Via Làctia

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Via Làctia
Imatge captada per infraroig del Centre Galàctic de la Via Làctia
Imatge captada per infraroig del Centre Galàctic de la Via Làctia
Dades d'observació
Distància Mall
( Mpc)
Magnitud aparent (V) m
Característiques físiques
Diàmetre a.ll.
Massa MS
Catàlegs astronòmics
Dibuix de la Via Làctia

La Via Làctia és una galàxia de forma espiral (més concretament espiral barrada) on es troba el sistema solar. Està formada per més de 200 mil milions d'estels (alguns estudis recents li atribueixen més de 400 mil milions d'estels) iguals o semblants al nostre Sol, i els seus planetes, juntament amb milers de nebuloses. Tot fa suposar que al centre de la Via Làctia hi ha un forat negre supermassiu; tanmateix, és molt difícil que es pugui detectar a causa de la gran densitat d'estels que hi ha a la part central d'una galàxia. Totes les estrelles que veiem en el cel formen part de la nostra galàxia, i són les que formen les agrupacions anomenades constel·lacions.

L'aspecte lletós de la part central de la nostra galàxia observada a ull nu des de la Terra en va originar el nom de Via Làctia, és a dir camí de llet, com s'explica al mite d'Hera i Alcmene.

La Via Làctia és un gegant entre les galàxies: té una massa d'entre 750 mil milions i un bilió masses solars. Té forma de llentia, amb un diàmetre d'uns 100.000 anys-llum i un gruix d'uns 10.000 anys-llum. El nostre sistema solar es troba a uns 30.000 anys-llum del centre de la galàxia.

Els diferents materials que constitueixen la Via Làctia (estels i núvols de gas i pols) estan animats d'un moviment de rotació entorn de l'eix més curt amb una velocitat angular que és més elevada com més a prop del centre es troben.

En determinades zones de la Via Làctia d'elevada concentració de pols i gas es produeix el naixement de nous estels. La densitat d'estels (és a dir, la quantitat que hi ha per unitat de volum) també depèn de la distància al centre galàctic: és més elevada com més a prop del centre.

Hi ha dues galàxies petites i molt properes que en certa manera es poden considerar galàxies satèl·lit de la Via Làctia, o fins i tot fragments que se n'han desprès: s'anomenen Gran Núvol de Magalhães i Petit Núvol de Magalhães. La galàxia més propera a la Via Làctia és una de petita anomenada SagDEG, a uns 80.000 anys-llum; la galàxia gran més propera és la galàxia d'Andròmeda (M31), que és a uns 2,9 milions d'anys-llum. En realitat la nostra Via Làctia i aquestes altres galàxies veïnes estan unides gravitatòriament formant un conjunt de galàxies anomenat Grup Local. Es preveu que Andròmeda col·lideixi amb la Via Làctia d'aquí a tres mil milions d'anys.

Via Làctia. Imatge presa amb l'Observatori de raigs-X Chandra.

Aparença des de la Terra[modifica | modifica el codi]

La galàxia de la Via Làctia, tal com es veu des de la Terra, planeta situat a un dels braços espirals de la galàxia. Apareix com a una banda borrosa i tènue de llum blanca en el cel nocturn a través de tot l'arc de l'esfera celeste produïda per estrelles i altres objectes astronòmics que es troben dintre el pla galàctic. El pla de la Via Làctia està inclinat uns 60 ° de l'eclíptica (el pla en què orbita la Terra), amb el Pol Nord Galàctic situat en ascensió recta 12h 49m, declinació +27.4 ° (B1950) a prop de beta Comae Berenices. El Pol Sud Galàctic és a prop de l'alfa Sculptoris.

El centre de la galàxia és en direcció a Sagitari, i (anant cap a l'oest) passa per Escorpió, Altar, Escaire, Triangle Austral, Compàs, Centaure, Mosca, Creu del Sud, Quilla, Vela, Popa, Ca Major, Unicorn, Orió i Bessons, Taure, Cotxer, Perseu, Andròmeda, Cassiopea, Cefeu i Llangardaix, Cigne, Guineueta, Sageta, Àguila, Serpentari, Scutum fins tornar a Sagitari.

Mida[modifica | modifica el codi]

El disc estel·lar de la Via Làctia mesura aproximadament 100.000 anys llum (9,5×1017 km) de diàmetre, i es creu que de mitjana té un gruix d'uns 1.000 anys llum (9,5×1015 km) .[1] S'estima que conté un mínim de dos-cents mil milions d'estrelles[2] i possiblement fins a quatre-cents mil milions,[3] essent el nombre exacte depenent del nombre d'estrelles de massa molt petita que és molt incert. Estenent-se més enllà del disc estel·lar hi ha un disc molt més gruixut de gas. Observacions recents indiquen que el disc gasós de la Via Làctia té un gruix de al voltant de 12.000 anys llum (1.1×1017 km, el doble que el valor prèviament acceptat.[4] Com a guia a l'escala física de la Via Làctia, si aquesta es reduís fins a un diàmetre de 100 metres, el Sistema Solar, incloent-hi el Núvol d'Oort, no amiradia més d'un mil·límetre.

L'Halo Galàctic s'estén cap a l'exterior, però està limitat en mida per les òrbites de dos satèl·lits de la Via Làctia, els dos Núvols de Magalhães, que roten a uns ~180.000 anys llum (1,7×1018 km.[5] A aquesta distància o més enllà, les òrbites de la majoria dels objectes de l'halo serien pertorbades pels Núvols de Magalhães, i els objectes serien expulsats de la Via Làctia.

Mesures recents del Very Long Baseline Array (VLBA) han revelat que la Via Làctia és més gran del que prèviament s'havia pensat. La mida d'aquesta galàxia és ara considerada semblant a la de la veïna Gran Galàxia d'Andròmeda. Fent servir el VLBA per mesurar els canvis aparents de regions remotes formadores d'estrelles quan la Terra és en costats oposats del Sol, els investigadors van ser capaços de mesurar la distància d'aquestes regions fent servir menys conjectures que en esforços anteriors. La nova i més acurada estimació de la velocitat rotacional de la galàxia (i al mateix temps la quantitat de matèria fosca continguda per la galàxia) col·loca la xifra en 254 km/s, significativament més ràpid que el valor amplament acceptat de 220 km/s.[6] Això al seu torn implica que la Via Làctia té una massa total equivalent a uns 3 bilions de sols, això és un 50% més massiu del que s'havia pensat prèviament.[7]

Edat[modifica | modifica el codi]

Perseides creuant el cel just per sota de la Via Làctia, l'agost del 2007.

És extremadament difícil definir l'edat a la que es va formar la Via Làctia, però l'edat de l'estrella més vella descoberta, l'HE 1523-0901, està estimada en 13.200 milions d'anys, pràcticament tan vella com l'univers mateix.[8]

Aquesta estimació es basa en la recerca feta per un equip d'astrònoms el 2004 que va fer servir l'espectrògraf d'ultraviolats del Very Large Telescope per mesurar, per primera vegada, el contingut en beril·li de dues estrelles del cúmul globular NGC 6397.[9] D'aquest estudi es va deduir que el temps transcorregut entre l'aparició de la primera generació d'estrelles en la galàxia i la primera generació d'estrelles en el cúmul va ser d'entre 200 i 300 milions d'anys. Incloent l'edat estimada de les estrelles en el cúmul globular (13.400 ± 800 milions d'anys), van estimar l'edat de l'estrella me's vella de la Via Làctia en 13.600 ± 800 milions d'anys. Basant-se en aquesta ciència emergent, el fi disc galàctic s'estima que es va formar fa entre 6.500 i 10.100 milions d'anys.

Composició i estructura[modifica | modifica el codi]

Es creu que la VIa Làctia és una galàxia espiral barrada. La Messier 109 és un possible anàleg.[10]

La galàxia consisteix en una regió central en forma de barra envoltada per gas, pols i estrelles formant quatre estructures de braços allunyant-se en forma d'espiral logarítmica. La distribució de la massa en la galàxia és semblant a la d'una Sbc en la classificació Hubble, que és una galàxia espiral amb amb braços relativament poc definits.[11] Els astrònoms van començar a sospitar que la Via Làctia és una galàxia espiral barrada, en lloc d'una galàxia espiral ordinària, a la dècada del 1990.[12] Les seves sospites van ser confirmades l'any 2005 amb les observacions del telescopi espacial Spitzer, que va mostrar que la barra central de la galàxia era més gran del que se sospitava.[13]

Les estimacions de la massa de la Via Làctia poden variar en funció del mètode i les dades utilitzades. Segons estimacions recents, s'ha estimat que la massa de la Via Làctia en de 5,8 × 1,011 masses solars (M); per tant, és una mica més petita que la galàxia d'Andròmeda.[14][15][16] Altres mesures pel Very Long Baseline Array (VLBA), per a les estrelles a la vora de la Via Làctia ha mesurat velocitats tan grans com 254 km/s; això està per sobre del valor prèviament acceptat de 220 km/s.[17] Com la velocitat orbital depèn de la massa inclosa, això implica que la Via Làctia és més massiva i, per tant, és més o menys igual a la massa de la galàxia d'Andròmeda, de 7 × 1,011 masses solars (M) a 50 kiloparsecs (160.000 anys llum) del seu centre.[18] Una mesura recent de la velocitat radial de les estrelles de l'halo han trobat que la massa dins dels 80 kiloparsecs del seu centre és de 7 × 1011 masses solars (M).[19] La major part de la massa de la galàxia es pensa que és matèria fosca, que forma un halo de matèria fosca que s'estén relativament uniforme a una distància més enllà de 100 kiloparsecs del centre galàctic. La massa total de la galàxia sencera s'estima que està entre els 600 i els 1000 milions  M☉. [16]

Aquesta massa de la matèria bariònica s'estima que són 2-400 estrelles. [33] integrada seva magnitud visual absoluta ha estat estimada en -20,9 [34].

Centre galàctic[modifica | modifica el codi]

Article principal: Centre galàctic
Imatge infraroja en fals color del nucli de la Via Làctia feta amb el Telescopi Spitzer Space de la NASA. Les estrelles fredes més velles són blaves, les partícules de pols il·luminades per grans estrelles calentes apareixen en un to vermellós, i el punt blanc brillant que hi ha al mig marca on hi ha un forat negre super massiu al centre de la galàxia.

El disc galàctic, que surt cap a l'exterior al Centre galàctic, té un diàmetre d'entre 70.000 i 100.000 anys llum.[20] La distància exacta des del Sol fins el Centre galàctic és font de debat. El valor més recent obtingut a partir de mètodes basats en la geometria i mesures lumíniques fins el Centre galàctic s'estima en 8,0-8,7 kpc (26.000-28.000 anys llum).[21][22][23][24][25] El fet que les estimacions abastin només prop d'1kpc subratlla la veritable incertesa associada a la distància al Centre galàctic.

El centre galàctic conté un objecte compacte de massa molt gran segons el que determina el moviment de material al voltant del centre.[26] Es creu que la intensa radiofont Sagitari A* marca el centre de la Via Làctia. La concentració compacta de massa al voltant de Sagitari A* s'explica millor com un forat negre supermassiu.[27][28][29] Observacions similars indiquen que hi ha forats negres supermassius situats a prop del centre de les galàxies més normals.[30][31]

La naturalesa de la barra de la galàxia també es centre de debat actiu, amb estimacions de la seva longitud mitjana i la seva orientació que van des de 1,5 kpc (3.300-16.000 anys llum) (barra curta o llarga) i 10-50 graus.[24][25][32] Alguns autors defensen que la galàxia té dues barres diferents, una ubicat dins de l'altra.[33] La barra està delimitada per estrelles de l'agrupament vermell, tot i que les variables RR Lyrae no tracen una barra galàctica important.[25][34][35] La barra pot estar envoltada d'un anell anomenat "anell 5-kpc" que conté una gran part de l'hidrogen molecular existent a la galàxia, així com la major part de l'activitat de formació estel·lar de la Via Làctia. Vist des de la galàxia d'Andròmeda, seria l'element més brillant de la nostra pròpia galàxia.[36]

Història[modifica | modifica el codi]

Etimologia i creences[modifica | modifica el codi]

Existeixen molts mites sobre la creació de la Via Làctia per tot el món i que són la font del seu nom en les diferents llengües. Els mots Via Làctia en català provenen de la traducció del grec Γαλαξίας, Galaxias, que prové de la paraula llet (γάλα, gala). Aquest també és l'origen de la paraula galàxia. Els indis l'anomenen Akashganga, forma celestial del riu Ganges. En la mitologia grega, la Via Làctia va néixer de la llet vessada per Hera mentre alletava a Heracles.[37]

En moltes llengües uràliques, turquiques, fenno'ugriques i bàltiques, la Via Làctia s'anomena el "camí dels ocells"(Linnunrata en finès), ja que la ruta migratòria de les aus sembla resseguir la Via Làctia. (La llegenda Qi Xi recollida en moltes cultures de l'Àsia fa referència a un pont estacional a través de la Via Làctia fet d'ocells, normalment garses o corbs.) El nom The xinès de "riu de plata" (銀河) s'utilitza arreu de l'Àsia Oriental, incloent-hi Corea i el Japó. Un altre nom usat a l'antiga Xina per a la Via Làctia, especialment per als poemes, era "el riu Han celestial" (天汉). En japonès, "riu de plata" (銀河 ginga) vol dir galàxia en general, mentre que la Via Làctia s'anomena "Sistema del riu de plata" (銀河系 gingakei) o el "riu del cel" (天の川 Amanokawa o Amanogawa). En suec s'anomena Vintergatan "carrer de l'hivern", ja que els estels del cinturó s'usaven per a predir el temps que trigaria a arribar l'hivern. En algunes llengües d'Ibèria, es coneix com a Camí de Sant Jaume o de "Santiago".

Descobriment[modifica | modifica el codi]

La forma de la Via Làctia tal com la deduí William Herschel el 1785 mitjançant el recompte d'estels; assumí que el Sistema Solar estava a prop del centre de la galàxia.

Aristòtil (384-322 AdC) ens explica a Meteorologica (DK 59 A80), que els filosofs grecs Anaxàgores (c. 500–428 aC) i Demòcrit (450–370 aC) proposaren que la Via Làctia consistia d'estels llunyans. Malgrat això, Aristotil creia que era el producte de "la ignició de l'alé ferotge d'alguns estels que eren grossos, nombrosos i propers entre ells" i que aquesta "ignició tenia lloc en la part superior de l'atmosfera, en aquella regió del món que és contigua amb els moviments celestes."[38] L'astronom àrab, Alhazen (965-1037 AD), va refutar aquesta teoria quan va fer el primer intent d'observació i mesura del paralax de la Via Làctia,[39] va "determinar que ja que la Via Làctia no té paralax , ha d'estar molt lluny de la terra i no pertany a l'atmosfera."[40]

L'astrònom persa, Al-Biruní (973-1048), proposà que la galàxia era un conjunt d'innumerables estels nebulosos.[41] Avicena (d. 1138) era del parer que la Via Làctia estava composta de molts estels però que la refracció de l'atmosfera terrestre provocava l'aparença contínua.[38] Ibn Qayyim Al-Jawziyya (1292-1350) en canvi creia que estava feta d'una "miríada de petits estels disposats molt junts en l'esfera dels estels fixos" i que aquestes estrelles eren majors que els planetes.[42]

La primera prova que la Via Làctia estava formada per molts estels va arribar el 1610 quan Galileo Galilei va usar un telescopi per estudiar-la i va observar que contenia un gran nombre d'estels.[43] En un tractat del 1755, Immanuel Kant, basant-se en un treball anterior de Thomas Wright, va especular (correctament) que la Via Làctia era un objecte en rotació format per un nombre immens d'estels, i units per forces gravitatòries de forma semblant a l'estructura del Sistema Solar però a una escala molt més gran. El disc d'estrelles resultant es veuria com una banda en el cel des de la perspectiva d'un observador que es trobés dins del disc. Kant també va proposar que d'altres nebuloses visibles podrien ser també "galaxies" per elles mateixes i anàlogues a la nostra.[44]

El primer intent de descriure la forma de la Via Làctia i la posició del Sol dins d'ella va ser el de William Herschel el 1785 i que realitzà comptant amb molta cura el nombre d'estels en diferents zones del cel visible. Va produir un diagrama amb la forma de la galàxia amb el Sistema Solar proper al centre.

Fotografia de la "Gran Nebulosa d'Andròmeda" del 1899, i que més tard s'identificaria com a Galàxia d'Andròmeda

El 1845, Lord Rosse va construir un nou telescopi i va ser capaç de distingir entre les nebuloses el·líptiques i espirals. També va poder identificar punts de llum individual en algunes d'aquestes nebuloses, donant proves de la conjectura que Kant havia realitzat anteriorment.[45]

El 1917, Heber Curtis va observar la nova S Andromedae en l'interior de la "Gran Nebulosa d'Andròmeda" (M31). Tot buscant en els registres fotogrpafics va trobar-ne 11 més, de novae. Curtis va adonar-se que aquestes novae eren, de mitjana, 10 magnituds més dèbils que aquelles que s'esdevenien en la nostra galàxia. Proposà que això era degut a la seva gran distància, que estimà en uns 150.000 parsecs, i que les nebuloses espirals eren galàxies independents, hipòtesi que sànomenà dels "universos illa".[46] El 1920 es produí el Gran Debat entre Harlow Shapley i Heber Curtis i que tractava sobre la natura de la Via Làctia, les nebuloses espirals i les dimensions de l'univers. Per tal de donar proves a favor de la seva hipòtesi que la Gran Nebulosa d'Andròmeda era una galàxia externa, Curtis va indicar la presència de línies fosques que s'assemblen als núvols de pols de la Via Làctia, així com el notable efecte Doppler shift.[47]

Aquesta qüestió va quedar tancada definitivament per Edwin Hubble que en els primers anys 1920 i utilitzant un nou telescopi va poder discernir que els volts d'algunes nebuloses espirals estaven efectivament formades d'estels individuals. També va identificar diverses cefeides, amb les que va poder fer una estimació de la distancià d'aquestes nebuloses; totes eren massa distants i no podien formar part de la Via Làctia.[48] El 1936 Hubble va crear un sistema per a classificar galàxies que encara s'usa, la seqüència Hubble.[49]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Christian, Eric. «How large is the Milky Way?». [Consulta: 2007-11-28].
  2. Sanders, Robert. «Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum». UCBerkeley News, 9 gener 2006 [Consulta: 24 maig 2006].
  3. Frommert, H.; Kronberg, C. «The Milky Way Galaxy». SEDS, 25 agost 2005. [Consulta: 2007-05-09].
  4. «Milky Way fatter than first thought». The Sydney Morning Herald. Australian Associated Press, 2008-02-20. [Consulta: 2008-04-24].
  5. Connors, et al.. «N-body simulations of the Magellanic stream». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371, 2007, pàg. 108. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x [Consulta: 26 gener 2007].
  6. «Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show», 2009-01-05. [Consulta: 2009-01-20].
  7. Ron Cowen. «This just in: Milky Way as massive as 3 trillion suns». Society for Science & the Public, 5 gener 2009 [Consulta: 14 gener 2009].
  8. Frebel, Anna. «Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium». The Astrophysical Journal, 660, 2007, pàg. L117. DOI: 10.1086/518122. arΧiv:astro-ph/0703414.
  9. Del Peloso, E. F.. «The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology». Astronomy and Astrophysics, 440, 2005, pàg. 1153. Bibcode: 2005A&A...440.1153D. DOI: 10.1051/0004-6361:20053307. arΧiv:astro-ph/0506458.
  10. «The Milky Way: A New Galactic Self-Portrait». Planetary Radio, 23 juny 2008. Conté una entrevista amb Robert Benjamin i Thomas Dame.
  11. Ortwin, Gerhard. «Mass distribution in our Galaxy». Space Science Reviews, 100, 1/4, 2002, pàg. 129–138. DOI: 10.1023/A:1015818111633 [Consulta: 14 març 2007].
  12. Chen, W.; Gehrels, N.; Diehl, R.; Hartmann, D.. «On the spiral arm interpretation of COMPTEL ^26^Al map features». Space Science Reviews, 120, 1996, pàg. 315–316 [Consulta: 14 març 2007].
  13. McKee, Maggie. «Bar at Milky Way's heart revealed». New Scientist, 16 d'agost de 2005 [Consulta: 17 juny 2009].
  14. Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G.. «Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field». Astrophysics, 49, 1, 2006, pàg. 3–18. DOI: 10.1007/s10511-006-0002-6.
  15. Vayntrub, Alina. «Mass of the Milky Way». The Physics Factbook, 2000. [Consulta: 09-05-2007].
  16. 16,0 16,1 Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; Harding, P.; Olszewski, E. W.; Mateo, M.; Freeman, K. C.; Norris, J.; Shectman, S. A.. «The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way» (abstract). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 364, 2005, pàg. 433–442 [Consulta: 9 maig 2007].
  17. «Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show», 05-01-2009. [Consulta: 2009-01-20].
  18. Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.; Brunthaler, A.; Moscadelli, L.; Xu, Y.; Zhang, B.; Sato, M.; Honma, M.; Hirota, T.; Hachisuka, K.; Choi, Y. K.; Moellenbrock, G. A.; Bartkiewicz, A.. «Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters, and Noncircular Motions». The Astrophysical Journal, 700, 1, 2009, pàg. 137–148. DOI: 10.1088/0004-637X/700/1/137.
  19. Gnedin, Oleg Y.; Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.. «The Mass Profile of the Galaxy to 80 kpc». arXiv eprint, 720, 2010, pàg. L108. DOI: 10.1088/2041-8205/720/1/L108.
  20. Grant. J.; Lin, B.. «The Stars of the Milky Way» (en anglès). Fairfax Public Access Corporation [Consulta: 5 setembre 2007].
  21. Gillessen, S.. «Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center» (en anglès). The Astrophysical Journal, 692, 2, 2009, pàg. 1075. Bibcode: 2009ApJ...692.1075G. DOI: 10.1088/0004-637X/692/2/1075.
  22. Ghez, A.M. et al. «Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008.
  23. Reid M.J. et al.. «A Trigonometric Parallax of Sgr B2» (en anglès). Falta indicar la publicació. The Astrophysical Journal, 2009.
  24. 24,0 24,1 «Stellar populations in the Galactic bulge. Modelling the Galactic bulge with TRILEGAL» (en anglès). Falta indicar la publicació. Bibcode: 2009A&A...498...95V. DOI: 10.1051/0004-6361/20078472.
  25. 25,0 25,1 25,2 Majaess, D.. «Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and Its Structure» (en anglès). Acta Astronomica, 60, 2010, pàg. 55. Bibcode: 2010AcA....60...55M.
  26. Jones, Mark H.; Lambourne, Robert J.; Adams, David John. Cambridge University Press. An Introduction to Galaxies and Cosmology (en anglès), 2004, p. 50–51. ISBN 0521546230. 
  27. Per observar-ho en una imatge, vegeu «Chandra X-ray Observatory; January 6, 2003».
  28. Ghez, A. M.. «"Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits"» (en anglès). Astrophysical Journal, 689, 2008, pàg. 1044–1062. arXiv: astro-ph/0808.2870. Bibcode: 2008ApJ...689.1044G. DOI: 10.1086/592738.
  29. Gillessen, Stefan. «Monitoring stellar orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center» (en anglès). The Astrophysical Journal, 692, 2, 23 de febrer de 2009, pàg. 1075–1109. Bibcode: 2009ApJ...692.1075G. DOI: 10.1088/0004-637X/692/2/1075.
  30. Blandford, R. D. (1999). "Origin and evolution of massive black holes in galactic nuclei". Galaxy Dynamics, proceedings of a conference held at Rutgers University, 8–12 August 1998, ASP Conference Series vol. 182.  
  31. Valeri P. Frolov; Andrei Zelnikov. Oxford University Press. Introduction to Black Hole Physics (en anglès), 2011, p. 11, 36. 
  32. Falta indicar la publicació. Bibcode: 2008A&A...491..781C. DOI: 10.1051/0004-6361:200810720.
  33. «A Distinct Structure inside the Galactic Bar» (en anglès). The Astrophysical Journal, 621, 2, 2005, pàg. L105. arXiv: astro-ph/0502058. Bibcode: 2005ApJ...621L.105N. DOI: 10.1086/429291.
  34. «The RR Lyrae Population of the Galactic Bulge from the MACHO Database: Mean Colors and Magnitudes» (en anglès). Astrophysical Journal, 492, 1998, pàg. 190. Bibcode: 1998ApJ...492..190A. DOI: 10.1086/305017.
  35. «Metallicity Analysis of MACHO Galactic Bulge RR0 Lyrae Stars from their Light Curves» (en anglès). The Astronomical Journal, 136, 6, 2008, pàg. 2441. Bibcode: 2008AJ....136.2441K. DOI: 10.1088/0004-6256/136/6/2441.
  36. Staff. «Introduction: Galactic Ring Survey» (en anglès). Boston University, 12 de setembre de 2005. [Consulta: 05-10-2007].
  37. Pierre Grimal, Diccionari de Mitologia Grega i Romana. Edicions de 1984. Barcelona. p. 241.
  38. 38,0 38,1 Josep Puig Montada. «Ibn Bajja». Stanford Encyclopedia of Philosophy, September 28, 2007. [Consulta: 2008-07-11].
  39. Mohamed, Mohaini. Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM, 2000, p. 49–50. ISBN 9835201579. 
  40. Hamid-Eddine Bouali, Mourad Zghal, Zohra Ben Lakhdar. «Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography» (PDF). The Education and Training in Optics and Photonics Conference, 2005. [Consulta: 2008-07-08].
  41. O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. «Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni» (en anglès). MacTutor History of Mathematics archive.
  42. Livingston, John W.. «Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation». Journal of the American Oriental Society, 91, 1, 1971, p. 96–103 [99]. DOI: 10.2307/600445.
  43. J. J. O'Connor, E. F. Robertson. «Galileo Galilei». University of St Andrews, November 2002. [Consulta: 2007-01-08].
  44. Evans, J. C. «Our Galaxy». George Mason University, 24 novembre 1998. [Consulta: 2007-01-04].
  45. Abbey, Lenny. «The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown». The Compleat Amateur Astronomer. [Consulta: 2007-01-04].
  46. Heber D. Curtis. «Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 100, 1988, pàg. 6. DOI: 10.1086/132128.
  47. Weaver, Harold F. «Robert Julius Trumpler». National Academy of Sciences. [Consulta: 2007-01-05].
  48. Hubble, E. P.. «A spiral nebula as a stellar system, Messier 31». Astrophysical Journal, 69, 1929, pàg. 103–158. DOI: 10.1086/143167.
  49. Sandage, Allan. «Edwin Hubble, 1889–1953». The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 83, 6, 1989 [Consulta: 8 gener 2007].

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

  • Thorsten Dambeck in Sky and Telescope, "Gaia's Mission to the Milky Way", març del 2008, p. 36–39.

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Via Làctia