Päikesesüsteemi kiirus galaktika keskpunkti suhtes. Kuidas meie päikesesüsteem liigub?

Iga inimene, isegi lamades diivanil või istub arvuti lähedal, on pidevas liikumises. Sellel pideval liikumisel avakosmoses on erinevad suunad ja tohutud kiirused. Esiteks liigub Maa ümber oma telje. Lisaks pöörleb planeet ümber Päikese. Kuid see pole veel kõik. Läbime koos Päikesesüsteemiga palju muljetavaldavamaid vahemaid.

Päike on üks tähtedest, mis asub Linnutee ehk lihtsalt galaktika tasapinnal. See on kesklinnast 8 kpc kaugusel ja kaugus Galaxy tasapinnast on 25 tk. Tähtede tihedus meie galaktika piirkonnas on ligikaudu 0,12 tähte 1 tk3 kohta. Päikesesüsteemi asukoht ei ole konstantne: see on pidevas liikumises lähedalasuvate tähtede, tähtedevahelise gaasi ja lõpuks Linnutee keskpunkti ümber. Päikesesüsteemi liikumist galaktikas märkas esimesena William Herschel.

Liigub lähedalasuvate tähtede suhtes

Päikese liikumiskiirus Heraklese ja Lüüra tähtkuju piirini on 4 a.s. aastas ehk 20 km/s. Kiirusevektor on suunatud nn tipu poole – punkti, mille poole on suunatud ka teiste lähedalasuvate tähtede liikumine. Tähtede liikumiskiiruste suunad, sh. Päikesed ristuvad tipu vastas asuvas punktis, mida nimetatakse antitipuks.

Liikumine nähtavate tähtede suhtes

Eraldi mõõdetakse Päikese liikumist ilma teleskoobita nähtavate eredate tähtede suhtes. See on Päikese standardliikumise näitaja. Sellise liikumise kiirus on 3 AU. aastas ehk 15 km/s.

Liikumine tähtedevahelise ruumi suhtes

Tähtedevahelise ruumi suhtes liigub Päikesesüsteem juba kiiremini, kiirus on 22-25 km/s. Samal ajal nihkub galaktika lõunapiirkonnast "puhuva" tähtedevahelise tuule mõjul tipp Ophiuchuse tähtkujule. Vahetus on hinnanguliselt umbes 50.

Liikumine Linnutee keskel

Päikesesüsteem liigub meie galaktika keskpunkti suhtes. See liigub Cygnuse tähtkuju poole. Kiirus on umbes 40 AU. aastas ehk 200 km/s. Revolutsiooni lõpuleviimiseks kulub 220 miljonit aastat. Täpset kiirust on võimatu määrata, sest tipp (Galaktika keskpunkt) on meie eest peidus tihedate tähtedevahelise tolmupilvede taga. Tipp nihkub 1,5° võrra iga miljoni aasta tagant ja teeb täisringi 250 miljoni aastaga ehk 1 galaktilise aastaga.

12. veebruar 2018 kell 06:59

Kuidas päikesesüsteem liigub?

populaarteadus,
Astronoomia

Kindlasti on paljud teist näinud gifi või vaadanud videot, mis näitab päikesesüsteemi liikumist.

Videoklipp, ilmus 2012. aastal, läks levima ja tekitas palju kõmu. Sattusin sellega vahetult pärast ilmumist, kui teadsin kosmosest palju vähem kui praegu. Ja mis mind kõige enam segadusse ajas, oli planeetide orbiitide tasandi risti olemine liikumissuunaga. Mitte, et see võimatu oleks, aga Päikesesüsteem võib liikuda galaktika tasapinna suhtes mis tahes nurga all. Võite küsida, miks mäletada ammu unustatud lugusid? Fakt on see, et just praegu näeb igaüks soovi korral ja hea ilma korral taevas tegelikku nurka ekliptika ja galaktika tasandite vahel.

Teadlaste kontrollimine

Astronoomia ütleb, et ekliptika ja galaktika tasandite vaheline nurk on 63°.

Kuid kujund ise on igav ja isegi praegu, kui lameda Maa järgijad on teaduse äärealadel, tahan ma saada lihtsat ja selget illustratsiooni. Mõelgem sellele, kuidas saaksime taevas näha Galaktika ja ekliptika tasapindu, eelistatavalt palja silmaga ja linnast liiga kaugele liikumata? Galaktika tasapind on Linnutee, kuid praegu, valgusreostuse rohkusega, pole seda enam nii lihtne näha. Kas galaktika tasapinnale on umbes lähedal mõni joon? Jah – see on Cygnuse tähtkuju. See on selgelt nähtav isegi linnas ja seda on lihtne leida heledate tähtede järgi: Deneb (alpha Cygnus), Vega (alpha Lyrae) ja Altair (alfa Eagle). Cygnuse “torso” langeb ligikaudu kokku galaktika tasapinnaga.

Olgu, meil on üks lennuk. Kuidas aga saada visuaalne ekliptikajoon? Mõelgem, mis ekliptika tegelikult on? Kaasaegse range definitsiooni järgi on ekliptika taevasfääri läbilõige Maa-Kuu barütsentri (massikeskme) orbiidi tasandi järgi. Keskmiselt liigub Päike piki ekliptikat, kuid meil pole kahte Päikest, mille mööda oleks mugav joont tõmmata, ja Cygnuse tähtkuju pole päikesevalguses nähtav. Aga kui meenutada, et ka Päikesesüsteemi planeedid liiguvad ligikaudu samal tasapinnal, siis selgub, et planeetide paraad näitab meile ligikaudu ekliptika tasandit. Ja nüüd näete hommikutaevas lihtsalt Marsi, Jupiterit ja Saturni.

Selle tulemusena on lähinädalatel hommikuti enne päikesetõusu võimalik väga selgelt näha järgmist pilti:

Mis üllataval kombel sobib suurepäraselt astronoomiaõpikutega.

Õigem on joonistada selline gif:

Allikas: astronoom Rhys Taylori veebisait rhysy.net

Küsimus võib olla lennukite suhtelises asendis. Kas me lendame?<-/ или же <-\ (если смотреть с внешней стороны Галактики, северный полюс вверху)? Астрономия говорит, что Солнечная система движется относительно ближайших звезд в направлении созвездия Геркулеса, в точку, расположенную недалеко от Веги и Альбирео (бета Лебедя), то есть правильное положение <-/.

Kuid seda fakti ei saa paraku käsitsi kontrollida, sest kuigi nad tegid seda kakssada kolmkümmend viis aastat tagasi, kasutasid nad paljude aastate astronoomiliste vaatluste ja matemaatika tulemusi.

Hajuvad tähed

Kuidas saab üldse kindlaks teha, kuhu Päikesesüsteem lähedalasuvate tähtede suhtes liigub? Kui suudame salvestada tähe liikumist üle taevasfääri aastakümneid, siis mitme tähe liikumissuund ütleb meile, kuhu me nende suhtes liigume. Nimetagem punkti, kuhu me liigume tipuks. Tähed, mis on nii lähedal kui ka vastaspunktist (antiapex), liiguvad nõrgalt, kuna lendavad meie poole või meist eemale. Ja mida kaugemal on täht tipust ja antitipust, seda suurem on tema enda liikumine. Kujutage ette, et sõidate mööda teed. Ees ja taga ristmikel olevad foorid ei liigu liiga palju külgedele. Aga tee ääres olevad laternapostid jäävad akna taga ikka vilkuma (liikuvad palju ise).

Gif näitab Barnardi tähe liikumist, millel on suurim õige liikumine. Juba 18. sajandil olid astronoomidel kirjad tähtede asukohtade kohta 40-50-aastase intervalliga, mis võimaldas määrata aeglasemate tähtede liikumissuunda. Seejärel võttis inglise astronoom William Herschel tähekataloogid ja hakkas teleskoobi juurde minemata arvutama. Juba esimesed arvutused Mayeri kataloogi kasutades näitasid, et tähed ei liigu kaootiliselt ning nende tipu saab määrata.

Allikas: Hoskin, M. Herschel's Determination of the Solar Apex, Journal for the History of Astronomy, 11. kd, lk 153, 1980

Ja Lalande kataloogi andmetega vähenes pindala oluliselt.

Sealt

Edasi tuli tavaline teaduslik töö – andmete selgitamine, arvutused, vaidlused, kuid Herschel kasutas õiget põhimõtet ja eksis vaid kümne kraadi võrra. Infot kogutakse siiani, näiteks vaid kolmkümmend aastat tagasi alandati liikumiskiirust 20-lt 13 km/s-le. Tähtis: seda kiirust ei tohiks segi ajada päikesesüsteemi ja teiste lähedalasuvate tähtede kiirusega galaktika keskpunkti suhtes, mis on ligikaudu 220 km/s.

Isegi kaugemale

Noh, kuna me mainisime liikumiskiirust galaktika keskpunkti suhtes, peame selle ka siin välja mõtlema. Galaktiline põhjapoolus valiti samamoodi nagu Maa oma – kokkuleppeliselt meelevaldselt. See asub tähe Arcturuse (alpha Boötes) lähedal, umbes Cygnuse tähtkuju tiiva kohal. Üldiselt näeb galaktika kaardil tähtkujude projektsioon välja järgmine:

Need. Päikesesüsteem liigub Galaktika keskpunkti suhtes Cygnuse tähtkuju suunas ja kohalike tähtede suhtes Heraklese tähtkuju suunas, galaktika tasapinna suhtes 63° nurga all.<-/, если смотреть с внешней стороны Галактики, северный полюс сверху.

Kosmosesaba

Aga videos olev päikesesüsteemi võrdlus komeediga on igati õige. NASA IBEX-aparaat loodi spetsiaalselt selleks, et määrata kindlaks päikesesüsteemi piiri ja tähtedevahelise ruumi vastastikmõju. Ja tema sõnul

Istud, seisad või lamad seda artiklit lugedes ega tunne, et Maa pöörleb ümber oma telje meeletu kiirusega – ekvaatoril ligikaudu 1700 km/h. Pöörlemiskiirus ei tundu aga km/s ümber arvutatuna nii kiire. Tulemuseks on 0,5 km/s – radaril vaevumärgatav plõks, võrreldes teiste meid ümbritsevate kiirustega.

Nii nagu teised Päikesesüsteemi planeedid, tiirleb Maa ümber Päikese. Ja selleks, et oma orbiidil püsida, liigub ta kiirusega 30 km/s. Päikesele lähemal asuvad Veenus ja Merkuur liiguvad kiiremini, Marss, mille orbiit möödub Maa orbiidist tagapool, liigub palju aeglasemalt.

Kuid isegi Päike ei seisa ühel kohal. Meie Linnutee galaktika on tohutu, massiivne ja ka liikuv! Kõik tähed, planeedid, gaasipilved, tolmuosakesed, mustad augud, tumeaine – kõik see liigub ühise massikeskme suhtes.

Teadlaste sõnul asub Päike meie galaktika keskpunktist 25 000 valgusaasta kaugusel ja liigub elliptilisel orbiidil, tehes täispöörde iga 220–250 miljoni aasta järel. Selgub, et Päikese kiirus on umbes 200–220 km/s, mis on sadu kordi suurem kui Maa kiirus ümber oma telje ja kümneid kordi suurem kui tema liikumiskiirus ümber Päikese. Selline näeb välja meie päikesesüsteemi liikumine.

Kas galaktika on paigal? Mitte jälle. Hiiglaslikud kosmoseobjektid on suure massiga ja loovad seetõttu tugevaid gravitatsioonivälju. Andke universumile veidi aega (ja see on meil olnud umbes 13,8 miljardit aastat) ja kõik hakkab liikuma suurima gravitatsiooni suunas. Seetõttu pole Universum homogeenne, vaid koosneb galaktikatest ja galaktikate rühmadest.

Mida see meie jaoks tähendab?

See tähendab, et Linnuteed tõmbavad selle poole teised läheduses asuvad galaktikad ja galaktikate rühmad. See tähendab, et protsessis domineerivad massiivsed objektid. Ja see tähendab, et need "traktorid" ei mõjuta mitte ainult meie galaktikat, vaid ka kõiki meie ümber. Oleme jõudmas meiega avakosmoses toimuva mõistmisele lähemale, kuid meil puuduvad endiselt faktid, näiteks:

mis olid Universumi algtingimused;
kuidas erinevad massid galaktikas ajas liiguvad ja muutuvad;
kuidas tekkisid Linnutee ja seda ümbritsevad galaktikad ja parved;
ja kuidas see praegu toimub.

Siiski on nipp, mis aitab meil sellest aru saada.

Universum on täidetud reliktkiirgusega, mille temperatuur on 2,725 K, mis on säilinud Suurest Paugust saadik. Siin-seal on pisikesi kõrvalekaldeid - umbes 100 μK, kuid üldine temperatuurifoon on konstantne.

Seda seetõttu, et universum tekkis Suure Paugu käigus 13,8 miljardit aastat tagasi ning see paisub ja jahtub endiselt.

380 000 aastat pärast Suurt Pauku jahtus universum sellise temperatuurini, et sai võimalikuks vesinikuaatomite teke. Enne seda suhtlesid footonid pidevalt teiste plasmaosakestega: põrkasid nendega kokku ja vahetasid energiat. Universumi jahtudes oli laetud osakesi vähem ja nende vahel rohkem ruumi. Footonid said ruumis vabalt liikuda. CMB kiirgus on footonid, mis kiirgasid plasmast Maa tulevase asukoha suunas, kuid pääsesid hajumist, kuna rekombinatsioon oli juba alanud. Maale jõuavad nad läbi Universumi ruumi, mis jätkab paisumist.

Saate seda kiirgust ise "näha". Häired, mis tekivad tühjal telekanalil, kui kasutate lihtsat antenni, mis näeb välja nagu jänese kõrvad, on 1% CMB põhjustatud.

Siiski ei ole reliktse tausta temperatuur kõigis suundades sama. Plancki missiooni uuringute tulemuste kohaselt erineb temperatuur veidi taevasfääri vastaspoolkerades: ekliptikast lõuna pool asuvates taevaosades on see veidi kõrgem - umbes 2,728 K ja teisel poolel madalam - umbes 2,722 K.

Plancki teleskoobiga tehtud mikrolaineahju tausta kaart.

See erinevus on peaaegu 100 korda suurem kui teised CMB täheldatud temperatuurimuutused ja on eksitav. Miks see juhtub? Vastus on ilmne – see erinevus ei ole tingitud kosmilise mikrolaine taustkiirguse kõikumisest, see ilmneb liikumisest!

Kui lähened valgusallikale või see läheneb sulle, nihkuvad spektrijooned allika spektris lühikeste lainete suunas (violetne nihe), sellest eemaldumisel või kui see sinust eemaldub, nihkuvad spektrijooned pikkade lainete suunas (punane nihe). ).

CMB kiirgus ei saa olla enam-vähem energiline, mis tähendab, et liigume läbi ruumi. Doppleri efekt aitab kindlaks teha, et meie päikesesüsteem liigub CMB suhtes kiirusega 368 ± 2 km/s ning kohalik galaktikate rühm, sealhulgas Linnutee, Andromeeda galaktika ja kolmnurk galaktika, liigub kiirus 627 ± 22 km/s CMB suhtes. Need on galaktikate nn omapärased kiirused, mis ulatuvad mitmesaja km/s. Lisaks neile on olemas ka Universumi paisumisest tulenevad ja Hubble’i seaduse järgi arvutatud kosmoloogilised kiirused.

Tänu Suure Paugu jääkkiirgusele võime jälgida, et kõik universumis liigub ja muutub pidevalt. Ja meie galaktika on vaid osa sellest protsessist.

8:36 12/02/2018

1 👁 1 335

Kindlasti on paljud teist näinud GIF-i või vaadanud liikumist näitavat videot.

2012. aastal ilmunud video läks levima ja tekitas palju kära. Sattusin sellega vahetult pärast ilmumist, kui teadsin kosmosest palju vähem kui praegu. Ja mis mind kõige rohkem segadusse ajas, oli tasapinna risti asetsemine liikumissuunaga. Mitte et see võimatu oleks, aga päikesesüsteem võib tasapinna suhtes liikuda mis tahes nurga all. Võite küsida, miks mäletada ammu unustatud lugusid? Fakt on see, et just praegu näeb igaüks soovi korral ja hea ilma korral taevas tegelikku nurka ekliptika ja galaktika tasandite vahel.

Teadlaste kontrollimine

Astronoomia ütleb, et nurk galaktika ja galaktika vahel on 63°.

Kuid kujund ise on igav ja isegi praegu, kui tasasuse pooldajad korraldavad teaduse kõrvalt kokkusaamist, tahan ma saada lihtsat ja selget illustratsiooni. Mõelgem sellele, kuidas saaksime taevas näha Galaktika ja ekliptika tasapindu, eelistatavalt palja silmaga ja linnast liiga kaugele liikumata? Galaktika lennuk on küll, aga praegu, valgusreostuse rohkuse juures, pole seda enam nii lihtne näha. Kas galaktika tasapinnale on umbes lähedal mõni joon? See on olemas. See on selgelt nähtav isegi linnas ja seda on lihtne leida heledate tähtede järgi: Deneb (alpha Cygnus), Vega (alpha Lyrae) ja Altair (alfa Eagle). Cygnuse “torso” langeb ligikaudu kokku galaktika tasapinnaga.

Olgu, meil on üks lennuk. Kuidas aga saada visuaalne ekliptikajoon? Mõelgem, mis ekliptika tegelikult on? Kaasaegse range definitsiooni järgi on ekliptika Maa barütsentri (massikeskuse) orbitaaltasandi taevasfääri vaheline läbilõige. Keskmiselt liigub ta mööda ekliptikat, kuid meil pole kahte Päikest, mille mööda oleks mugav joont tõmmata, ja Cygnuse tähtkuju pole päikesevalguses nähtav. Aga kui meenutada, et ka Päikesesüsteemi planeedid liiguvad ligikaudu samal tasapinnal, siis selgub, et planeetide paraad näitab meile ligikaudu ekliptika tasandit. Ja nüüd saab hommikutaevas lihtsalt jälgida ja.

Selle tulemusena on lähinädalatel hommikuti enne päikesetõusu võimalik väga selgelt näha järgmist pilti:

Mis üllataval kombel sobib suurepäraselt astronoomiaõpikutega.

GIF

Hajuvad tähed

Kuidas saab üldiselt kindlaks teha, kuhu päikesesüsteem liigub võrreldes läheduses asuvate süsteemidega? Kui suudame salvestada tähe liikumist üle taevasfääri aastakümneid, siis mitme tähe liikumissuund ütleb meile, kuhu me nende suhtes liigume. Nimetagem punkti, kuhu me liigume tipuks. Tähed, mis on nii lähedal kui ka vastaspunktist (antiapex), liiguvad nõrgalt, kuna lendavad meie poole või meist eemale. Ja mida kaugemal on täht tipust ja antitipust, seda suurem on tema enda liikumine. Kujutage ette, et sõidate mööda teed. Ees ja taga ristmikel olevad foorid ei liigu liiga palju külgedele. Aga tee ääres olevad laternapostid jäävad akna taga ikka vilkuma (liikuvad palju ise).

Barnardi tähe liikumine, millel on suurim õige liikumine. Juba 18. sajandil olid astronoomidel kirjad tähtede asukohtade kohta 40-50-aastase intervalliga, mis võimaldas määrata aeglasemate tähtede liikumissuunda. Seejärel võttis inglise astronoom William Herschel tähekataloogid ja hakkas teleskoobi juurde minemata arvutama. Juba esimesed arvutused Mayeri kataloogi kasutades näitasid, et tähed ei liigu kaootiliselt ning nende tipu saab määrata.

Herschel kasutas õiget põhimõtet ja eksis vaid kümme kraadi. Infot kogutakse siiani, näiteks vaid kolmkümmend aastat tagasi alandati liikumiskiirust 20-lt 13 km/s-le. Tähtis: seda kiirust ei tohiks segi ajada päikesesüsteemi ja teiste lähedalasuvate tähtede kiirusega galaktika keskpunkti suhtes, mis on ligikaudu 220 km/s.

Positiivne lõpuks

Vestlust lõpetuseks tasub ära märkida väga positiivne lugu. 2012. aastal algse video loonud DJSadhu propageeris alguses midagi ebateaduslikku. Kuid tänu klipi viiruse levikule vestles ta tõeliste astronoomidega (astrofüüsik Rhys Tailor räägib dialoogist väga positiivselt) ja tegi kolm aastat hiljem uue, palju realistlikuma video ilma teadusvastaste konstruktsioonideta.

Iidsetel aegadel peeti tähti üksteise suhtes liikumatuks. Kuid 18. sajandil. Avastati, et Sirius liigub üle taeva väga aeglaselt. See on märgatav ainult siis, kui võrrelda selle asukoha täpseid mõõtmisi, mis on tehtud aastakümnete jooksul.

Tähe õige liikumine on selle näiline nurk nihkumine üle taeva ühe aasta jooksul. Seda väljendatakse kaaresekundi murdosades aastas.

Vaid Barnardi täht läbib aastaga kaare, mis 200 aasta pärast on 0,5° ehk Kuu näiv läbimõõt. Selle jaoks nimetati Barnardi tähte "lentavaks". Kui aga kaugus täheni on teadmata, siis tema enda liikumine ei ütle tema tegeliku kiiruse kohta vähe.

Näiteks tähtede aasta jooksul läbitud teed (joonis 98) võivad olla erinevad, kuid vastavad omaliikumised on samad.

2. Tähtede ruumilise kiiruse komponendid.

Tähe kiirust ruumis saab kujutada kahe komponendi vektorsummana, millest üks on suunatud piki vaatejoont, teine on sellega risti. Esimene komponent on radiaalkiirus, teine on tangentsiaalne kiirus. Tähe õige liikumise määrab ainult tema tangentsiaalne kiirus ja see ei sõltu radiaalkiirusest. Tangentsiaalse kiiruse arvutamiseks kilomeetrites sekundis peate korrutama radiaanides aastas väljendatud väärtuse kilomeetrites väljendatud kaugusega täheni,

Riis. 98. Tähe õige liikumine, kiirte tangentsiaalne ja kogu ruumiline kiirus.

Riis. 99. Suure Ursa tähtkuju eredate tähtede nähtava asukoha muutus nende endi liikumise tõttu: ülalt - 50 tuhat aastat tagasi; keskel - praegu; allpool - 50 tuhande aasta pärast.

ja jagada sekundite arvuga aastas. Kuid kuna praktikas määratakse see alati kaaresekundites, parsekides, on kilomeetrites sekundis arvutamise valem järgmine:

Kui tähe radiaalkiirus määratakse spektrist, on selle ruumiline kiirus V võrdne:

Tähtede kiirused Päikese (või Maa) suhtes on tavaliselt kümned kilomeetrid sekundis.

Tähtede õiged liikumised määratakse kindlaks valitud taevapiirkonna fotode võrdlemisel, mis on tehtud sama teleskoobiga aastate või isegi aastakümnete jooksul. Tänu sellele, et täht liigub, muutub selle aja jooksul veidi tema asukoht kaugemate tähtede taustal. Fotodel oleva tähe nihkumist mõõdetakse spetsiaalsete mikroskoopide abil. Sellist nihet saab hinnata ainult suhteliselt lähedal asuvate tähtede puhul.

Erinevalt tangentsiaalkiirusest saab radiaalkiirust mõõta ka siis, kui täht on väga kaugel, kuid selle heledusest piisab spektrogrammi saamiseks.

Taevas üksteise lähedal asuvad tähed võivad paikneda ruumis üksteisest kaugel ja liikuda erineva kiirusega. Seetõttu peaks tuhandete aastate pärast tähtkujude välimus tähtede õige liikumise tõttu suuresti muutuma (joonis 99).

3. Päikesesüsteemi liikumine.

19. sajandi alguses. V. Herschel

mõne lähedalasuva tähe õigest liikumisest selgus, et nende suhtes liigub Päikesesüsteem Lüüra ja Heraklese tähtkujude suunas. Suunda, milles Päikesesüsteem liigub, nimetatakse liikumise tipuks. Seejärel, kui tähtede radiaalkiirusi hakati spektritest määrama, leidis Herscheli järeldus kinnitust. Tipu suunas lähenevad tähed meile keskmiselt kiirusega 20 km/s ja vastassuunas eemalduvad nad meist keskmiselt sama kiirusega.

Niisiis liigub Päikesesüsteem Lüüra ja Heraklese tähtkujude suunas naabertähtede suhtes kiirusega 20 km/s. Pole mõtet esitada küsimust, millal jõuame Lüüra tähtkujuni, kuna tähtkuju ei ole ruumiliselt piiratud moodustis. Mõnest tähest, mille omistame nüüd Lüüra tähtkujule, möödume varem (neist väga kaugel), teised jäävad meist alati peaaegu sama kaugele kui praegu.

(vaata skannimist)

4. Kui täht (vt ülesanne 1) läheneb meile kiirusega 100 km/s, siis kuidas muutub tema heledus 100 aasta pärast?

4. Galaktika pöörlemine.

Kõik Galaktika tähed tiirlevad ümber selle keskpunkti. Tähtede pöörlemise nurkkiirus Galaktika sisepiirkonnas (peaaegu Päikese suunas) on ligikaudu sama ja selle välimised osad pöörlevad aeglasemalt. See muudab tähtede pöörde Galaktikas erinevaks planeetide pöördest Päikesesüsteemis, kus orbiidi raadiuse suurenedes vähenevad kiiresti nii nurk- kui ka lineaarkiirused. See erinevus tuleneb asjaolust, et galaktika tuum ei domineeri massilt, nagu Päike Päikesesüsteemis.

Päikesesüsteem teeb täispöörde ümber Galaktika keskpunkti ligikaudu 200 miljoni latiga kiirusega 250 km/s.