کهکشان راه شیری: تفاوت بین نسخهها
(←ساختار کهکشان ما) |
(←ساختار کهکشان ما) |
||
سطر ۴۲: | سطر ۴۲: | ||
== ساختار کهکشان ما== | == ساختار کهکشان ما== | ||
− | ساختار | + | ساختار کهکشان راه شیری همانند کهکشانهای رده Sb یا Sc رده بندی هابل است.در مؤلفه مسطح آن(صفحه کهکشان)بیشتر ستارگان و تمام مواد بین ستاره ای متمرکز شده اند.توده بسیار بزرگ مرکزی عمدتا ً شامل ستارگان پیر است و نهایتا ً هاله ای رقیق در اطراف کهکشان وجود دارد که ستارگان پیر و خوشهای کروی را دربرمیگرد.این ویژگیها در تمام [[کهکشان مارپیچی|کهکشان های مارپیچی]] مشترک است. |
با شمارش ستارگان در جهتهای عمود بر صفحه کهکشان،میتوان نمای جانبی آن را ترسیم کرد،یعنی نمایی که کهکشان را از لبه نشان میدهد.این کار،با شمارش انواع مختلف ستارگان در نواحی روشن و صاف فضای درون کهکشانی عملی میشود و آنچه مد نظر قرار میگرد این است که به موازات دور شدن نقشه برداری از خورشید ،گونه های مختلف ستارگان با چه آهنگی کاهش میابند.خوشبختانه اثرات جذب میان ستاره ای در این مورد ناچیز و به راحتی قابل تصحیح است.بنابراین، بدون حذف هیچ یک از اجزای مهم،نتایج نسبتا ً کاملی بدست میاید. | با شمارش ستارگان در جهتهای عمود بر صفحه کهکشان،میتوان نمای جانبی آن را ترسیم کرد،یعنی نمایی که کهکشان را از لبه نشان میدهد.این کار،با شمارش انواع مختلف ستارگان در نواحی روشن و صاف فضای درون کهکشانی عملی میشود و آنچه مد نظر قرار میگرد این است که به موازات دور شدن نقشه برداری از خورشید ،گونه های مختلف ستارگان با چه آهنگی کاهش میابند.خوشبختانه اثرات جذب میان ستاره ای در این مورد ناچیز و به راحتی قابل تصحیح است.بنابراین، بدون حذف هیچ یک از اجزای مهم،نتایج نسبتا ً کاملی بدست میاید. | ||
سطر ۴۸: | سطر ۴۸: | ||
شکل زیر نتیجه ای است از این نقشه برداری و نشان میدهد که در جهت عمود بر صفحه کهکشان،گونه های مختلف ستارگان به طور متفاوتی توزیع شده اند.ستارگانی که دمای بالا و درخشندگی مطلق زیادی دارند،همانند گاز و غبار میان ستاره ای در صفحه کهکشان تمرکز یافته اند و ستارگان کم نورتر که ستارگان پیر نیز از آن جمله اند،پیوند بسیار آزادانه ای با صفحه دارند.این موضوع را میتوان ناشی از دو علت دانست:نخست اینکه همبستگی بین توزیع اجرام بالای صفحه کهکشان و سن آنها،احتمالاً نشانگر آن است که در زمانهای اولیه تاریخ کهکشان،پهن بودن سیستم نسبت به حالت فعلی کمتر بوده است. | شکل زیر نتیجه ای است از این نقشه برداری و نشان میدهد که در جهت عمود بر صفحه کهکشان،گونه های مختلف ستارگان به طور متفاوتی توزیع شده اند.ستارگانی که دمای بالا و درخشندگی مطلق زیادی دارند،همانند گاز و غبار میان ستاره ای در صفحه کهکشان تمرکز یافته اند و ستارگان کم نورتر که ستارگان پیر نیز از آن جمله اند،پیوند بسیار آزادانه ای با صفحه دارند.این موضوع را میتوان ناشی از دو علت دانست:نخست اینکه همبستگی بین توزیع اجرام بالای صفحه کهکشان و سن آنها،احتمالاً نشانگر آن است که در زمانهای اولیه تاریخ کهکشان،پهن بودن سیستم نسبت به حالت فعلی کمتر بوده است. | ||
− | [[پرونده:MilkyWayStructure.jpg|وسط|قاب|نمایی از بخش های مختلف [[کهکشان راه شیری]] | + | [[پرونده:MilkyWayStructure.jpg|وسط|قاب|نمایی از بخش های مختلف [[کهکشان راه شیری]] ]] |
محاسبات مدلهای تکامل کهکشان این گمان را تایید میکند و نشان میدهد که در زمانهای بسیار پیش،یعنی تقریبا ً در یک میلیارد سال نخست تاریخ کهکشان،این سیستم ستاره ای از فروریزش یک جسم تقریبا ً کروی حاصل شده است.بنابراین، شکل گیری هر ستاره طی ساهای نخست،در آرایه ای تقریبا ً کروی بوده است. | محاسبات مدلهای تکامل کهکشان این گمان را تایید میکند و نشان میدهد که در زمانهای بسیار پیش،یعنی تقریبا ً در یک میلیارد سال نخست تاریخ کهکشان،این سیستم ستاره ای از فروریزش یک جسم تقریبا ً کروی حاصل شده است.بنابراین، شکل گیری هر ستاره طی ساهای نخست،در آرایه ای تقریبا ً کروی بوده است. |
نسخهٔ ۷ دسامبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۷:۰۳
محتویات
کهکشان راه شیری
کَهکِشان راهِ شیری، نوار شیریرنگی است که در شبهای تیره در نواحی بدون آلودگی نوری در آسمان دیده میشود. این نوار در حقیقت مکان هندسی ستارگان تشکیلدهنده قرص کهکشان ما است که از آسمان به طور دوبعدی دیده میشود.
این کهکشان، کهکشانی است مارپیچی و متناهی که بخشی از گروه کهکشانهای همجوار میباشد. این کهکشان یکی از میلیاردها کهکشان، در جهان قابل مشاهده است.
نام آن ترجمه کلمهٔ لاتین via lacetea است که دلیل این نامگذاری دیده شدن نوارهٔ کمرنگی از نور تشکیل شده توسط ستاره های وابسته به کهکشان است که از زمین اینگونه دیده میشود. برخی منابع به طور قاطع راجع به این موضوع اعلام نظر کردهاند که عبارت راه شیری منحصرا اشاره به نواره نوری دارد که خود کهکشان در شب تولید میکند، در حالی که نام کهکشان راه شیری باید برای اشاره به خود کهکشان هم بهکار رود. با این حال، معلوم نیست گستردگی این قرار داد چگونه است، و عبارت راه شیری به طور مداوم در هر دو مفهوم استفاده میشود.
کهکشان راه شیری، از روی زمین که در یکی از شاخههای بازوهای مارپیچی کهکشان قرار دارد همچون نواری مهآلود و سفید و روشن در بالای آسمان در سراسر فلک به نظر میرسد.
این نور از ستاره ها و دیگر موادی که در درون سطح هموار کهکشان قرار دارند سرچشمه میگیرد. قطب شمال کهکشانی در بُعد (طول جغرافیایی) ۱۲ ساعت و ۴۹ دقیقه واقع شدهاست و میل آن +27.4° و نزدیک به ستارهٔ بتا گیسوی برنیکه است. قطب جنوبی کهکشان نزدیک به ستارهٔ آلفا حجار قرار گرفتهاست.
مرکز کهکشان در راستای صورت فلکی قوس قرار دارد، و در اینجاست که راه شیری، درخشانترین نور خود را دارد.
سطح هموار راه شیری به خاطر انحراف محور گردش زمین، در حدود ۶۰ درجه به سمت دایرة البروج منحرف شدهاست. این سطح کهکشانی در سنجش با استوای آسمانی در شمالیترین حالت خود از صورت فلکی ذاتالکرسی میگذرد و در جنوبیترین حالت از صورت فلکی چلیپا گذر میکند. این امر نشاندهنده انحراف بالای صفحهٔ استوایی زمین و صفحه دایرةالبروج نسبت به صفحهٔ کهکشانی است.
کهکشان راه شیری از دید ناظر زمینی در صورتهای فلکی قوس ، عقرب ،قنطورس، چلیپا، شاه تخته، بادبان، کشتیدم، ذات الکرسی، قیفاووس و چلپاسه، ماکیان، روباهک، پیکان، عقاب، مارافسای، سپر، مشاهده می شود .این واقعیت که راه شیری آسمان شب را به دو نیم کرهٔ مساوی تقسیم میکند، نشان دهندهٔ این است که منظومه شمسی نزدیک صفحهٔ کهکشانی قرار گرفتهاست.کهکشان راه شیری به دلیل فضای میان ستارهای که سطح کهکشان را پر کردهاست درخشندگی نسبتا کمی دارد، که همین امر مانع میشود که ما مرکز روشن کهکشان را ببینیم، و به دلیل آلودگی نوری دیدن آن از هر نقطهٔ شهری یا برون شهری سخت است. [1]
اندازه
صفحهٔ ستارهای راه شیری درحدود ۱۰۰۰۰۰سال نوری قطر دارد و ضخامت آن به طور میانگین ۱۰۰۰ سال نوری است. تخمین زده شده که کهکشان راه شیری ۲۰۰بیلیون و یا احتمالا بالای ۴۰۰بیلیون ستاره دارد. رقم دقیق بسته به ستارههای با حجم بسیار کم است، که تعدادشان بسیار زیاد است. این را میتوان با یک تریلیون ستارهٔ کهکشان مجاور، آندرومدا، مقایسه کرد. صفحهٔ ستارهای لبهٔ تیزی ندارد و شعاع آن تا جایی است که هیچ ستارهای وجود ندارد.
آنسوی صفحهٔ ستارهای، صفحهٔ ضخیمتر گازی است. مشاهدات اخیر نشان میدهد که صفحهٔ گازی راه شیری ۱۲۰۰۰سال نوری ضخامت دارد که دو برابر مقداری است که قبلا تصور میشد. به عنوان یک راهنمایی برای مقیاسهای فیزیکی راه شیری، اگر قطر آنرا به ۱۰متر کاهش دهیم، منظومهٔ شمسی، با در نظر گرفتن ابر فرضی اورت، عرضی بیشتر از ۱/۰میلی متر نخواهد داشت.
هالهٔ کهکشانی که تا بیرون از کهکشان هم ادمه پیدا میکند، توسط گردش دو قمر راه شیری، یعنی همان ابرهای بزرگ و کوچک مگلانیک محدود میشود. در این فاصله یا فراتر از آن، گردش بیشتر اشیاء هاله دار توسط ابرهای مگتانیک مختل میشود، و اشیاء ممکن است از راه شیری به بیرون پرتاب شوند.
اندازه گیریهای اخیر توسط (VLBA) نشان دادهاست که کهکشان راه شیری بسیار حجیم تر از آن است که قبلا تصور میشد. جرم کهکشان ما در حال حاضر مشابه با جرم بزرگترین کهکشان همسایه، آندرومدا، در نظر گرفته میشود. محققان با استفاده از (VLBA) و با استفاده از فرضیات کمتری نسبت به تلاش قبلی، قادر به اندازه گیری تغییرات ظاهری کهکشان و مناطق پرت و دور افتادهای که ستارهها در آنجا شکل میگیرند، هستند. البته در زمانی که زمین در سمت مخالف خورشید باشد. جدیدترین و دقیقترین سرعتی که برای چرخش کهکشان در نظر گرفته میشود، در حدود ۲۵۴ کیلومتر بر ثانیهاست، و این به میزان قابل توجهی بیشتر از مقدار قبلی یعنی ۲۲۰کیلو متر بر ثانیهاست. و این موضوع به روشنی بیان میکند که راه شیری جرم کلی در حدود ۳ تریلیون برابر جرم خورشید دارد، که حدود ۵۰ در صد بیشتر از جرمی است که قبلا برای آن در نظر گرفته میشد.
سن
سن قدیمیترین ستارهای که تا کنون در کهکشان کشف شده(HE ۱۵۲۳-۰۹۰۱) در حدود ۶/۱۳بیلیون سال تخمین زده شدهاست، تقریبا به قدمت جهان، که با استفاده از اشعهٔ ماورای بنفش طیف سنج بزرگبرای اندازه گیری حجم برلیم دو ستارهٔ خوشه دی کروی تخمین زده شدهاست. زمان سپری شده بین ظهور اولین نسل ستاره در کهکشان راه شیری و اولین نسل ستاره در خوشه بین ۲۰۰تا۳۰۰میلیون سال استنباط شدهاست. با در نظر گرفتن اینکه سن تخمین زده شده برای ستارهها در خوشهٔ کروی۸/۰±۴/۱۳ بیلیون سال است سن قدیمیترین ستارهها در راه شیری در حدود ۸/۰±۶/۱۳بیلیون سال تخمین زده میشود. صفحهٔ نازک کهکشانی نیز بین ۵/۶ تا۱/۱۰ بیلیون سال پیش شکل گرفتهاست.
ساختار کهکشان ما
ساختار کهکشان راه شیری همانند کهکشانهای رده Sb یا Sc رده بندی هابل است.در مؤلفه مسطح آن(صفحه کهکشان)بیشتر ستارگان و تمام مواد بین ستاره ای متمرکز شده اند.توده بسیار بزرگ مرکزی عمدتا ً شامل ستارگان پیر است و نهایتا ً هاله ای رقیق در اطراف کهکشان وجود دارد که ستارگان پیر و خوشهای کروی را دربرمیگرد.این ویژگیها در تمام کهکشان های مارپیچی مشترک است.
با شمارش ستارگان در جهتهای عمود بر صفحه کهکشان،میتوان نمای جانبی آن را ترسیم کرد،یعنی نمایی که کهکشان را از لبه نشان میدهد.این کار،با شمارش انواع مختلف ستارگان در نواحی روشن و صاف فضای درون کهکشانی عملی میشود و آنچه مد نظر قرار میگرد این است که به موازات دور شدن نقشه برداری از خورشید ،گونه های مختلف ستارگان با چه آهنگی کاهش میابند.خوشبختانه اثرات جذب میان ستاره ای در این مورد ناچیز و به راحتی قابل تصحیح است.بنابراین، بدون حذف هیچ یک از اجزای مهم،نتایج نسبتا ً کاملی بدست میاید.
شکل زیر نتیجه ای است از این نقشه برداری و نشان میدهد که در جهت عمود بر صفحه کهکشان،گونه های مختلف ستارگان به طور متفاوتی توزیع شده اند.ستارگانی که دمای بالا و درخشندگی مطلق زیادی دارند،همانند گاز و غبار میان ستاره ای در صفحه کهکشان تمرکز یافته اند و ستارگان کم نورتر که ستارگان پیر نیز از آن جمله اند،پیوند بسیار آزادانه ای با صفحه دارند.این موضوع را میتوان ناشی از دو علت دانست:نخست اینکه همبستگی بین توزیع اجرام بالای صفحه کهکشان و سن آنها،احتمالاً نشانگر آن است که در زمانهای اولیه تاریخ کهکشان،پهن بودن سیستم نسبت به حالت فعلی کمتر بوده است.
![](/images/6/66/MilkyWayStructure.jpg)
محاسبات مدلهای تکامل کهکشان این گمان را تایید میکند و نشان میدهد که در زمانهای بسیار پیش،یعنی تقریبا ً در یک میلیارد سال نخست تاریخ کهکشان،این سیستم ستاره ای از فروریزش یک جسم تقریبا ً کروی حاصل شده است.بنابراین، شکل گیری هر ستاره طی ساهای نخست،در آرایه ای تقریبا ً کروی بوده است.
ولی فروریزش به طرف صفحه کهکشان نسبتا ً سریع اتفاق افتاده است و ازاین رو اکثر ستارگان آن در صفحه نازک سیستم شکل گرفته اند.دومین اثری که میتواند پیش آید این است که حتی اگر ستاره ای در صفحه شکل بگیرد،هیچ الزامی نیست که در همان موقعیت و مکان خود باقی ماند.زیرا اگر در فرایند شکل گیری حرکتی حتی با زاویه بسیار کوچک نسبت به صفحه،بدان اعمال شود ستاره را تا فاصله معینی از صفحه بیرون میبرد و مدار آن در درون و بیرون صفحه حالت مارپیچی به خود میگیرد.بنابراین،عموما ً توزیع گسترده تری را در بالا و پایین صفحه نسبت به دیگر ستارگان نشان میدهد.به ویژه در مورد ستارگانی که کاملاً بیرون ماده میان ستاره ای شکل گرفته اند،یعنی ستارگان بسیار جوانی که درخشندگی و دمای بسیار زیادی دارند،فرصت آن نخواهد بود که در اثر این پدیده در یک مسیر نوسانی و آن هم در حد فاصل زمان تشکیل و رصدشان توسط ما،بیرون رانده شوند.پس ستارگان بسیار جوان می باید تنها در این صفحه دیده شوند.یعنی در بخشی از کهکشان که گاز و غبار میان ستاره ای پدید آورنده ستارگان وجود دارد.
با اندازه گیری تابشهای رادیویی هیدروژن خنثی ونیز اندازه گیری اپتیکی اجرام جوان،مارپیچی بودن کهکشان راه شیری اثبات شده است.بررسی کهکشانهای دیگر نشان میدهد که دلیل درخشان بودن بازوهای مارپیچی ،وجود تعداد نسبتا ً زیاد اجرام بسیار نورانی همانند ستارگان ابرغول نوع O و B ،خوشه های بزرگ ستارگان نورانی،جمعیتهای ستاره ای و نواحی HII (ابرهای گازی نورانی)در آنهاست.همچنین نقشه برداری رادیویی از کهکشانهای نزدیک معلوم میکند که هیدروژن خنثی در بازوهای مارپیچی تمرکز یافته است.با توجه به دلایل ذکر شده، اخترشناسان براین عقیده اند که تمرکز ظاهری این اجرام در همسایگی نزدیک خورشید،نشانگر مارپیچی بودن کهکشان در ناحیه اطراف ماست.به علاوه رصدهای رادیویی سرتاسر کهکشان نشان میدهد که نمای بیرون کهکشان ما نیز همانند دیگر کهکشانهای مارپیچی است.
برای توصیف ساختار مارپیچی کهکشان ما و دیگر کهکشانهای مشابه،فرضیه های زیادی ارائه شده اند.یکی از موفق ترین آنها،نظریه ایست که توسط سی.سی.لین پیشنهاد شده است.طبق این نظریه،حرکت تلاطمی بزرگ مقیاس در کهکشان انتشار یابد و شکل گیری ستارگان را تحت تاثیر قرار دهد.شرح ریاضی نظریه،منجر به اثبات خصوصیات دقیق بازوهای مارپیچی شده است و به نظر میرسد که حداقل با اندازه گیریهای به عمل آمده توسط تلسکوپها مطابق است. [3]
توزیع ستارگان در کهکشان ما
ما کهکشان را به صورت مارپیچی پهن شده تصور کردیم. اما، مشاهده ی انواع خاصی از ستارگان درون آن دلالت دارد بر اینکه کهکشان را می توان دست کم به چهار ناحیه آشکارا متفاوت تقسیم کرد. احتمالا کهکشان پیش از ورود به شکل فعلیش دستخوش تغییراتی شده است، شاید بتوانیم از بررسی این نواحی سررشته ای از این تغییرات را بع دست آوریم.
نخست، به انواع ستارگانی توجه میکنیم که آنها را مسن ترین ستارگان میدانیم؛ ستارگانی نوعا ازخوشه های کروی . قبلا اثبات کردیم که عمر سپری شده ی چنین خوشه هایی بر مبنای این شواهد است که آنها گاز و غبارشان را در مرحله ی تشکیل ستاره مصرف کرده اند و ستارگان پرجرم ترشان در جریان تکامل، از رشته ی اصلی دور شده اند. اخترشناسان ستارگانی را که در خوشه های کروی قرار دارند به عنوان اشیای جمعیت II نام میبرند. از جمله، RR شلیاقیها، قیفاووسیان نوع II و متغیرهایی که دوره ی طولانی دارند. خوشه های که یک هاله ی تقریبا کروی به دور مرکز کهکشان تشکیل می دهند، ممکن است هنوز شکل اولیه ی ابری را که کهکشان راه شیری از آن تشکیل شده ایت حفظ کرده باشند (در شکل هاله ای را که با حرف A مشخص شده است ببینید).
یک منظومه ی واسط میان هاله ی کروی خوشه های کروی و قرص پهن شده وجود دارد که در آنجا ستارگان جدید تشکیل می شوند. این منظومه ی واسط در شکل به صورت هاله ی نیم تخت، با حرف B نشان داده شده است. این واسط مرکب از متغییرهایی با دوره ی نمیه طولانی، شبه غولها، کوتوله های سفید، کوتوله های نوع G تا M و سحابی های سیاره ای است. انواع این اشیا را نیز نسبتا مسن می دانیم. این اشیا با نحوه ی توزیعشان، شکل ابر کهکشانی را در زمانی که هنوز در جریان فرایند پهن شدن ناشی از چرخش بوده است، بروز میدهند.
ناحیه ی سوم منظومه ی قرص پخت است (در شکل ناحیه ی C). این ناحیه با ستارگان بسیار داغ جوان (از نوع O، B و A)، قیفاووسیان نوع I، ابرغولها، خوشه های باز، و گاز و غبار بین ستاره ای مشخص می شود. هر یک از این انواع، نمایانگر ستارگان جوان یا ماده ای هستند که ستارگان جوان از آن تشکیل شده اند. باید بگوییم که هسته ی کهکشان راه شیری از اشیای مسن تر جمعیت II، ستارگان RR شلیاقی، خوشه های کروی، سحابی های سیاره ای و کوتوله های نوع M ترکیب یافته است؛ از این رو میتوان هسته را باز هم به صورت ناحیه ی متمایز دیگری از قرص کهکشان طبقه بندی کرد.
آخرین ناحیه که به آن تاج (Corona) کهکشان می گویند، ممکن است تا فاصله ای در حدید 300000 سال نوری از مرکز کهکشان، امتداد داشته باشد. این ناحیه نخست با مشاهده ی مستقیم آَشکارسازی نشده، بلکه از اثر گرانشی آن بر حرکت ستارگان لبه ی خارجی کهکشان مرئی به وجودش پی بردند. وجود چنین تاج پرجرمی توضیح برخی پرسش ها را میسر میکند؛ از جمله آنکه چرا ستارگان بیرونی تر سریعتر از ستارگان درونی تر حرکت میکنند، و چرا ستارگانی که سرعت زیادی دارند نمی توانند از کهکشان بگریزند. برآوردهای جرم تاج از حد یک تریلیون جرم خورشید تجاوز میکند.
وجود تاج کهکشانی مستقیما به وسیله ی یک ماهواره ی حساس به تابش فرابنفش، به نام اکسپلورر فرابنفش بین المللی [International Ultraviolet Explorer یا IUE] که آن را در سال 1978 به فضا پرتاب کردند، تایید شد. مولفه ی خاصی که این سفینه وجودش را حس می کند، گاز های داغ است. دمای این گازها از مرتبه ی 100000 کلوین است که با خطوط جذبی مربوط به اتم های کربن سه بار یونیده و اتم های سیلیسیم پنج بار یونیده، مشخص شده است. ماهوار ی IUE طیف یک ستاره ی به خصوص را در ابر ماژلانی بزرگ ثبت کرد که خودش کهکشانی در فاصله ی حدود 160000 سال نوری است. خطوط جذبی موجود در طیف این ستاره، نه تنها وجود تاجی از گاز های داغ در اطراف کهکشان راه شیری را نشان می دهد، بلکه مجموعه خطوطی از آن با اندکی انتقال دوپلر نیز، وجود تاجی از گاز های داغ را در اطراف ابر ماژلانی بزرگ آشکار می کند. این امر ممکن است دلالت بر این واقعیت داشته باشد که وجود یک تاج به طور کلی خاص کهکشان هاست. اگر چنین نتیجه گیری درست باشد، در برآوردی که از جرم کل عالم می کنیم، تاثیر بسزایی خواهد داشت. گاز های داغ تنها جزء تشکیل دهنده ی تاج های کهکشانی نیستند، ابر های غباری سرد، ستارگان مرده ی پیر، سیاهچاله ها، ستارگان کم جرم (درخشندگی کم) و نوترینو ها نیز ذکر معدودی از اجزای ممکن دیگر است.
![](/images/0/00/13538427961.gif)
آیا این تغییر شکل ها نمایانگر تکامل کهکشان ها، به معنی متداول این واژه است؟ آیا این امر به آن معنی است که کهکشان های بیضوی به مارپیچی تکامل می یابند؛ یا بنا بر بعضی اظهار نظر ها، جریان برعکس است؟ احتمالا چنین نیست، اما قطعا یک دلالت دارد بر اینکه کهکشان راه شیری در مراحل بسیار ابتدایی کروی بوده و به علیت چرخش در یک میلیارد سال اول، وجودش به طور چشم گیری پهن شده و به صورت موجودیتی جدا در فضا شکل گرفته است.[1]
هسته کهکشان ما
هسته ی کهکشانمان را نمیتوانیم با وسایل نوری مشاهده کنیم. دخالت ابر های غبار، نور هسته را عملا چنان در پس خود مستور می کنند که فقط یک تریلیونیم نور بالقوه آن ار این ابر ها میگذرند. اما امروزه ما هسته را در طول موج های رادیویی، در فروسرخ و در پرتو های X مشهاده میکنیم. قویترین منبع گسیل امواج رادیویی و فروسرخ در یک ناحیه ی بسیار محدود از صورت فلکی قوس می افتد که اندازه قطر آن 30 تا 40 سال نوری و جرمش 1 تا 10 میلیارد جرم خورشیدی برآورد می شود. در همان قلب هسته، ممکن است یک سیاهچاله بسیار پر جرم شامل یک میلیارد جرم خورشیدی وجود داشته باشد. ماده ای که روی چنین شیء فرو می ریزد، ممکن است واکنش هایی شدید برای تولید پرتو های X ایجاد کند و پدیده های مشاهده شده ای را که در پی می آید به راه اندازد. مثلا، یک سیستم شبه بازو از نواحی H-I یافت می شود که با سرعت 100 تا 200 کیلومتر بر ثانیه از هسته دور می شود. این نواحی شامل گاز است که جرم کل آن تا 2 میلیون جرم خورشیدی برآورد می شود. همچنین، "حلقه"ای از ابر های مولکولی در فاصله ی تقریبا 600 میلیون سال نوری از مرکز وجود داارد که با سرعت 150 کیلومتر بر ثانیه منبسط می شود. در این برها جرمی معادل 100 میلیون جرم خورشیدی یافت می شود. فقط مستلزم توضیحی برحسب یک نیروی اخراج کننده در هسته ی کهکشان ماست. [1]
بازوهای مارپیچ
هر بازوی چرخشی توصیف یک لگاریتم است، با انحرافی در حدود ۱۲ درجه. تا همین اواخر باور بر این بود که ۴ بازوی مارپیچی بزرگ وجود دارد که همه از نزدیکی مرکز کهکشان شروع میشوند، که اسمی آنها از قرار زیر است:
- کله غازی:۳-kpc و بازوی برساووش.
- بنفش:بازوی گونیا خارجی(بلند به همراه محتویات تازه کشف شده)
- سبز:بازوی سپر-چلیپا
- صورتی:شاه تخته و بازوی کمان.
- نارنجی:شکارچی و بازوی ماکیان(که شامل خورشید و منظومهٔ شمسی است)
مشاهدات رابرت بنیامین در سال ۲۰۰۸ از دانشگاه ویسکانسین- وایت واتر اریه شد که نشان میداد که راه شیری تنها دارای دو بازوی بزرگ ستارهای است: بازوی برساووش و بازوی سپر-قنطورس، بقیه بازوها یا گوچک هستند یا الحاقی. و این به این معناست که کهکشان راه شیری از نظر ظاهر شبیه NGC ۱۳۶۵ است. خارج از بازوهای بزرگ چرخشی حلقهٔ تکشاخ یا حلقهٔ بیرونی قرار دارد، پیشنهادی توسط دو ستاره شناس با نامهای برایان یانی و هیدی جو نیوبرگ اریه شده مبنی بر اینکه حلقهٔ گاز و ستاره را بیلیونها سال پیش از کهکشان جدا شده.
همان طور که برای بیشتر کهکشانها مرسوم است، توزیع جرم در کهکشان راه شیری به گونهای است که سرعت مداری بیشتر ستارهها بستگی چندانی به فاصله از مرکز ندارد. به دور از برآمدگی مرکزی یا لبهٔ بیرونی، سرعت رایج ستارهای بین ۲۱۰ تا۲۴۰ کیلو متر بر ثانیهاست. از این رو سرعت مداری ستاره مستقیما متناسب است با طول مسیری که میپیماید. این برخلاف وضعیت در داخل منظومهٔ شمسی است، که نیروی جاذبهٔ دو جسم و اجسامی که میچرخند دارای سرعتهای متفاوت ولی مرتبط هستند.
این تفاوت یکی از شواهد دال بر وجود جسم سیاه است. یکی دیگر از جنبههای جالب اصطلاح«باد کردن» بازوهای مارپیچی است.اگر قسمت داخلی بازوها سریعتر از قسمت خارجی بچرخدساختار مارپیچی بازوها از بین خواهد رفت.اما چنین چیزی در کهکشانهای مارپیچی دیده نشده، به جای آن، ستاره شناسان فرض میکنند کهالگوی چرخشی یک موج چگال است که از مرکز کهکشان نشات میگیرد.و این شبیه ترافبک در بزرگراه هاست که ماشینها همه در حال حرکت هستند، اما همیشه قسمتی وجود دارد که در آن ماشینها آهسته حرکت میکنند. این مدل تصدیق این واقعیت است که تراکم ستارهها در داخل یا نزدیک بازوهای چرخشی بیشتر است.
هاله
صفحهٔ کهکشانی احاطه شده توسط هالهای کروی از ستارههای قدیمی و خوشههای کروی، که ۹۰درصد آنها در فاصلهٔ ۱۰۰۰۰۰سال نوری قرار گرفتهاند.فرض بر این است که قطر هالهٔ ستارهای در حدود۲۰۰۰۰۰سال نوری است.با این حال تعداد بسیار کمی خوشهٔ کروی در فواصل دورتر پیدا شدهاست، مانندPLA۴ و AM۱ که در فاصلهای دورتر از۲۰۰۰۰۰سال نوری از مرکز کهکشان قرار دارند.در حدود ۴۰ درصد این خوشهها حرکتی برگشت دهنده دارند، یعنی حرکت آنها خلاف جهت چرخش راه شیری است. صفحهٔ گازی در برخی طول موجها کدر به نظر میرسد، در حالی که مولفهی کروی اینطور نیست.شکل گیری و چیدمان ستارههای فعال در این صفحه انجام میگیرد، نه در هاله.خوشههای باز نیز عمدتا در این صفحه رخ میدهند. اکتشافات اخیر بر دانش ما نسبت به ساختار منظومهٔ شمسی افزودهاست.با این کشف که صفحهٔ کهکشانی کهکشان آندرومدا بسیار بزرگتر از آن است که قبلا تصور میشد، این احتمال که صفحهٔ کهکشانی راه شیری گسترش بیشتری داشته باشد قوی تر میشود.و این گواه بر کشف جدید، بازوی صلیب شمالی است.با کشف کماندار کهکشان بیضوی کوتوله کشف شد.نوار کهکشانی باقیمانده به عنوان اجرام چرخندهای که مربوط به کوتولهاست و بر هم کنش آن با راه شیری باعث از بین رفتن آن میشود.مشابها با کشف کهکشان کوتولهٔ سگ بزرگ، این امر نمایان شد که حلقهٔ باقیماندهٔ کهکشان که از برهم کنش با راه شیری بوجود آمده، صفحهٔ کهکشانی را محصور میکند. در ۹ ژانویهٔ سال ۲۰۰۶ماریو جوریس و عدهای دیگر، از دانشگاه پرینستون اعلام کردند که شبیه ساز آسمان شمالی یک ساختار بزرگ خنثی در داخل منظومه یشمسی پیدا کرده که با مدل قبلی سازگاری ندارد.مجموعهای از ستارهها بالا میروند و نزدیک میشوند به خط عمود بر بازوهای مارپیچی کهکشان.تفسیر پیشنهاذی اینست که کوتولهٔ کهکشان به احتمال زیاد با راه شیری ادغام میشوداین کهکشان به طور آزمایشی به دوشیزهٔ ستارگان روان نام گرفت که در جهت خود دوشیزه استبا فاصلهای در حدود ۳۰۰۰۰سال نوری.
مکان خورشید و همسایگی آن
خورشید ممکن است در نزدیکی لبهٔ داخلی بازوی شکارچی کهکشان، در پف کردگی محلی در داخل حباب، و در کمربند گولد در فاصلهٔ ۱۰۰۰±۲۵۰۰۰ سال نوری از مرکز یافت شود.خورشید در حال حاضر در ۳۰-۵پارسک از صفحهٔ مرکزی کهکشان قرار دارد.فاصلهٔ بین بازوی محلی و بازوی بعد، بازوی برساووش، در حدود ۶۵۰۰ سال نوری است.خورشید و متعاقبا منظومهٔ شمسی در منطقهٔ قابل سکونت کهکشان یافت میشوند.
در حدود ۲۰۸ ستاره با درخشندگی بیشتر از ۵/۸در ۱۵ پارسکی خورشید قرار دارند. به عبارت دیگر ۶۴ ستاره ناشناخته در ۵ پارسکی خورشید قرار دارد. چگالی ای در حدود ۱۲۲/۰در هر مکعب در یک پارسک.و این نشان دهندهٔ این واقعیت است که بیشتر ستارهها از درخشندگی کمتر از ۵/۸برخوردارند.
نقطهٔ اوج حرکت خورشید، یا نقطهٔ اوج خورشیدی، در جهتی است که خورشید در فضا در کهکشان راه شیری حرکت میکند.جهت عمومی حرکت خورشید به سمت ستارهٔ وگا بدر نزدیکی صورت فلکی هرکول با زاویهٔ ۶۰ درجهٔ آسمانی در جهت مرکز کهکشان است.انتظار میرود که مدار خورشیدی در اطراف کهکشان بیضوی باشد، به دلیل بازوهای مارپیچی و توضیع غیر یکنواخت تودهها.به علاوه خورشید به سمت بالا و پایین نوسان میکند به خاطره صفحهٔ کهکشانی به تعداد ۷/۲بار در هر چرخش. و این بسیار شبیه کار کردن نوسانگری است که بدون اعمال هیچ نیرویی نوسان میکند.
بین ۲۲۵تا ۲۵۰ میلیون سال طول میکشد تا منظومهٔ شمسی یک دور کامل در راه شیری بزند(سال کهکشانی).بنابراین به نظر میرسد ۲۰تا۲۵ دور کامل در طول عمر خورشید بزند.سرعت چرخش منظومهٔ شمسی حول مرکز در حدود ۲۲۰کیلو متر بر ثانیه استدر این سرعت یک سال نوری طول میکشد که منظومهٔ شمسی یک سال نوری را طی کند.
محیط
کهکشان راه شیری وکهکشان آندرومدا یک سیستم دوتایی از کهکشان بزرگ مارپیچی هستند، که خود آن قسمتی از ابر خوشهٔ دوشیزه هستنئد.
در ژانویه سال ۲۰۰۶، محققان گزارش داد که که پیش از این پیچ و تاب غیر قابل توضیح در دیسک از کهکشان راه شیری تا به حال نقشه برداری شدهاست و یافت میشود بطور موجی حرکت کردن، یا لرزش از طرف ابرهای ماژلانی کوچک وبزرگ به عنوان دایره کهکشان دایر کردند، باعث ارتعاش در فرکانسهای خاص میشود هنگامی که لبههای آنها را از طریق آن منتقل میشود. قبلأ، این دو کهکشان، در حدود ۲ ٪ از جرم کهکشان راه شیری، خیلی کوچک برای تاثیر گذاری در کهکشان راه شیری در نظر گرفته شد. با این حال، با در نظر گرفتن ماده تاریک، حرکت این دو کهکشان ایجاد تأثیرات بزرگتر کهکشان راه شیری میشوند. با توجه به ماده تاریک نتایجاز حساب در حدود بیست برابر در توده برای کهکشان افزایش میابد. این محاسبه بر اساس مدل کامپیوتری ساخته شده توسط مارتین واینبرگ از دانشگاه ماساچوست امهرست. در این مدل، مادهٔ تاریک در حال گسترش خارج از دیسک کهکشانی با لایه گاز شناخته شدهاست. در نتیجه، مدل پیش بینی میکند که تاثیر گرانشی از ابرهای ماژانی است به عنوان تقویت شده که از طریق آنها، کهکشان منتقل میشود.
در اندازه گیریهای کنونی پیشنهاد میشود که کهکشان آندرومدا است که ۱۰۰ - ۱۴۰ کیلومتر در ثانیه در نزدیک ما است. راه شیری میتواند در ۳ تا ۴ میلیارد سال با آن برخورد کند، به اهمیت اجزاء جانبی ناشناخته که در کهکشان حرکت نسبی دارند بستگی دارد. اگر آنها با هم برخورد، ستارههای فردی در داخل کهکشان با هم برخورد نخواهند کرد، اما در عوض دو کهکشان ادغام خواهد شد یک کهکشان بیضوی تنهابیشتر از مسافتی در حدود یک میلیارد سال را میپیماید.
مفهوم کلی سرعت خالص از هر جسم درمیان فضا بر طبق سوال نظریه نسبی EinsteinS معنادار نیست که اظهار کرد «ترجیح» شکل اینرسی مرجع در فضا است که حرکت اجسام را مقایسه میکند وجود ندارد.(حرکت باید همیشه نسبت به دیگر اجسام معین ومشخص شود).وقتی که حرکت کهکشان مورد بحث است، باید در ذهن نگه داشته شود.
اخترشناسان معتقدند که راه شیری تقریبا با ۶۳۰ کیلومتر بر ثانیه نسبت به شکلهای محلی حرکت مرجع است که حرکتشان از hobble ناشی است حرکت میکند.اگر کهکشان با۶۰۰ کیلو متر بر ثانیه حرکت کند زمین با ۵۱٫۸۴ میلیون کیلو متر بر روز یا بیشتر از ۱۱۸٫۹ بیلیون کیلومتر بر سال حرکت میکنند.
راه شیری، تصور میشود که در جهت مجذوب کننده بزرگ حرکت میکند.گروه محلی (یک خوشه گرانش، شامل کهکشانهای مقید، در میان دیگران، کهکشان راه شیری وکهکشان آندرومدا)قسمتی از ابر خوشهاست که ابر خوشه محلی نام دارد. در نزدیکی مرکز خوشه دوشیزهاست:اگرچه آنها دور از یکدیگردر ۹۶۷ کیلومتر بر ثانیه درقسمتی از جریان هابل حرکت میکنند. انتظار است که سرعت کمتر خواهد شد. درنتیجه جازبه گرانشی بین گروههای محلی و خوشه دوشیزه فاصله ی۱۶٫۸ میلیون PCرا میگیرد.
شکل دیگر مرجع توسط تابش زمینه کیهانی آماده شدهاست. راه شیری با دور۵۵۲ کیلو متر بر ثانیه نسبت به فوتونها در CMB به سوی ۱۰٫۵و۲۴° شیب(میل) در حال حرکت است. (عصر J۲۰۰۰، نزدیک مر کز Hydra). حر کت آن توسط ماهوارههایی از قبیل Comic Background Explorer(COME) و Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP) وسهم دو قطبی درCMB مشاهده میشود. به طو ری که فوتونهای در حال تعادل در CMB، در جهت حرکت به رنگ آبی منتقل کنید و در جهت مخالف قرمز منتقل کنید.
کهکشان برطبق نمودار بالستیکی در حرکت وضعی همانطور که در شکل نشان داده شده، در اطراف مرکزش میچرخد.اختلافی بین مشاهدهٔ نمودار بالستیکی (نسبتا یکنواخت) ونمودار بالستیکی مستقر بر روی دانستن جرم ستارهها و گازها در راه شیری (محو شدن نمودار بالستیکی) به ماده تاریک نسبت داد.
ریشهشناسی و اعتقادات
بسیاری از آفرینش اسطورهای در دور تا دور جهان وجود دارد که اساس راه شیری ونامش را توضیح میدهند.در اصطلاح انگلیسی یک ترجمه برای یونان باستان است که از لغت شیر گرفته شدهاست. همچنین منشأ این لغت کهکشان است.در یونان باستان، راه شیری توسط Hera وقتی که شیر خواره بود سبب شد. در سانکسریک وچند زبان هند وآریایی، راه شیری Akash Ganga आकाशगंगा نامیده میشود. راه شیری در کتابهای مقدس ومعروف هند از قبیل Puranas وGanges مقدس نگه داشته شده وراه شیری در وضعیت زمینی با آنالوگ نجومی ر مورد بررسی وتحقیق قرار داده شدهاست. هرچند، یک دوره Kshiraنیز نام دیگری برای راه شیری در نوشتههای هندو استفاده میشود.
در زبان فارسی کهکشان که در واقع کاه کشان است از این شباهت ریشه میگیرد که مسیر کهکشان راه شیری مانند این است که کسی کاه را در رسن (طناب) بسته و بر زمین ریگ آلوده کشد و خطها از آن بر زمین پدید آیند، «کَه » مخفف کاه است. این گفتار به نقل از لغت نامه دهخدا میباشد.
در منطقه وسیعی از آسیای مرکزی به آفریقا، یک نام برای کهکشان راه شیری، کلمهای برای «نی» ممکن است از افسانه Armenian باستان تهیه شدهاست ودر خارج به وسیله عربها انجام شدهاست. در چند اورالی، زبان ترکی، Fenno - Ugri، و در زبانهای بالتیک کهکشان راه شیری مسیر "پرندگان' نامیده میشود.از زمانی که معلوم شد راه مهاجرت پرندگان از راه شیری پیروی میکنند.Xi Qi نوشته مشهوری در بسیاری از فرهنگ آسیا در سرتاسرپل فصلی راه شیری توسط پرندگان شکل گرفت، معمولاً کلاغها وزاغها). نام چینی ان رودخانه سفید银河 است که در سر تاسر آسیای شرق از جمله کره و ژاپن استفاده میشود. یک نام دیگر برای کهکشان راه شیری در چین باستان، مخصوصأ در شعر، رودخانه آسمانی天 汉 است.در ژاپن رودخانه سفید، به طور کلی کهکشان، سیستم رودخانه سفید یا رودخانه سمایی معنی میدهد در سوئد Vintergatan یا راه سفید نامیده میشود به این دلیل که ستارهها در کمربند زمانی که زمستان خواهد رسید پیشگویی میکنند.در بسیاری از زبان ایبری کهکشان راه شیری رابه جاده قدیس James نام گذاشتهاست. کشف هم چنین بین تاریخ مشاهده کهکشان در Aristotal به ما در هواشناسی آگاهی میدهد.فیلسوفهای یونانی، Anaxagoras (۵۰۰-۴۲۸) (Democritus (۴۵۰-۳۷۰در نظر داشتند که ممکن است راه شیری مرکب از دور ستارهها باشد. اگر چهAristotal خودش معتقد است که راه شیری به وسیلهٔ "افروزش وبیرون دادن آتش در بسیاری از ستارهها که بزرگ و متعدد وبه هم نزدیک بودند، سبب شدواین افروزش، در قسمت بالایی اتمسفردر منطقهای از جهان که با حرکتهای آسمانی پیوستهاست، رخ داد.ستاره شناس عرب (۹۶۵-۱۰۳۷) Alhazenبه وسیله اولین تلاش در اندازه گیری ومشاهدهٔ زاویه شکست نور در کهکشان راه شیری را رد کرد و بنابراین مصمم بود که راه شیری هیچ شکست نوری ندارد.آن در زمین خیلی بعید که به اتمسفر وابسته نیست. ستاره شناس ایرانی ابوریحان بیرونی پیشنهاد کرد که کهکشان راه شیری یک مجموعه از بیشمار ستارههای تار است. Andalusian Avempaceپیشنهاد کرد که کهکشان راه شیری بسیاری از ستارهها ساختگی است.اما یک تصویر کاملأ به هم پیوسته که اثر شکست در جو زمین را ایجاد میکند، پدیدار میشود.با استناد به مشاهدات خود، پیوستگی میان مشتری ومریخ در تاریخ (۱۱۰۶/۱۱۰۷ م) به عنوان مدرک.ابن خیام آل-جازیا پیشنهاد کرد که کهکشان راه شیری یک ده هزار ستارههای کوچک بستهای باهم در ستارههای ثابت، در فلک است.و این ستارههای هستند که از سیارهها بزرگتر هستند. یک اثبات واقعی از کهکشان راه شیری که شامل بسیاری از آمدن ستارهها در سال۱۶۱۰، زمانی است که از یک تلسکوپ برای مطالعه کهکشان راه شیری استفاده کردو پی بردند که از تعداد بسیاری از ستارههای کم رنگ ودرشت تشکیل شدهاست.دریک مقاله درسال ۱۷۵۵، امونوئل کانت، نقشهای بر روی کار قبلی توماس رایت اندیشید، (درست)که راه شیری ممکن است از چرخش تعداد زیادی از ستارگان باشد که توسط نیروی گرانشی وابسته به منظومه شمسی اما در مقیاسهای بزرگ نگه داشته شدهاست.دیسک حاصل از ستارهها باید به عنوان یک باند درآسمان از منظر ما در داخل دیسک به نظر رسد.کانت نیز بسیاری از سحابیهای راکه ممکن است در آسمان شب از کهکشان خودما جدا شودرا در نظر گرفت. اولین کوشش برای توصیف یک شکل از کهکشان راه شیری وموقعیت آن در درون خورشید، توسط ویلیام هرشل در ۱۷۸۵ از دقت بسیاری از ستارگان در مناطقی از آسمان پیدا بود.وی یک نمودار از شکل کهکشان با منظومهٔ خورشیدی در مرکز تولید کرد. در سال ۱۸۴۵، لورد لوس یک تلسکوپ جدید ساخت و آن قادر بود بین شکل مارپیچ وبیضوی سحابیها راتمییز قرار دهد. او همچنین یک منبع شخصی در بسیاری ازآن سحابیها را ساخت ودین اعتماد حدس قبلی کانت را اداره کرد. در سال ۱۹۱۷، هبرکرتیس یک نو اختر sآندرومدا را در درون سحابی آندرومدا مشاهده کرد(موضوع آشفته M۳۱) در جستجوی ضبط عکاسی، او ۱۱ نو اختر پیدا کرد.کرتیس شناخت که نو اختر بودند، میانگین ۱۰ برابر بزرگتر وکم نورتر از آنهایی که در داخل کهکشان ما رخ داده بودند.با یک نتیجه، او قادر بود با یک تخمین مسافت ۱۵۰۰۰۰پارسک مطرح کند. او یک توضیح دهنده برای فرضیه «عالم جزیرهای»شد، که اثبات کرد سحابیهای مارپیچ واقعأ کهکشانهای مستقل بودند.در۱۹۲۰ یک مناظرهٔ بزرگی دربین مکانHarlow و Heber، دربارهٔ ماهیت راه شیری، سحابیهای مارپیچ، کهکشان خارجی درابعاد کیهانی، برای حمایت از ادعای خودش که سحابی بزرگ آندرومدا یک کهکشان خارجی است، صورت گرفت. کرتیس پیدایش یک باند سیاه شبیه ابرهای گردوخاک در کهکشان راه شیری را مورد لحاظ قرار داد، و همچنین قابل تغییردوپلر. دراوایل ۱۹۲۰ ادوین هابل یک مادهای را بوسیلهٔ تلسکوپ جدید کشف کرد.که قادر بود قسمتهای بیرونی بسیاری از سحابی مارپیچ از جمله:جمع آوری ستارههای شخصی و شناسایی بسیاری از متغییرهای قیفاروسی را برطرف کند. بدین گونه به او اجازه داد که مسافت سحابیها را تخمین بزند. او بعلاوه به قسمتهای فاصله دار راه شیری دست پیدا کرد.در۱۹۳۶هابل یک تقسیم بندی سیستمی برای کهکشان انجام داد که تا به امروز استفاده میشود.دنباله هابل. • کهکشانی دستگاه مختصات • هاله ماده تاریک • ابر اسمیت • ثابتهای اورت • شکاف بزرگ، ابر گرد و غبار مولکولی بین سیستم خورشیدی و بازویصورت فلکی قوسی از کهکشان راه شیری قرار گرفته که به نظر میرسد تقسیم کهکشان راه شیری به دو خط بیش از یک سوم از طول آن است • Milk way @ خانگی، پروژه محاسبات توزیع شدهاست که برای تولید بسیار دقیق سه بعدی مدل پویا از ستاره جاری در مجاورت فوری از کهکشان راه شیری ما تلاش میکند.[2]
منبع
1. کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی
2. ویکی پدیا
3. کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشتهپاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده