کهکشان راه شیری: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
(←‏کهکشان راه شیری)
(←‏منبع)
 
(۴۰ نسخه‌ٔ میانی ویرایش شده توسط ۳ کاربر نشان داده نشده)
سطر ۱: سطر ۱:
−
[[پرونده:Milky way.jpg|کهکشان راه شیری آنگونه که از زمین دیده می شود|چپ|قاب]]
+
{| border="1" align="left" cellspacing="0" cellpadding="2" style="width: 260px;"
 +
|-
 +
| colspan="2" style="text-align: center; background-color: rgb(255, 153, 0);" | '''<span style="font-size:larger;"><span style="font-family:arial,helvetica,sans-serif;">کهکشان راه شیری </span></span>'''<br/>
 +
|-
 +
| colspan="2" style="text-align: center; background-color: rgb(255, 153, 0);" | [[File:Milky way.jpg|frame|center|320x260px|alt=Milky way.jpg]]<span style="font-size:larger;"><span style="font-family:arial,helvetica,sans-serif;">'''اطلاعات رصدی '''</span></span><br/>
 +
|-
 +
| نوع کهکشان
 +
| [[کهکشان مارپیچی]] میله ای, <span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">SBc </span>
 +
|-
 +
| قطر
 +
| 100-120 هزار [[سال نوری]]
 +
|-
 +
| ضخامت
 +
| 1000[[ سال نوری]]
 +
|-
 +
| تعداد ستارگان
 +
| 100-400 میلیارد [[ستاره]]
 +
|-
 +
| فاصله [[خورشید]] تا مرکز [[کهکشان]]
 +
| 27.2<span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">±1.1 هزار سال نوری </span>
 +
|-
 +
| قدیمی ترین [[ستاره]] شناخته شده
 +
| 13.2 میلیارد سال
 +
|}
 
== کهکشان راه شیری ==
 
== 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. [1] 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.[4]
+
کَهکِشان راهِ شیری، نوار شیری‌رنگی است که در شب‌های تیره در نواحی بدون [[%D8%A2%D9%84%D9%88%D8%AF%DA%AF%DB%8C%20%D9%86%D9%88%D8%B1%DB%8C|آلودگی نوری]] در آسمان دیده می‌شود. این نوار در حقیقت مکان هندسی ستارگان تشکیل‌دهنده قرص [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] ما است که از آسمان به طور دوبعدی دیده می‌شود.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>
  
 +
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.<ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی</ref>
  
−
این [[کهکشان]]، کهکشانی است [[کهکشان مارپیچی|مارپیچی]] و متناهی که بخشی از گروه کهکشان‌های همجوار می‌باشد. این کهکشان یکی از میلیاردها کهکشان، در جهان قابل مشاهده است.
+
<br/>این [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]]، کهکشانی است [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D9%85%D8%A7%D8%B1%D9%BE%DB%8C%DA%86%DB%8C|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.
+
نام آن ترجمه کلمهٔ لاتین via lacetea است که دلیل این نام‌گذاری دیده شدن نوارهٔ کم‌رنگی از [[%D9%86%D9%88%D8%B1|نور]] تشکیل شده توسط [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|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.
−
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.  
+
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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
  
−
قطب شمال کهکشانی در [[بعد|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. [1]
+
کهکشان راه شیری، از روی [[%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86|زمین]] که در یکی از شاخه‌های بازوهای مارپیچی [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] قرار دارد هم‌چون نواری مه‌آلود و سفید و روشن در بالای آسمان در سراسر فلک به نظر می‌رسد.
  
−
مرکز کهکشان در راستای [[صورت فلکی قوس]] قرار دارد، و در اینجاست که راه شیری، درخشان‌ترین نور خود را دارد. [1] 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.  
+
این نور از [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]] ها و دیگر موادی که در درون سطح هموار کهکشان قرار دارند سرچشمه می‌گیرد.
  
−
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.[4]
+
قطب شمال کهکشانی در [[%D8%A8%D8%B9%D8%AF|بُعد]] (طول جغرافیایی) ۱۲ ساعت و ۴۹ دقیقه واقع شده‌است و [[%D9%85%DB%8C%D9%84|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 [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D9%82%D9%88%D8%B3|صورت فلکی قوس]] قرار دارد، و در اینجاست که راه شیری، درخشان‌ترین نور خود را دارد. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>
  
−
[[پرونده:Milkyway band.jpg|وسط|قاب|تصویر پانارومای راه شیری]]
+
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.
  
−
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.
+
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.<ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی</ref>
  
−
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]
+
<br/>[[File:Milkyway band.jpg|frame|center|تصویر پانارومای راه شیری]]
  
−
== '''اندازه''' ==
+
سطح هموار راه شیری به خاطر انحراف محور گردش زمین، در حدود ۶۰ درجه به سمت [[%D8%AF%D8%A7%DB%8C%D8%B1%D8%A9%20%D8%A7%D9%84%D8%A8%D8%B1%D9%88%D8%AC|دایرة البروج]] منحرف شده‌است. این سطح کهکشانی در سنجش با استوای آسمانی در شمالی‌ترین حالت خود از [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D8%B0%D8%A7%D8%AA%20%D8%A7%D9%84%DA%A9%D8%B1%D8%B3%DB%8C|صورت فلکی ذات الکرسی]] می‌گذرد و در جنوبی‌ترین حالت از [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%DA%86%D9%84%DB%8C%D9%BE%D8%A7|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، [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D9%82%DB%8C%D9%81%D8%A7%D9%88%D9%88%D8%B3|قیفاووس]] و چلپاسه، ماکیان، روباهک، پیکان، [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D8%B9%D9%82%D8%A7%D8%A8|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 [[%D9%85%D9%86%D8%B8%D9%88%D9%85%D9%87%20%D8%B4%D9%85%D8%B3%DB%8C|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 [[%D8%A2%D9%84%D9%88%D8%AF%DA%AF%DB%8C%20%D9%86%D9%88%D8%B1%DB%8C|آلودگی نوری]] دیدن آن از هر نقطهٔ شهری یا برون شهری سخت است. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>
  
−
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.
+
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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
  
−
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.
+
<br/>
  
−
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.
+
<br/>
  
−
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.
+
== 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.
  
−
== سن ==
+
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.
  
−
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.
+
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. <ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی</ref>
  
 +
<br/>
  
−
== ساختار کهکشان ما==
+
== 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 مارپیچی|کهکشان های مارپیچی]] مشترک است.
+
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 [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]] ای متمرکز شده اند.توده بسیار بزرگ مرکزی عمدتا ً شامل ستارگان پیر است و نهایتا ً هاله ای رقیق در اطراف [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] وجود دارد که ستارگان پیر و [[%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87%20%DA%A9%D8%B1%D9%88%DB%8C|خوشه های کروی]] را دربر می گیرد.این ویژگیها در تمام [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D9%85%D8%A7%D8%B1%D9%BE%DB%8C%DA%86%DB%8C|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 جهت های عمود بر صفحه [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|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 [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|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 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 [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]]،گونه های مختلف ستارگان به طور متفاوتی توزیع شده اند.ستارگانی که [[%D8%AF%D9%85%D8%A7|دما]]ی بالا و [[%D8%AF%D8%B1%D8%AE%D8%B4%D9%86%D8%AF%DA%AF%DB%8C|درخشندگی]] مطلق زیادی دارند،همانند [[%DA%AF%D8%A7%D8%B2|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.
  
−
[[پرونده:MilkyWayStructure.jpg|وسط|قاب|نمایی از بخش های مختلف [[کهکشان راه شیری]] ]]
+
[[File:MilkyWayStructure.jpg|frame|center|نمایی از بخش های مختلف [[کهکشان_راه_شیری|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 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 [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]]،این سیستم [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]] ای از فروریزش یک جسم تقریبا ً کروی حاصل شده است.بنابراین، شکل گیری هر [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|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.
+
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 [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|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 [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|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 [[%D9%85%D8%A7%D8%AF%D9%87|ماده]] میان ستاره ای شکل گرفته اند،یعنی ستارگان بسیار جوانی که [[%D8%AF%D8%B1%D8%AE%D8%B4%D9%86%D8%AF%DA%AF%DB%8C|درخشندگی]] و [[%D8%AF%D9%85%D8%A7|دما]]ی 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 [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] که [[%DA%AF%D8%A7%D8%B2|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.
+
با اندازه گیری تابش های رادیویی [[%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|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 [[%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|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 [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]]،نشانگر مارپیچی بودن کهکشان در ناحیه اطراف ماست.به علاوه رصدهای رادیویی سرتاسر [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|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]
+
برای توصیف ساختار مارپیچی [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|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 [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|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. <ref name="multiple4"> کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشتهپاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>
  
−
== توزیع ستارگان در کهکشان ما ==
+
== 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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
 +
 
 +
=== 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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
 +
 
 +
=== میله‌‌‌ی کهکشان ===
  
−
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.
+
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.
  
−
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).
+
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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
  
−
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.
+
=== ساختار مارپیچ ===
  
−
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.
+
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.
  
−
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.
+
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.
  
−
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.
+
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.
  
−
[[پرونده:13538427961.gif|قاب|وسط| 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.]]
+
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.
  
−
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]
+
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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]
  
−
== هسته کهکشان ما ==
+
<br/>
  
−
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]
+
== 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.
  
−
== بازوهای مارپیچ ==
+
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.
  
−
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:
+
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.
  
−
* کله غازی:۳-kpc و بازوی برساووش.
+
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.
  
−
* بنفش:بازوی گونیا خارجی(بلند به همراه محتویات تازه کشف شده)
+
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.
  
−
* سبز:بازوی سپر-چلیپا
+
[[File:13538427961.gif|frame|center|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.]]
  
−
* صورتی:شاه تخته و بازوی کمان.
+
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.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>
  
−
* نارنجی:شکارچی و بازوی ماکیان(که شامل خورشید و منظومهٔ شمسی است)
+
<br/>
  
−
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.
+
== هسته کهکشان ما ==
  
−
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.
+
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. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>
  
−
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.
+
<br/>
  
 +
== دوران کهکشان ما ==
  
−
== هاله ==
+
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.
  
−
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.
+
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.<ref name="multiple5">کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref>
  
−
== مکان خورشید و همسایگی آن ==
+
== 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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]
  
−
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.
+
<br/>
  
−
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.
+
=== سن ستارگان ===
  
−
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.
+
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.
  
−
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.
+
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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]
  
−
== محیط ==
+
<br/>
  
 +
=== غنی‌‌‌سازی شیمیایی ===
  
−
کهکشان راه شیری وکهکشان آندرومدا یک سیستم دوتایی از کهکشان بزرگ مارپیچی هستند، که خود آن قسمتی از ابر خوشهٔ دوشیزه هستنئد.
+
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 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 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.
  
−
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.
+
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.
  
−
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.
+
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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]
  
−
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.
+
=== پیدایش راه شیری ===
  
−
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.
+
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.
  
−
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.
+
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.
  
−
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.
+
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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
  
−
== ریشه‌شناسی و اعتقادات ==
+
<br/>
  
 +
== مطالعه ی کهکشان ما به کمک تلسکوپ های رادیویی ==
  
−
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.
+
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.
  
−
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&nbsp;» مخفف کاه است. این گفتار به نقل از لغت نامه دهخدا میباشد.
+
ئیدروژن خنثی وقتی تابشی به طول موج 21 سانتیمتر گسیل می‌کند که اسپین الکترون آن تغییر جهت دهد.
  
−
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]
+
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.
  
−
== منبع ==
+
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.<ref name="multiple5">کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref> {{-}}
−
1. کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی
 
  
−
2. ویکی پدیا
+
مقاله The Galaxy
  
−
3. کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشتهپاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده
+
Written by  از Paul W. Hodge
−
[[رده:کیهان‌شناسی]]
 

نسخهٔ کنونی تا ‏۳۱ دسامبر ۲۰۲۳، ساعت ۱۷:۲۰

کهکشان راه شیری
Milky way.jpg
اطلاعات رصدی
نوع کهکشان کهکشان مارپیچی میله ای, SBc
قطر 100-120 هزار سال نوری
ضخامت 1000سال 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

کهکشان راه شیری[ویرایش]

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.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

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.<ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی</ref>


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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

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. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

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.<ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی</ref>


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. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>



اندازه، شکل و ساختمان راه‌‌‌شیری[ویرایش]

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. <ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی</ref>


ساختار کهکشان ما[ویرایش]

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. <ref name="multiple4"> کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشتهپاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>

مؤلفه‌‌‌های ساختاری راه شیری[ویرایش]

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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

قرص ضخیم[ویرایش]

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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

میله‌‌‌ی کهکشان[ویرایش]

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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

ساختار مارپیچ[ویرایش]

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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]


توزیع ستارگان در کهکشان ما[ویرایش]

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.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>


هسته کهکشان ما[ویرایش]

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. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>


دوران کهکشان ما[ویرایش]

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.<ref name="multiple5">کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref>

پیدایش و تحول راه شیری[ویرایش]

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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]


سن ستارگان[ویرایش]

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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]


غنی‌‌‌سازی شیمیایی[ویرایش]

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.<ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>]

پیدایش راه شیری[ویرایش]

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. <ref name="multiple3">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>


مطالعه ی کهکشان ما به کمک تلسکوپ های رادیویی[ویرایش]

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.<ref name="multiple5">کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref>

مقاله The Galaxy

Written by  از Paul W. Hodge

برگرفته از «http://wiki.avastarco.com/index.php?title=کهکشان_راه_شیری&oldid=17053»