¿Dónde termina la Vía Láctea?

Aquí hay un bosquejo aproximado de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda , ^* que muestra sus tamaños aproximados y la distancia entre sí a escala:

Lo que la imagen (con suerte) ilustra es la brecha increíblemente grande de espacio vacío (alrededor de 2,5 millones de años luz, para ser exactos) entre las galaxias, cada una de las cuales tiene un diámetro de solo (!) alrededor de 100 mil años luz o algo así.

Si bien ambas galaxias tienen una forma muy parecida a "remolinos borrosos" de polvo y gas (y, aparentemente, materia oscura), sin un borde exterior afilado definido con precisión, todavía están separadas de manera bastante inequívoca. Si bien es posible que no podamos señalar una línea específica en el espacio y decir que "la Vía Láctea termina justo aquí", aún está claro que la Vía Láctea está aquí , mientras que la galaxia de Andrómeda está allá , y hay una gran brecha. de casi absolutamente nada en el medio.

(Por supuesto, hay algunas cosas incluso en el espacio intergaláctico , incluido un gas muy difuso, un poco de polvo e incluso una estrella perdida ocasional . Aún así, en comparación con las galaxias mismas, que, desde un punto de vista humano, ya están bastante llenos del espacio vacío: el medio intergaláctico puede describirse bastante bien como vacío).

_{*) Los pequeños puntos en la imagen alrededor de cada galaxia principal representan sus galaxias satélite más pequeñas, como las nubes de Magallanes menor y mayor . Sus posiciones y distancias relativas, por desgracia, probablemente no sean muy precisas.}

Actualizar para mayor claridad:

Para la parte visible de una galaxia independiente, todas las estrellas se pueden medir para orbitar el núcleo de esa galaxia. Entonces, si quisiera medir la mayor medida en este nivel simplificado, sería muy fácil. El problema es que hay mucha masa que no son estrellas y que es materia oscura. Parte de ella está tan lejos que puede ser imposible calcular qué está orbitando.

Si lee el documento, verá que eligieron un límite más allá del cual el efecto de la masa insignificante más allá no era relevante para este cálculo.

Se puede pensar en una galaxia como una esfera aplanada, en lo que respecta a la masa. Las estrellas, al menos en el caso de las galaxias espirales, tienden a estar en un plano, pero hay una masa que orbita alrededor del centro común en todos los planos. Así que no hay un punto de partida, solo hay una necesidad de decidir qué tan lejos queremos decir que se extiende la galaxia.

Para la Vía Láctea y Andrómeda, se tomó una decisión que es la misma para ambos (no parece que se haya publicado la decisión exacta para este artículo, pero mientras sea consistente, las masas relativas serán correctas)

Para las galaxias que chocan o están cerca unas de otras es mucho más difícil. ¿Calculas a qué galaxia pertenece una estrella por la dirección de su movimiento? Las estrellas pueden cambiar de una a otra. De la página de la Vía Láctea de Wikipedia:

Rodeando el disco galáctico hay un halo galáctico esférico de estrellas y cúmulos globulares que se extiende más hacia el exterior, pero está limitado en tamaño por las órbitas de dos satélites de la Vía Láctea, la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes, cuyo máximo acercamiento al centro galáctico es de aproximadamente 180.000 li (55 kpc).[51] A esta distancia o más allá, las Nubes de Magallanes interrumpirían las órbitas de la mayoría de los objetos de halo. Por lo tanto, tales objetos probablemente serían expulsados ​​de la vecindad de la Vía Láctea.

tl; dr - es una decisión bastante arbitraria :-)

Como ya se respondió, la definición del tamaño de una galaxia siempre debe ser arbitraria hasta cierto punto. En astronomía se utilizan varias definiciones, según el contexto en el que se utilice, por ejemplo:

• $R_{\mathrm{vir}}$(el radio virial): Se usa cuando se considera la dinámica de la galaxia; definido por$GM_{\mathrm{vir}}/R_{\mathrm{vir}} \sim V^2$, dónde$G$es la constante gravitacional,$M_{\mathrm{vir}}$es la masa dentro del radio virial, y$V$es la velocidad circular (para galaxias de disco) o la velocidad de dispersión (para galaxias elípticas o irregulares). Por ejemplo, si una perturbación de densidad inicial es más pequeña que su radio virial, colapsará para formar una galaxia. Este radio es también el radio dentro de las partículas que estarán ligadas gravitacionalmente si su velocidad no excede$V$.
• $R_{1/2}$(el radio de la mitad de la luz): el radio dentro del cual se emite la mitad de la luz total observada. Esta definición es útil cuando se compara la luminosidad de las galaxias.
• $R_{200}$: El radio dentro del cual la densidad media es igual a 200 veces la densidad media del Universo. Del mismo modo, a veces$R_{500}$o$R_{1000}$son usados. Estas definiciones tienen sentido cuando se habla de la masa de una galaxia, ya que más allá se mezclan con el medio intergaláctico.

Aunque estas definiciones dan diferentes tamaños, todos son del mismo orden de magnitud.