کهکشان راه شیری

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری, جستجو
کهکشان راه شیری
Milky way.jpg
اطلاعات رصدی
نوع کهکشان کهکشان مارپیچی میله ای, SBc
قطر 100-120 هزار سال نوری
ضخامت 1000 سال نوری
تعداد ستارگان 100-400 میلیارد ستاره
فاصله خورشید تا مرکز کهکشان 27.2±1.1 هزار سال نوری
قدیمی ترین ستاره شناخته شده 13.2 میلیارد سال

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.[۱]

نور این نوار از هزاران هزار ستاره‌‌ سرچشمه می‌‌‌گیرد. ستارگان آنچنان به‌‌‌صورت فشرده در کنار هم قرار گرفته‌‌‌اند که چشم انسان قادر نیست آنها را به‌‌‌صورت نقاط نورانی از هم تفکیک نماید. این نمایی از کهکشان ما، یعنی کهکشان راه شیری است که به‌‌‌دلیل وجود ابرهای غبار، ساختاری تماشایی از خود به نمایش می‌‌‌گذارد. روشنایی نوار یکنواخت نیست.[۲]


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.

در اوایل قرن 17، گالیله به کمک نخستین تلسکوپ خود دریافت که راه شیری از تعداد بی‌‌‌شماری ستاره تشکیل شده است. در اواخر قرن 18، ویلیام هرشل تلاش نمود تا به‌‌‌وسیله‌‌‌ی شمارش ستارگان، اندازه و شکل کهکشان را مشخص کند. اما این کار تا اوایل قرن بیستم محقق نشد، یعنی زمانی که ستارهشناس هلندی ژاکوباس کاپتین (Jacobus Kapteyn) توانست به اولین برآورد اندازه راه شیری دست یابد. اندازه‌‌‌ی واقعی کهکشان و محل خورشید در آن، از مطالعات هارلو شاپلی (Harlow Shapley ) بر روی توزیع فضایی خوشه‌‌‌های کروی در دهه‌‌‌ی 1920 مشخص شد. [۳]

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. [۱]

با این وجود، به دلیل غبار تنها یک دهم راه تا آنجا را می‌‌‌بینیم. در سمت مخالف آسمان، راه شیری کمتر نمایان است، نشانه‌‌‌ای بر این‌‌‌که ما در نزدیکی لبه کهکشان زندگی می‌‌‌کنیم؛ و بالاخره این حقیقت که ما نواری از نور را می‌‌‌بینیم به ما می‌‌‌گوید که ستارگان، غبار و گازی که کهکشان ما را می‌‌‌سازند به شکل قرصی تخت قرار گرفته‌‌‌اند. شکل زیر بهترین تصویری است که از این کهکشان در پهنۀ تمام آسمان گرفته شده است. این تصویر، ترکیبی است از تصاویری که از آسمان شب در نقاط مختلف زمین گرفته شده و آسمان شب را مانند نقشه‌‌‌ای که تمام کره زمین را نشان می‌‌‌دهد، پوشش داده است. در میان تصویر، کهکشان راه شیری قرار دارد، و مرکز کهکشان، در صورت فلکی قوس، بصورت بادکرده درست در وسط تصویر به نمایش در آمده است.

در پایین و سمت راست نسبت به مرکز، دو کهکشان مجاور، یعنی ابرهای کوچک و بزرگ ماژلانی، دیده می‌‌‌شود. صورت فلکی شکارچی (Orion) در سمت راست و درست زیر مسیر کهکشان قرار گرفته است، و کهکشان آندرومدا (امرأةالمسلسله) در دو سوم راه به سمت چپ تصویر، به‌‌‌صورت خطی باریک، در زیر راه شیری دیده می‌‌‌شود.[۲]


تصویر پانارومای راه شیری

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 ذات الکرسی 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 ستاره ای 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. [۱]

در هنگام مطالعه‌‌‌ی ساختار کهکشان راه شیری، مناسب‌‌‌تر است که از یک دستگاه مختصات کروی استفاده کنیم؛ به گونه‌‌‌ای که صفحه‌‌‌ی اصلی دستگاه، صفحه‌‌‌ی تقارن راه شیری باشد. بر اساس تعریف، این صفحه همان صفحه‌‌‌ی تقارن توزیع هیدروژن خنثی است، و هم‌خوانی نسبتاً خوبی با صفحه‌‌‌ی تقارنی دارد که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی توزیع ستارگان در همسایگی خورشید (تا چند هزار پارسک) تعریف می‌‌‌شود.[۳]



اندازه، شکل و ساختمان راه‌‌‌شیری

اندازۀ کهکشان برای نخستین بار توسط هارلو شاپلی (Harlow Shapley) محاسبه شد. او فاصله تا 100 خوشه کروی مربوط به کهکشان راه شیری را اندازه گرفت و دریافت که توزیعی کروی دارند.

منطقی بود که مرکز این توزیع باید مرکز کهکشان باشد. شاپلی فاصلۀ خورشید تا مرکز کهکشان را 000/30 سال نوری برآورد نمود و قطر کهکشان را 000/100 سال نوری به‌‌‌دست آورد.

ما هم‌‌‌اکنون می‌‌‌دانیم که خورشید در فاصله 27.7 هزار سال نوری از مرکز کهکشان قرار دارد؛ و با اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های طیف‌‌‌نگاری صورت‌‌‌گرفته به منظور مشاهدۀ حرکت آن نسبت به سحابی‌‌‌های کروی، به این نتیجه رسیده‌‌‌ایم که خورشید با سرعت 220km/s در حال گردش به‌‌‌دور مرکز کهکشان است و حدود هر 230 ملیون سال یک‌‌‌بار دور آن می‌‌‌گردد. به نظر می‌‌‌رسد که قسمت‌‌‌های مرکزی کهکشان مانند یک جسم صلب می‌‌‌چرخد، بنابراین با دور شدن از مرکز، سرعت چرخش بیشتر می‌‌‌شود. با اندازه‌‌‌گیری سرعت چرخش ستارگان و گاز به‌‌‌دور مرکز کهکشان، بر حسب فاصلۀ آنها از مرکز، منحنی چرخش کهکشانی تولید می‌‌‌شود.

اما ساختمان آن چگونه است؟ هیدروژن خنثی (HI) یک خط طیفی رادیویی با طول‌‌‌موج تابش می‌‌‌کند. رصدهای رادیویی این خط در امتداد صفحۀ راه شیری نشان می‌‌‌دهد که تراکم گاز در قرص کهکشان یکنواخت نیست، بلکه در ابرهایی متمرکز شده‌‌‌اند که سرعت دور یا نزدیک شدن آنها با استفاده از جابجایی دوپلری در طول‌‌‌موج مشاهده شده تعیین می‌‌‌گردد. با استفاده از این اطلاعات می‌‌‌توان محل این ابرهای گازی را ترسیم نمود و با اینکار، طرحی از بازوان مارپیچی ظاهر می‌‌‌شود. به عبارتی ما در یک کهکشان مارپیچی زندگی می‌‌‌کنیم که تصور می‌‌‌شود کاملاً شبیه به کهکشان مجاورمان آندرومدا باشد. [۲]


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 خوشه های کروی را دربر می گیرد.این ویژگیها در تمام کهکشان های مارپیچی مشترک است.

با شمارش ستارگان در جهت های 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 می گرد این است که به موازات دور شدن نقشه برداری از خورشید ،گونه های مختلف ستارگان با چه آهنگی کاهش می یابند.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 می آید.

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 زمان های اولیه تاریخ کهکشان،پهن بودن سیستم نسبت به حالت فعلی کمتر بوده است.

نمایی از بخش های مختلف کهکشان_راه_شیری

محاسبات مدل های تکامل کهکشان این گمان را تایید می‌کند و نشان می‌دهد که در زمان های 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 بماند.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 می برد و مدار آن در درون و بیرون صفحه حالت مارپیچی به خود می گیرد.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 تابش های رادیویی هیدروژن خنثی و نیز 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 می رسد که حداقل با اندازه گیری های به عمل آمده توسط تلسکوپ ها مطابق است. [۴]

مؤلفه‌‌‌های ساختاری راه شیری

دیدیم که چگونه می‌‌‌توان ساختار کهکشان راه شیری را به صورت کلی به‌‌‌وسیله‌‌‌ی یک هاله‌‌‌ی نسبتاً کروی از ستارگان پیر، و یک قرص متشکل از گاز و ستارگان جوان و میان‌‌‌سال، توصیف نمود. در یک تصویر مفصل‌‌‌تر، ویژگی‌‌‌های کوچک‌‌‌مقیاس بیش‌تری را می‌توان تشخیص داد. [۳]

قرص ضخیم

در طرح سنتی که ستارگان کهکشان را به یک سری جمعیت تقسیم می‌‌‌کرد مشخص نشد که آیا این جمعیت‌‌‌ها، از لحاظ کیفی، دسته‌‌‌هایی متفاوت از یکدیگرند، یا اینکه صرفاً در امتداد یک دنباله‌‌‌ی پیوسته قرار دارند. به‌‌‌دنبال ارتقاء کیفیت مشاهدات و افزایش تعداد آن‌ها، روشن گردید که آنچه به‌‌‌عنوان جمعیت میانی 2 (Intermediate Population II) تعریف می‌‌‌شد، یک مؤلفه‌‌‌ی مجزا از راه شیری است. فراوانی عناصر و حرکت ستارگان در این مؤلفه به‌‌‌گونه‌‌‌ای است که آن‌‌‌را به‌‌‌وضوح از قرص قدیمی نازک جدا می‌‌‌سازد. در حال حاضر به این جمعیت، قرص ضخیم کهکشانی می‌‌‌گویند. در برخی کهکشان‌‌‌های دیگر نیز یک قرص ضخیم کشف شده است، اما به‌‌‌نظر نمی‌‌‌رسد که این ویژگی در تمام کهکشان‌‌‌های قرصی شکل وجود داشته باشد. [۳]

میله‌‌‌ی کهکشان

درصد بالایی از تمام کهکشان‌‌‌های قرصی شکل، میله‌‌‌ای هستند. توزیع نور در مرکز این کهکشان‌‌‌ها به‌‌‌صورت کشیده است. اولین نشانه از اینکه شاید این مورد درباره‌‌‌ی راه شیری نیز صادق باشد در اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های سرعت هیدروژن خنثی یافت شد؛ چیزی که با حرکت گاز در یک مدار دایره‌‌‌ای ناسازگار بود. در سال 1971، شِین نشان داد که در صورت وجود یک میله‌‌‌ی مرکزی که از مرکز کهکشان به‌‌‌سمت بیرون نشانه رفته باشد، حرکت گاز را می‌‌‌توان توجیه نمود.

از راه مشاهده‌‌‌ی ستارگان، شناسایی یک میله دشوارتر است. این کار نخستین بار با استفاده از ماهواره‌‌‌ی COBE انجام شد. این ماهواره، علاوه بر ترسیم زمینه‌‌‌ی ریزموج کیهانی ، توانست نقشه‌‌‌ی آسمان را در طول موج‌‌‌های فروسرخ رسم کند. در این نقشه، نور غالب به ستارگان پیر تعلق دارد. به‌‌‌دلیل دورنماى سه بعدى (Perspective)، انتهای نزدیک‌‌‌تر میله در طول کهکشانی مثبت، اندکی متفاوت از دیگر انتهای میله به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد. چنین عدم تقارنی در نقشه‌‌‌ی فروسرخ وجود داشت و با میله‌‌‌ای با نسبت محوری 0.6 سازگار بود. تأیید بعدی بر وجود میله، به‌‌‌دنبال ترسیم توزیع مرکزی ستارگان پیر با استفاده از فواصل نورسنجی فروسرخ نزدیک به دست آمده است. [۳]

ساختار مارپیچ

به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد که راه شیری یک کهکشان مارپیچ باشد. با وجود این، هنوز یک توافق کلی بر روی جزئیات این الگوی مارپیچ حاصل نشده است. برای مثال در سال 1976، وای ام جِئورجلین و وای پی جِئورجلین فاصله‌‌‌ی نواحی را از راه مشاهدات رادیویی و اپتیکی تعیین کردند. در ناحیه‌‌‌ی اپتیکی، شیوه‌‌‌ی آن‌ها مستقل از فرض‌‌‌های پیرامون قانون چرخش کهکشان است. سپس آن‌ها چهار بازوی مارپیچ را بر نواحی منطبق نمودند.

تحقیقات بعدی، با استفاده از شیوه‌‌‌های متعدد اپتیکی رادیویی، تأیید کرده است که یک الگوی چهار بازویی، بهترین توجیه برای ساختار مارپیچ در نزدیکی خورشید است . زاویه‌‌‌ی شیب مارپیچ (Pitch Angle of The Spiral؛ زاویه¬ی بین مماس بر یک بازوی مارپیچ در یک کهکشان مارپیچ و خط عمود بر راستای مرکز کهکشان. این کمیت میزان فشردگی بازوهای مارپیچ را نشان می¬دهد.) در این مدل حدود 11.3 درجه است. سه بازو از محل میله‌‌‌ی کهکشان شروع می‌‌‌شوند.

علت این ساختار مارپیچ مدت‌‌‌ها است که مورد بحث می‌‌‌باشد. به‌‌‌دلیل چرخش تفاضلی، یک اختلال کوچک در قرص به‌‌‌سرعت به شکلی مارپیچ گسترش می‌‌‌یابد. اما به دنبال چند چرخش کهکشانی، یعنی چند صد میلیون سال، چنین ساختار مارپیچی ناپدید خواهد شد.

یک گام مهم در مطالعه‌‌‌ی ساختار مارپیچ عبارت بود از نظریه‌‌‌ی موج چگالی (Density Wave Theory ) که در دهه‌‌‌ 1960 به‌‌‌وسیله‌‌‌ی چیا چیائو لین و فرانک اچ شو ارائه گردید. این‌گونه فرض می‌‌‌شود که ساختار مارپیچ، یک تغییرات موجی در چگالی قرص باشد. این الگوی مارپیچ به‌‌‌صورت یک جسم صلب، و با یک سرعت زاویه‌‌‌ای کوچک‌‌‌تر از چرخش کهکشان، می‌‌‌چرخد؛ و در همین اثنا، ستارگان و گاز درون قرص نیز از میان موج عبور می‌‌‌کنند.

نظریه‌‌‌ی موج چگالی به یک روش طبیعی توضیح می‌‌‌دهد که چرا اجسام جوان، مانند ابرهای مولکولی، نواحی HII و ستاره‌‌های جوان درخشان، در بازوهای مارپیچ یافت می‌‌‌شوند. در هنگامی که گاز از میان موج عبور می‌‌‌کند، به‌‌‌شدت فشرده می‌‌‌شود. در این زمان، گرانی درونی ابرهای گازی اهمیت بیش‌تری پیدا می‌‌‌کند و باعث رمبش ابرها و تشکیل ستاره می‌‌‌شود.

حدود 10 میلیون سال طول می‌‌‌کشد تا ماده از میان یک بازوی مارپیچ عبور کند. در این مدت، ستاره‌‌های روشن تحول خود را به پایان رسانده‌‌‌اند، تابش فرابنفش آن‌ها متوقف شده است، و نواحی ناپدید شده‌‌‌اند. ستاره‌‌های کم‌‌‌جرم‌‌‌تری که در بازوهای مارپیچ به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند، به‌‌‌وسیله‌‌‌ی سرعت خاص خود به درون قرص منتشر می‌‌‌شوند. [۳]]


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 می‌توان 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 نمی‌توانند 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.

دانستیم که خوشه های کروی توزیعی تقریبا کروی شکل (A) در اطراف هسته ی راه شیری ایجاد میکنند و آنها از جمله مسن ترین اشیای مربوط به کهکشان با شمار می آیند. بعضی از متغیرها، شبه غولها، کوتوله های سفید و سحابی های سیاره ای (ناحیه ی B) عمر و توزیع متوسط دارند. ناحیه ی قرص (C) با اشیایی جوان تر (ستاره های نوع B و O)، قیفاووسیان نوع I، ابرغولها، خوشه های باز، غبار و گاز بین ستاره ای مشخص می شود.

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.[۱]


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. [۱]


دوران کهکشان ما

شکل کهکشان ما حاکی از آن است که دوران می کند؛در واقع امکان ندارد که کهکشان بتواند بدون دوران به صورت یک قرص مسطح باقی بماند.محور دوران،عمود بر صفحه ی استوای کهکشان است.این حرکت کلی کهکشان،بر حرکات انفرادی ستاره های آن افزوده می شود؛و از این لحاظ به دوران زمین بر گرد محورش شباهت دارد،در حالی که انواع گوناگون حرکت بر سطح آن صورت می پذیرد.ولی تفاوت بزرگی میان این دو دوران موجود است.کهکشان به صورت یک جسم صلب دوارن نمی کند.هر ستاره به دور مرکز کهکشان به دور مرکز کهکشان،کم و بیش چون سیاره ای بر گرد خورشید دوران می‌کند؛منتها سرعت مداری هر ستاره را جرم آن بخش کهکشان که در داخل مدار ستاره است معین می کند نه جرم کل کهکشان؛در نتیجه سرعت مداری ستاره ها در کهکشان مانند سرعت مداری سیاره ها نیست که هرچه از مرکز دورتر شویم،کاهش یابد.کهکشان در نزدیکی مرکز،تقریبا مانند یک جسم صلب دوران می کند ولی با افزایش فاصله رفتار پیچیده ای دارد که در زیر نیز شرح داده می شود.سرعت مداری خورشی در کهکشان در کهکشان در حدود 250 کیلومتر بر ثانیه است.چنین به نظر می رسد که از نقطه ای به بعد سرعت مداری ستاره ها تقریبا ثابت می شود.ستاره های کناره ی مرئی کهکشان هم همان سرعت ثابت را دارند.

بنابراین دوره ی تناوب حرکت مداری ستاره ها به فاصله ی ستاره از مرکز بستگی دارد.در مورد خورشید این دوره ی تناوب از رابطه ی p=(2π×d)/v به دست می آید که در آن d فاصله ی خورشید از مرکز کهکشان(برابر سی هزار سال نوری)و v=250km/s سرعت مداری خورشید است. مقدار p در حدود 224000000 سال به دست می آید،یعنی 224000000 سال طول می کشد تا خورشید یک دور کامل را بپیماید.بنابراین خورشید در طول عمر 4.5 بیلیون ساله ی خود فقط در حدود بیست بار به دور مرکز کهکشان گردیده است.

منحنی سرعت دوران ستاره ها و اجرام دیگر کهکشان ما بر حسب فاصله آن ها از مرکز کهکشان،با رصد های دقیق(از روی میزان جا بخ جایی دوپلری طیف)به دست آمده.تا فاصله ای در حدود یک کیلو پارسک(سه تا چهار هزار سال نوری)از مرکز کهکشان،سرعت ستاره ها سریعا زیاد می شود و 150km/s می رسد.سپس آهنگ افزایش کند می شود تا حوالی 10 کیلو پارسک(که در حدود فاصله ی خورشید از مرکز کهکشان است) به بیشترین مقدار خود می رسد.از آن پس به کنی بسیار نزول می کند و در فواصل دورتر تقریبا ثابت می ماند.این تخت شدن منحنی سرعت در فاصله های زیاد،در حرکت ناحیه HII کهکشان های مارپیچی دیگر نیز مشاهده شده است.با اندازه گیری جا به جایی دوپلری خط طیفی آلفای ئیدروژن ناحیه های HII (که به رنگ قرمز سیر است)،منجمان نشان داده اند که سرعت حرکت این ناحیه ها تا فاصله های چند ده کیلوپارسک ثابت می ماند.

چنین توضیع سرعتی بر حسب فاصله،دال بر آن است که جرم کهکشان ما (و کهکشان های دیگر)عمدتا در قسمت های مرکزی آن گرد نیامده است،بلکه توزیع آن تا فواصلی که چند برابر قرص مرئی کهکشان است،ادامه پیدا می کند.جرمی که از روی این توزیع سرعت برای کهکشان ما حساب می شود بسیار بیشتر از آن است که از جمع اجرام مشاهده شده و منیر کهکشان به دست می آید.اگر همه ی ستاره ها،سیارات،گاز و غبار میان ستاره ای،سیاه چاله ها،کتوله های قهوه ای و جز این ها را به حساب آوریم،فقط 10 درصد جرمی به دست می آید که دینامیک حرکت ستاره ای برای کهکشان ما مقرر می کند! 90 درصد دیگر،چیست؟این معضل یک وجه از مسئله ی معروف «ماده ی تاریک» است.[۵]

پیدایش و تحول راه شیری

مانند همه‌‌‌ی کهکشان‌‌‌ها، تصور بر این است که راه شیری از رمبش یک ناحیه از جهان، با چگالی بیش از میانگین، به‌‌‌وجود آمده است. رد پاهایی از این رویداد در ویژگی‌‌‌های ستارگان محلی با سنین مختلف، باقی مانده است. این آثار، اطلاعاتی را پیرامون چگونگی تشکیل راه شیری در اختیار ما قرار می‌‌‌دهند که نمونه‌‌‌ی آن برای دیگر کهکشان‌‌‌ها در دسترس نیست.[۳]]


سن ستارگان

روشن‌‌‌ترین راه مطالعه‌‌‌ی تحول راه شیری، بررسی سن ستارگان است. دسته‌‌‌بندی سنتی که راجع به جمعیت ستارگان در بخش 17-2 گفته شد متناظر است با ستارگانی با سنین مختلف. مسن‌‌‌ترین عضو، یعنی هاله‌‌‌ی ستاره‌‌ای، یک توزیع نسبتاً کروی از ستارگانی با سن بین 12 تا 14 میلیارد سال به‌‌‌وجود می‌‌‌آورد و کهن‌‌‌سال‌‌‌ترین بخش راه شیری به حساب می‌‌‌آید.

در مقابل، جمعیت 1 که به دو دسته‌‌‌ی پیر و جوان تقسیم می‌‌‌شود، شامل ستارگانی است که سن آن‌ها کم‌تر از 10 میلیارد سال می‌‌‌باشد. این ستاره‌‌ها نخست در یک لایه‌‌‌ی نازک به‌‌‌وجود آمدند. اما برخورد این لایه با بازوان مارپیچ و ابرهای گوناگون مولکولی به ضخیم شدن آن انجامیده است.

همان‌گونه که اشاره کردیم، قرص ضخیم با سنی حدود 10 تا 12 میلیارد سال، بین این دو جمعیت قرار دارد. جمعیت میانی دیگر در کهکشان راه شیری عبارت است از برآمدگی مرکزی که میله‌‌‌ی کهکشان را در بر می‌‌‌گیرد و ستاره‌‌هایی با سن 7 تا 11 میلیارد سال را شامل می‌‌‌شود.[۳]]


غنی‌‌‌سازی شیمیایی

تاریخچه‌‌‌ی تشکیل راه شیری در ستاره‌‌های مسن‌‌‌تر آن نهفته است. بیش‌ترین اطلاعات در این زمینه را می‌‌‌توان از ترکیب شیمیایی ستارگان، یا به عبارت دیگر، فراوانی عناصر و ایزوتوپ‌‌‌های سنگین‌‌‌تر از هلیوم ، به‌‌‌دست آورد.

در زمان تشکیل نخستین ستارگان، تنها هیدروژن و هلیوم وجود داشت. به دنبال تحول در نسل‌‌‌های پی در پی ستاره‌‌ها، واکنش‌‌‌های هسته‌‌‌ای به تولید عناصر سنگین انجامید. بادهای ستاره‌‌ای یا انفجارهای ابرنواختری، برخی از این عناصر را به گاز بین‌‌‌ستاره‌‌ای بازگرداند. سپس، عناصر سنگین در نسل‌‌‌های بعدی ستارگان وارد شدند و به‌‌‌تدریج فراوانی فلزی را در محیط بین ستاره‌‌ای افزایش دادند.

بعضی از ستارگان جرم کمی داشتند، و سن آن‌ها به‌‌‌اندازه‌‌‌ای طولانی شد که هنوز هم وجود دارند. ترکیب شیمیایی این ستارگان، فراوانی عناصر را در محیط بین ستاره‌‌ای در زمان تولد آن‌ها نشان می‌‌‌دهد. بدین ترتیب مطالعه‌‌‌ی فراوانی شیمیایی ستارگان با سنین مختلف، اطلاعاتی را پیرامون تاریخ تشکیل ستارگان راه شیری در اختیار ما می‌‌‌گذارد. این اطلاعات هم شامل نرخ زایش ستارگان در یک دوره‌‌‌ی مشخص می‌‌‌شود و هم جرم و دیگر‌‌‌ مشخصه‌‌‌های آن ستارگان را پس از تولد در بر دارد.

یکی از شاخص‌‌‌های فراوانی فلزی در ستارگان که معمولاً مورد استفاده قرار می‌‌‌گیرد، نسبت جرم آهن به جرم هیدروژن است. اندازه‌‌‌گیری در واحدهای لگاریتمی و نسبت به مقادیر خورشید صورت می‌‌‌پذیرد. تصویر عمومی این است که فراوانی فلزی به‌‌‌سرعت در یک میلیارد سال نخستین بالا رفت و پس از آن رشدی آهسته داشته است. کم‌ترین مقادیر Fe/H مربوط به ستارگان پیر هاله و حدود 5- می‌‌‌باشد. تاکنون مدل‌‌‌های بسیاری ارائه گردیده که در آن‌ها تحول شیمیایی راه شیری و دیگر کهکشان‌‌‌ها توضیح داده شده است؛ ضمن اینکه به چگونگی تشکیل ستارگان و سقوط گاز از بیرون نیز اشاره دارند. به‌‌‌صورت ویژه، در مدل‌‌‌های ساده، توضیح رشد اولیه و سریع فراوانی فلزی دشوار است. این مشکل، یعنی کم بودن ستاره‌‌های قدیمی قرص که از لحاظ فلزی فقیر باشند، به مشکل کوتوله‌‌‌ی G معروف شده است؛ چرا که قدیمی‌‌‌ترین ستارگان رشته‌‌‌ی اصلی هنوز از رده‌‌‌ی G هستند. سر راست‌‌‌ترین راه برای اجتناب از مشکل کوتوله‌‌‌ی G این است که فرض کنیم برافزایش بخش بزرگی از گاز بین‌‌‌ستاره‌‌ای پس از تشکیل پیرترین ستارگان رخ داده است.[۳]]

پیدایش راه شیری

عقیده بر این است که کهکشان‌‌‌ها زمانی تشکیل می‌‌‌شوند که ابرهای گازی با چگالی بیش از حد میانگین، تحت نیروی گرانی خود، رمبش می‌‌‌نمایند. با فشرده شدن گاز، ستارگان درون آن متولد می‌‌‌شوند. پس از رمبش، ابر در یک حالت شبه ایستا قرار می‌‌‌گیرد و تحول با سرعتی آهسته‌‌‌تر ادامه می‌‌‌یابد. ستاره‌‌های در حال تحول، گازی را که از نظر شیمیایی غنی شده است به فضای بین‌‌‌ستاره‌‌ای باز می‌‌‌گردانند. در آنجا، این گاز با گاز به‌جامانده از قبل مخلوط شده، فرآیند تشکیل ستارگان ادامه می‌‌‌یابد.

دو مدل رقیب وجود دارد که هر یک به نوعی روند پیدایش کهکشان‌‌‌ها را به‌‌‌تصویر می‌‌‌کشد. در مدل رمبش یکپارچه (Monolithic Collapse Model ) فرض بر این است که کهکشان‌‌‌ها به‌‌‌صورت به‌‌‌هم چسبیده، در رمبش یک ابر پرجرم به‌‌‌وجود می‌‌‌آیند. این ابر شامل توده‌‌‌ی موادی است که کهکشان‌‌‌ها را می‌‌‌سازد. در تصویر سلسله‌‌‌مراتبی (Hierarchical) بیش‌تر ستارگان در ابرهایی بسیار کوچک‌‌‌تر به‌‌‌وجود می‌‌‌آیند و سپس در کنار هم قرار گرفته، کهکشان‌‌‌ها را می‌‌‌سازند. در فصل بعد به بررسی شواهد هر یک از این دو مدل در کهکشان‌‌‌های دیگر می‌‌‌پردازیم.

مورد راه شیری نشان می‌‌‌دهد که نباید اختلاف بین این دو مدل را ساده انگاشت. برخی ویژگی‌‌‌های ساختار کهکشان، انطباق طبیعی‌‌‌تری با یک نظریه‌‌‌ی یکپارچه دارد. برای مثال، رمبش سریع هاله و به‌‌‌دنبال آن، برپایی تدریجی قرص، با این تصویر منطبق است. الگوی فراوانی‌‌‌های شیمیایی نیز همگن است؛ به‌‌‌گونه‌‌‌ای که با الگوی تشکیل یکنواخت ستارگان در طول تاریخ کهکشان سازگاری بیش‌تری دارد.

از مشاهدات دیگر، یک گذشته‌‌‌ی سلسله‌‌‌مراتبی به ذهن متبادر می‌‌‌شود. برای مثال، الگوهای فراوانی ستاره‌‌ای در قرص ضخیم متفاوت از الگوهای قرص باریک پیر است. طبیعی‌‌‌ترین راه توضیح این است که قرص ضخیم از برافزایش یک یا چند کهکشان کوچک اقماری، هر یک با گذشته‌‌‌ای متفاوت در ساخت ستاره، به وجود آمده است. یک نشانه‌‌‌ی مهم از سقوط کهکشان‌‌‌های اقماری، وجود سیستم‌‌‌هایی چون کهکشان کوتوله‌‌‌ی قوس است. به نظر می‌‌‌رسد این کهکشان در حال متلاشی شدن به‌‌‌وسیله‌‌‌ی راه شیری باشد. [۳]


مطالعه ی کهکشان ما به کمک تلسکوپ های رادیویی

مطالعه امواج رادیویی 21 سانتیمتری،که از ئیدروژن میان ستاره ای گسیل می شود،بر دانش ما نسبت به ساختار کهکشان به میزان زیادی افزوده است.

ئیدروژن خنثی وقتی تابشی به طول موج 21 سانتیمتر گسیل می‌کند که اسپین الکترون آن تغییر جهت دهد.

انرژی اتم ئیدروژنی که اسپین الکترون آن هم جهت با اسپین پروتون باشد اندکی بیش از اتمی است که اسپین الکترون آن در خلاف جهت اسپین پروتون است. وقتی الکترون از آرایش نخست به آرایش دوم «وارو بزند»،یک کوانتوم انرژی الکترومغناطیسی گسیل می کند که طول موج آن 21 سانتیمتر است.

مطالعه توزیع ئیدروژن در کهکشان ما،اندازه و شکل آن را،به صورتی که از روش های پیشین به دست آمد،تایید می‌کند. تحقیقاتی که با استفاده از امواج 21 سانتیمتری انجام شده حاکی از آن است که بخش عمده ی این ئیدروژن محدود به لایه ی نسبتا نازکی به قظطر 1000 سال نور استکه ظاهرا در بعضی نواحی،خاصه در بازوهای مارپیچی،متمرکز است.[۵]

منبع

  1. ۱٫۰ ۱٫۱ ۱٫۲ ۱٫۳ ۱٫۴ کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی
  2. ۲٫۰ ۲٫۱ ۲٫۲ کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی
  3. ۳٫۰ ۳٫۱ ۳٫۲ ۳٫۳ ۳٫۴ ۳٫۵ ۳٫۶ ۳٫۷ ۳٫۸ ۳٫۹ کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی
  4. کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشتهپاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده
  5. ۵٫۰ ۵٫۱ کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور
ابزارهای شخصی
گویش‌ها
فضاهای نام
عملکردها
گشتن
جعبه‌ابزار