiệu quả trong phạm vi lên tới ~10 kpc .
• Phương pháp khoảng cách động học (chuyển động ngang): Được sử dụng kết hợp với thị sai VLBI ở phía xa của Ngân Hà, phương pháp này suy ra khoảng cách từ chuyển động ngang đo được của một nguồn kết hợp với mô hình quay của Ngân Hà .
• Trắc lượng học thiên thể Gaia (ESA): Sứ mệnh Gaia của ESA đã đo thị sai và chuyển động riêng cho gần 2 tỷ ngôi sao, cho phép lập bản đồ thống kê các vùng mật độ cao của nhánh xoắn ốc thông qua động lực học sao và hồ sơ mật độ bề mặt. Dữ liệu Gaia cũng xác định vị trí các đám mây bụi tạo ra các vòng tán xạ tia X .
• Chụp cắt lớp vòng tán xạ bụi tia X: Khi một vật thể nhất thời tia X sáng (ví dụ: chớp gamma hoặc sự bùng phát lỗ đen) bùng lên, tia X của nó bị tán xạ bởi các đám mây bụi xen kẽ, tạo ra các vòng đồng tâm. Hình dạng hình học của vòng cho phép xác định khoảng cách tuyệt đối đến bụi và vật thể nhất thời với sai số <5%, trực tiếp lập bản đồ các đám mây liên sao ra tới rìa Ngân Hà .

Tại sao điều này lại quan trọng đối với cấu trúc của Dải Ngân Hà

Những phép đo này mang tính cách mạng vì chúng ta sống bên trong Dải Ngân Hà và không thể nhìn thấy nó từ bên ngoài. Khoảng cách chính xác đến các nhánh giải quyết một số vấn đề cơ bản:

• Giải quyết 'bài toán lập bản đồ từ bên trong'. Vì chúng ta nằm trong đĩa Ngân Hà, sự không chắc chắn về khoảng cách trong lịch sử khiến chúng ta không thể phân biệt được một nhánh ở gần hay một nhánh ở xa. Thị sai hình học trực tiếp loại bỏ sự mơ hồ đó .
• Hiệu chỉnh toàn bộ thang đo khoảng cách thiên hà. Một khi khoảng cách của một nhánh được xác định chính xác bằng hình học, nó sẽ làm chuẩn cho các ước tính khoảng cách động học và quang trắc của hàng nghìn vùng hình thành sao khác trong nhánh đó .
• Tiết lộ cấu trúc và các điểm đứt gãy của nhánh. Dữ liệu từ kính thiên văn Spitzer của NASA cho thấy một 'điểm đứt gãy' ở một trong các nhánh, nơi các ngôi sao trẻ và khí không thẳng hàng, làm thay đổi cách chúng ta nghĩ về sự hình thành và tiến hóa của nhánh .
• Cho phép xây dựng mô hình 3D hoàn chỉnh của Ngân Hà. Việc kết hợp bản đồ maser VLBI, chuyển động sao Gaia và chụp cắt lớp bụi tia X sẽ tạo ra bản đồ 3D dựa trên dữ liệu đầu tiên về các nhánh xoắn ốc, môi trường liên sao và cấu trúc thanh của Dải Ngân Hà - rất cần thiết để hiểu cách ngôi nhà của chúng ta hình thành và so sánh nó với các thiên hà xoắn ốc khác .