• Naše Galaxie
• Struktura
• Klasifikace
• Spirální ramena
• Galaktické halo
• Galaktická koróna
• Střed Galaxie
• Černá díra
• Hvězdy v Galaxii
• Mlhoviny
• Hvězdokupy
• Panorama
• Modely Galaxie
• Spektrum
• Kanibalismus
• Místní skupina
• Kupa galaxií
• Nadkupa galaxií
• Charakteristika
• Odkazy

Jeden z přístrojů na družici COBE byl Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE). DIRBE byl konstruovaný pro detekci záření kosmického infračerveného pozadí – cosmic infrared background (CIB), které produkují galaxie vně naší vlastní Galaxii. Toho je dosaženo pomocí získávání map celé oblohy s nízkým rozlišením (0,7 stupňů) v infračervených vlnových délkách od 1,25 do 240 mikrometrů. CIB bylo detekováno na delších vlnových délkách, kde je záření z naší sluneční soustavy a Galaxie relativně slabé. Na kratších vlnových délkách (blízko IR), sluneční světlo rozptýlené na asteroidním a kometárním prachu ve sluneční soustavě (zvířetníkové světlo) a světlo ze starých červených obřích hvězd po celé Galaxii by poněkud znesnadnilo pátrání pro CIB. Na delších vlnových délkách nevidíme přímý a rozptýlený svit hvězd, ale spíše vidíme záření z prachu, který pohlcuje hvězdný svit a potom vyzařuje energičtější fotony s  vyšší vlnovou délkou.

Po kliknutí na příslušný snímek se zobrazí „pohyblivý snímek“ oblohy v příslušné vlnové délce (pro zobrazení je nutná java).

[1] 408 MHz Rádiové záření	[2] 1,4 GHz = 21 cm Záření čáry H I (neutrální vodík)	[3] 115 GHz Záření čáry CO (molekulární plyn)

[4] 12, 60, 100 μm Infračervené záření	[5] 1,25, 2,2, 3,5 μm Infračervené záření	[7] 6563 Å Záření čáry Hα (ionizovaný vodík)

[8] 0,1-0,4, 0,5-0,9, 0,9-2,0 keV Rentgenové záření	[9] 3-10, 10-100, 100-100 MeV γ záření

[1] Rádiové: Tato animace ukazuje oblohu v rádiovém spektru, tak jak ji viděla Bonn 408 MHz All Sky Survey. Na těchto rádiových frekvencích je většina nejjasnějších zdrojů zbytky supernov (které jsou často silným zdrojem rentgenového záření) a rádiové galaxie. Velmi rozdílná skupina objektů, ale v každém případě zdroj rádiového záření jsou synchrotronové záření vytvářené relativistickými (např. velmi vysoká energie) elektrony pohybující se v magnetickém poli. Podél galaktické roviny je také tepelné rádiové záření, které vzniká z horkého ionizovaného plynu v oblastech tvorby hvězd, stejně jako v mlhovině Orion.

[2] H I: Tato animace zobrazuje záření z chladných neutrálních vodíků, které se projevují na rádiovém záření 21 cm, které měří Leiden/Dwingeloo H I Survey. (Pokrytí nižším rozlišení v jižních deklinacích je zajištěno z dat, které jsou k dispozici na Dickey & Lockman.) Galaxie je na těchto vlnových délkách opticky tenká a tak můžeme vidět celý disk Galaxie, protože se měření provádí na vlnových délkách vzdálených od infračervených. Porovnání těchto dat s DIRBE daty pro vzdálené IR ukazuje, že záření H I není tak silné jako je infračervené záření v místech vzniku hvězd v galaktické rovině. Ve vyšších šířkách si můžeme všimnout velmi silné korelace mezi zářením z neutrálního vodíku a záření vzdáleného infračerveného. Několik blízkých vnějších galaxií, jako například M31 a M33, může být identifikováno jako kompaktní zdroje H I záření.

[3] CO: Tato animace, které obsahuje záření z čáry CO (oxid uhelnatý), je trochu od ostatních v několika ohledech odlišná. Záření CO je použito pro stopování molekulárního plynu v mezihvězdném prostředí. Molekulárního vodíku je daleko více, ale protože je to symetrická molekula, vytváří trochu pozorovatelného záření v typicky chladných prostředí, které převládají v molekulárních mračnech. Na druhou stranu je nesymetrická molekula CO jednoduše pozorovatelná dokonce i v relativně malých hustotách. Molekulární plyn se nachází pouze v nejvíce hustých a chladných částech mezihvězdného prostoru. Proto se molekulární mračna nacházejí vždy poblíž galaktické roviny. Projekt Survey of CO emission zatím nepokryl celou oblohu, protože je se ve vysokých galaktických šířkách nachází málo nebo žádný molekulární plyn. (Oblasti, které zatím nebyly prozkoumány, jsou celé černé.) Jakmile se někde nachází difúzní galaktická složka, která září na jiných vlnových délkách, není zároveň prostředí pro molekulární záření. Molekulární plyn může být sledován nepřímo pomocí infračerveného vzdáleného záření chladného prachu v plynu a pomocí absorpce některých záření při průchodu skrze hustý plyn (např. rentgenové).
(Tato animace a Hα dovoluje přiblížení při záběru do 30 stupňů, ostatní do 45 stupňů.)

[4] Infračervené vzdálené: Tato animace zobrazuje pohled na oblohu z dat DIRBE na vzdálených infračervených vlnových délkách. Jasnost je v logaritmickém měřítku, červená barva odpovídá záření na 100 μm, zelená = záření 60 μm a modrá je průměrná hodnota ze záření na 25 a 12 μm. Na těchto vlnových délkách je většina záření z tepelných záření z horkého a chladného prachu. Některé hvězdy jsou viditelné jako „modré“ tečky na 12 μm, ale v těchto případech obvykle místo samotné hvězdy vidíme okolní hustý horký prach. Tyto mračna po celé obloze se někdy nazývají jako „infračervené cirry“ pro svoji zjevnou podobnost se známými ledovými mračny v zemské atmosféře. Infračervené cirry jsou z chladného prachu v mezihvězdném prostoru, např. plyn a prach, který je rozptýlený mezi hvězdami. Na některých místech se plyn a prach stává více nahromaděný a v těchto místech se tvoří hvězdy. Tyto oblasti tvorby hvězd se jeví jako jasnější a mírně teplejší skvrny. Oblasti tvorby hvězd leží podél galaktické roviny.

[5] Infračervené blízké: Tato animace zobrazuje pohled na oblohu z dat DIRBE na blízkých infračervených vlnových délkách. Snímek ukazuje Galaxii ve falešných barvách, červená = záření na 3,5 μm, zelená = záření na 2,2 μm a modrá = záření 1,25 μm. Snímky jsou v logaritmickém měřítku, protože tím dovolují ukázat širší rozsah jasnosti a protože je to kvalitativně stejné tomu, jak oko reaguje na světlo. Lineární měřítko intenzit by mohlo zdůraznit podobnosti mezi těmito DIRBE snímky a optickými snímky blízkých galaxií. Tyto vlnové délky jsou pro lidské oko příliš dlouhé, a to i přes to, že zde v Galaxii převládá svit hvězd a vypadá celkem podobně. Nicméně je zde jeden významný rozdíl a to ten, že světlo na těchto vlnových délkách proniká mračny prachu po celé Galaxii. Proto můžeme na těchto infračervených vlnových délkách jasně vidět galaktickou výduť a udělat si lepší představu o tvaru Galaxie.

[6] Optické: Optická animace chybí, protože se na jiných stránkách nachází lepší verze, která je převzata od Axela Mellingera, který ji uveřejnil na svých webových stránkách (Virtual Reality All-Sky Milky Way Panorama). Na tomto celkovém pohledu můžeme vidět hvězdné složky, které se podobají infračervenému blízkému pohledu uvedeného zde, ale tento je silněji ovlivněný mezihvězdným prostředím. Můžeme také spatřit mnoho oblastí H II nebo oblastí tvorby hvězd, které odpovídají jasnějším zdrojům uvedených v záření Hα.

[7] Hα: Tato animace zobrazuje oblohu v záření čáry Hα na 6563 Å. Toto záření přichází z horkých mračen plynu, kde silné ultrafialové světlo z blízkých mladých hvězd ionizuje plyn. Data jsou z nedávného měření projektem Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM) a Southern Hα Sky Survey Atlas (SHASSA), které jsou podporovány Mezinárodním vědeckým ústavem – National Science Foundation (detaily). Projekt WHAM je mnohem citlivější a obsahuje podrobné informace o rychlosti, ale je má menší prostorové rozlišení (1 stupeň). Barva na snímku pouze znázorňuje nejjasnější emise, přesto se zdá, že Hα čára se pohybuje v červené části viditelného spektra. Mnoho jasných blízkých oblastí tvorby hvězd (oblasti H II) může být v tomto projektu označeno přesto, že je rozlišení nižší než data DIRBE. Na těchto vlnových délkách vyvolává prach galaktické roviny významné rušení záření ze vzdálenějších oblastí H II. Proto není na tomto snímku záření z galaktického centra nebo dalších vzdálených oblastí tvorby hvězd, které se ukazují jako jasné zdroje na delších vlnových délkách dat DIRBE.
(Tato animace a CO dovoluje přiblížení při záběru do 30 stupňů, ostatní do 45 stupňů.)

[8] Rentgenové: Tato animaci zobrazuje oblohu v rentgenových vlnových délkách podle ROSAT. Animace byla vytvořena z  map s rozlišením 12', kterou vygeneroval projekt ROSAT All-Sky Survey. Intenzity jsou v logaritmickém měřítku, nejnižší energie (0,1 – 0,4 keV) jsou červeně, střední energie (0,5 – 0,9 keV) jsou zeleně a nejvyšší energie (0,9 – 2,0 keV) jsou modře. Část nejsilnějších rentgenových zdrojů v Galaxii jsou zbytky supernov (například mlhovina Smyčka v Labuti), která je mnohem silněji vidět v jiných vlnových délkách. Mnoho bodových rentgenových zdrojů jsou interagující systémy dvojhvězd. Chladné difúzní mračna, která produkují infračervené záření pohlcují rentgenové záření, především nižších energií. Některé nejhustější a nejbližší mračna jsou jasně vidět v  siluetě mnohem vzdálenějšího rentgenového záření z vnitřku Galaxie.

[9] γ záření: Tato animaci zobrazuje oblohu v γ záření, tak ji naměřil přístroj EGRET na observatoři Compton Gamma Ray Observatory. Gama záření s energiemi 30 – 100, 100 – 1000 a 1000 – 10000 MeV jsou barevně zakódovány červeně, zeleně a modře. Difuzní γ záření podél galaktické roviny je vytvářeno, když kosmické záření interaguje s mezihvězdným prostředím. Blízko neutronové hvězdy se v galaktické rovině jeví jako bodové zdroje. Galaxie s aktivními černými děrami v jejich jádrech jsou viditelné jako velmi energetické zdroje γ záření ve vysokých galaktických šířkách.