کهکشان راه شیری

اندازه‌ی کهکشان ما

گرچه کاوش‌های زیادی در مورد کهکشان محلی ما یعنی راه شیری انجام گرفته است ولی باز هم آن را به عنوان یکی از کهکشان‌های ناشناخته‌ی فضای اطراف خود تلقی می‌کنیم. واقع شدن ما در درون آن، اندازه‌گیری‌ها و بررسی‌هایی را امکان‌پذیر می‌سازد که در مورد کهکشانی دوردست مقدور نیست. از سوی دیگر، همین امر باعث می‌شود که منظره‌ی مطلوبی از کهکشان خود به دست نیاوریم. مشاهدات ما از میان گاز و غبار این منظومه‌ی ستاره‌ای صورت می‌گیرد و به همین دلیل در رصدهای اپتیکی، بسیاری از بخش‌های آن به وضوح دیده نمی‌شوند. حتی نقشه‌برداری مناسب به طریق رصدهای رادیویی نیز با اشکال روبه‌رو می‌شود. به قول معروف، گویی از کثرت درخت نمی‌توان جنگل را دید.
سال‌ها بود که اخترشناسان عقیده‌ی کاملاً نادرستی در مورد اندازه‌ی کهکشان داشتند. در نظر آن‌ها، راه شیری منظومه ستاره‌ای بسیار کوچکی بود که خورشید در حوالی مرکز آن قرار داشت. این تصورات، با کشف غبار میان ستاره‌ای تصحیح شد. با پی بردن به نقش غبار میان ستاره‌ای در محدود کردن دید اپتیکی، اخترشناسان نظریات خود را تصحیح کردند و دریافتند که کهکشان ما، منظومه‌ای است بسیار بزرگ و خورشید نیز در فاصله‌ی دوری از مرکز آن قرار دارد. قبل از کشف غبار میان ستاره‌ای، تعیین ابعاد کهکشان صرفاً بر پایه‌ی آمارگیری از ستاره‌ها بود. به این ترتیب که ستارگان جهات مختلف آسمان شمرده و تعداد آن‌ها بر حسب نورانیت‌های مختلف معین می‌شد. البته این روش با دقت کافی همراه نبود و فقط سنجش آماری توزیع ستارگان را در فضا مقدور می‌کرد. طبق آمار ستاره‌ای، کاهش تعداد ستارگان کم نور حاکی از رسیدن سرشماری به لبه‌ی کهکشان بود. بعد از کشف غبار میان ستاره‌ای، معلوم شد که کاهش ظاهری تعداد ستارگان ناشی از جذب نور توسط این ذرات پراکنده در فضا بوده است.
اندازه‌ی حقیقی کهکشان ما، نخستین بار در حدود سال 1917 توسط هارلو شیپلی آشکار گشت. شیپلی توزیع خوشه‌های کروی ستارگان را که نه تنها در صفحه‌ی کهکشان بلکه در تمام جهات آسمان قرار دارند، مورد توجه قرار داد. وی دریافت که توزیع خوشه‌های کروی در فضا شدیداً نامتقارن است، به طوری که اکثریت آن‌ها در جهت صورت‌های فلکی قوس و کژدم جای گرفته‌اند. شیپلی تا آنجا که می‌توانست فواصل تک تک خوشه‌ها را اندازه‌گیری کرد و سپس توزیع آن‌ها را در فضا، با مدلی که اخترشناسان در مورد کهکشان ارائه داده بودند، مورد مقایسه قرار داد.
وی برای دستیابی به فاصله خوشه‌های کروی از متغیرهای RR شلیاقی استفاده کرد. گرچه این متغیرها بدان نزدیکی نیستند که بتوان اختلاف منظرشان را تعیین نمود ولی تعداد کافی از آن‌ها در فاصله‌ای از خورشید قرار دارند که می‌توان اختلاف منظر آماری نمونه‌ای از نزدیکترین آن‌ها را به دست آورد. از این روش معلوم شد که متغیرهای RR شلیاقی تقریباً قدر مطلق یکسان حدود 0= M دارند. وی با سود جستن از این واقعیت که تعداد ستارگان متغیر فوق در خوشه‌های کروی نسبتاً زیاد است، توانست فاصله‌ی خوشه‌ها را از اندازه‌گیری نورانیت ظاهری اعضای RR شلیاقی آن‌ها تعیین کند. او همچنین دریافت که این متغیرها همواره حدود دو قدر کم نورتر از نورانی‌ترین ستارگان خوشه‌ها هستند و از این رو می‌توان فاصله‌ی خوشه‌های کروی فاقد متغیرهای RR شلیاقی را نیز اندازه گرفت.
نتیجه‌ی کشف شیپلی، تغییری انقلابی در شناخت ما از کهکشان راه شیری به وجود آورد. معلوم شد که توزیع خوشه‌های کروی در فضا، بسیار متفاوت از آن است که قبلاً در مورد توزیع ستارگان مطرح بود. بنا به کشف شیپلی، خورشید نه در حدود مرکز این توزیع بلکه تقریباً 10000 پارسک دورتر از آن و در میان محدوده‌ی به وجود آمده از صورت‌های فلکی قوس، عقرب و مارافسای قرار داد. مطالعات او نشان داد که گستره‌ی کلی کهکشان ما 30000 پارسک است که قبلاً 3000 پارسک برآورده شده بود.
با وجود گذشت 60 سال، داده‌های شیپلی به طور قابل ملاحظه‌ای معتبر است. اندازه‌گیری‌های جدید فاصله، اندازه و شکل خوشه‌های کروی، نظریات او را تأیید می‌کنند. پس از کارهای پیشاهنگانه‌ی او بود که دلیل اشتباهات قبلی در اندازه‌گیری ابعاد کهکشان راه شیری معلوم شد. این اشتباهات در نتیجه‌ی جذب زیاد نور توسط گرد و غبار موجود در صفحه کهکشان، پیش می‌آمد. اندازه‌گیری‌های شیپلی از این تاثیرات به دور نبود، زیرا بسیاری از خوشه‌های کروی مورد مطالعه‌ی وی در بالا یا پایین صفحه‌ی کهکشان قرار داشتند و تراکم غبار در لایه نازکی طی این صفحه، نتایج او را نیز تحت تاثیر قرار داده بود.
در سال‌های اخیر، کوشش برای نفوذ به این صفحه، با رصد حفرههایی که ظاهراً در غبار میان ستاره‌ای دیده می‌شوند، توسط والتر باده اخترشناس رصد خانه‌های مونت ویلسون و پالومار انجام شده است. وی موفق به یافتن حفره‌های متعددی شده که بررسی خوشه‌های ستاره‌ای بسیار نزدیک به مرکز کهکشان و حدود صفحه آن را امکان‌پذیر ساخته است. برآوردهای باده و محاسبات اخیر توسط اخترشناسانی چون سیدنی وان دن برگ، همگی براین امر توافق دارند که فاصله ما از مرکز کهکشان، تقریباً 10000 پارسک (با عدم قطعیت حدود 10 درصد) است. طبق این محاسبات، خورشید در دو سومی خط واصل مرکز- لبه قرار دارد و بنابراین قطر کهکشان ما حدود 30000 پارسک است.

محتوای ستاره‌ای

آگاهی ما از تعداد و نوع ستارگان کهکشان، محدود به بخش‌هایی است که رصدهای اپتیکی با موفقیت صورت می‌گیرد. اخترشناسان توانسته‌اند سرشماری ستارگان بسیار کم نور را تنها در محدوده‌ی 100 پارسکی به طور مطلوب انجام دهند. سرشماری اجرام بسیار درخشان، نظیر ستارگان پرنوری که ابرغول نامیده می‌شوند تا حدود 1000 تا 2000 پارسک گسترش یافته است. نتیجه‌ی این بررسی‌ها نشان می‌دهد که در کهکشان ما، بخش عمده‌ای از ستارگان درخشندگی کل پایینی دارند و تعداد ستارگان کم نورتر از خورشید، بیشتر از ستارگان نورانی‌تر از آن است. یادآوری کنیم که خورشید نورانیت مطلق متوسطی دارد.
گرچه کل تعداد انواع ستارگان کهکشان به دقت معلوم نیست ولی با استفاده از روش‌های مختلف به آسانی قابل تخمین است. طبق محاسبات، حجم کهکشان ما حدود پارسک مکعب و تعداد ستارگان گوناگون در محدوده‌ی 20 پارسکی خورشید حدود 1000 عدد است. چون حجم کره‌ای به قطر 20 پارسک حدود پارسک مکعب از فضا را در بر می‌گیرد، نسبت آن به حجم کهکشان حدود خواهد بود (در این محاسبات تقریبی می‌توان اعداد را تا یک رقم معنی‌دار گرد کرد). حال اگر فرض کنیم که مکان خورشید در کهکشان، ناحیه‌ای معمولی از لحاظ چگالی است (گرچه این فرض دقیق نیست ولی می‌توان در این برآورد تقریبی آن را به کار گرفت) تعداد کل ستارگان موجود در کهکشان حدود به دست می‌آید.
محاسبه را به نحو مطلوب دیگری نیز می‌توان انجام داد. به این ترتیب که فراوانی متوسط ستارگان نزدیک خورشید را با چگالی میانگین کل کهکشان مقایسه کنیم. خورشید در بخشی دور از ناحیه‌ی درخشان داخلی قرار دارد و بنابراین چگالی ناحیه‌ی اطراف آن را نمی‌توان چگالی میانگین کهکشان تلقی کرد. با در نظر گرفتن این موضوع، دقت اندازه‌گیری بیشتر و نتیجه‌ی به دست آمده به واقعیت نزدیکتر می‌شود. محاسباتی که بر مبنای این روش و با استفاده از داده‌های بسیار دقیق صورت گرفته است نشان می‌دهد که تعداد کل ستارگان کهکشان حدود عدد یعنی ده بار بیش از تعدادی است که در بالا به طور تقریبی محاسبه شد.
روش دیگر در اندازه‌گیری مقدار ماده‌ی کهکشان، تعیین جرم آن از طریق رصد مدار ستارگان است. دقت این روش بسیار بیشتر از روش شمارش ستارگان است و مبنای آن به محاسبه‌ی جرم سیارات از روی مدار قمرهایشان، شباهت دارد. ولی در مورد کهکشان این واقعیت را باید مورد توجه قرار داد که ستارگان منفرد نه تنها کشش گرانشی مرکز کهکشان را متحمل می‌شوند بلکه مقادیر بسیار زیادی ماده که در ورای مدار آن‌ها وجود دارد، حرکتشان را تحت تاثیر قرار می‌دهد. تنها در نواحی دور افتاده‌ی کهکشان، مدار ستارگان از قوانین کپلر پیروی می‌کند.
از سوی دیگر می‌دانیم که خورشید در یک مدار تقریباً دایروی و با سرعتی معلوم به دور مرکز کهکشان گردش می‌کند. سرعت گردش آن با اندازه‌گیری سرعت ظاهری اجرام نسبتاً ثابت، نظیر کهکشان‌های نزدیک، محاسبه می‌شود. با رصد کهکشان‌ها در بخش‌های گوناگون آسمان، می‌بینیم که عده‌ای از آن‌ها به خورشید نزدیک می‌شوند در حالی که عده‌ای دیگر در جهت مخالف حرکت می‌کنند. با این روش، سرعت گردش خورشید حدود 250 کیلومتر در ثانیه به دست آمده است و چون فاصله‌ی آن از مرکز کهکشان حدود 10000 پارسک است، به راحتی می‌توان زمان تناوبش را حساب کرد. نخست، محیط دایره‌ی‌ مدار آن را به دست می‌آوریم که چیزی در حدود 60000 پارسک می‌شود. سپس با تبدیل سرعت 250 کیلومتر در ثانیه به پارسک در سال، می‌بینیم که خورشید در هر 240 میلیون سال یکبار به دور کهکشان می‌گردد. از مقایسه‌ی مدار خورشید به دور مرکز کهکشان، با مدار زمین به دور خورشید، می‌توان جرم کهکشان را تخمین زد. قانون گرانشی نیوتون در هر مورد رابطه زیر را نشان می‌دهد:

که 1 m و 2 m جرم‌های دو جسم در واحد جرم خورشید (در یک حالت زمین و خورشید و در حالت دیگر خورشید و کهکشان )، r شعاع مدار (نیم محور بزرگ) در واحد نجومی و P زمان تناوب در واحد سال است. شعاع مدار خورشید پارسک و هر پارسک تقریباً برابر واحد نجومی است. از این رو شعاع مدار آن بر حسب شعاع مدار زمین واحد نجومی است. این اعداد را در رابطه‌ی بالا جایگذاری می‌کنیم.
جرم خورشید
(در مقایسه با جرم کهکشان می‌توان از جرم خورشید صرف نظر کرد)
این محاسبه‌ی ساده، صرفاً برآورد تقریبی جرم کهکشان ماست، زیرا فرض کرده بودیم که مواد موجود در ورای مدار خورشید، اثری بر حرکت آن ندارد. ولی اخترشناسان با به کار بردن مدل‌هایی که در آن‌ها توزیع کامل جرم در نظر گرفته شده است و با حل دقیق فرمول‌های فوق، به این نتیجه رسیده‌اند که جرم کهکشان ما برابر جرم خورشید است، عددی که با نتیجه‌ی محاسبه‌ی ساده‌ی ما تفاوت زیادی ندارد.
در صفحات پیش، جرم و تعداد ستارگان کهکشان را با استفاده از شمارش ستارگان نزدیک به خورشید و مقایسه حجم‌ها به دست آوردیم. اگر آن اعداد را با نتایج دقیق اخترشناسان بسنجیم، می‌بینیم که جرم واقعی کهکشان بسیار بیشتر است و این نشان می‌دهد که ما افزایش فراوانی ستارگان در حدود بخش‌های مرکزی کهکشان را در نظر نگرفته بودیم. با وجود این، هردو نظر درباره‌ی محتوای کلی کهکشان، بر این امر توافق دارند که کهکشان ما شامل حداقل 100 میلیارد ستاره و جرم آن چند صد میلیارد برابر جرم خورشید است.
در کهکشان ما علاوه بر ستاره، گاز و غبار بین ستاره‌ای نیز وجود دارد. در این بخش، بیشتر در مورد مقدار کل این مواد و در بخش بعدی در مورد توزیع آن بحث خواهیم کرد. طبق بررسی‌های کنونی، پرجرم‌ترین همراه غیر ستاره‌ای کهکشان، ئیدروژن خنثی است و تنها شیوه‌ی اندازه‌گیری مقدار کل آن رصد تابش‌های رادیویی است که این ماده در طول موج 21 سانتیمتر گسیل می‌کند. اخترشناسان به کمک تلسکوپ‌های رادیویی، شدت تابش را در بخش‌های مختلف کهکشان اندازه‌گیری و نتیجه را به صورت نقشه ترسیم می‌کنند. نقشه‌برداری از سرتاسر کهکشان نشان می‌دهد که جرم کل ئیدروژن خنثی تقریباً برابر جرم خورشید است، یعنی حدود 1 تا 2 درصد جرم کل کهکشان را در برمی‌گیرد.
تعیین مقدار غبار کهکشان، به سادگی تعیین مقدار ئیدروژن نیست، زیرا اندازه‌گیری بسیار دقیق آن تنها در مجاورت خورشید میسر است. تابش حاصل از ئیدروژن خنثی از میان غبار موجود در تمام بخش‌های کهکشان نفوذ می‌کند و اساساً کاهشی در اثر ممانعت غبار متوجه آن نمی‌شود. در حالی که، خود غبار مانع مشاهده و اندازه‌گیری ابرهای غبار بسیار دوردست می‌شود و در نتیجه اطلاعات ما از مقدار غبار در فواصلی ورای 3000 تا 4000 پارسک از خورشید فوق‌العاده ناچیز است. تخمین زده می‌شود که در بخش محلی کهکشان ما به ازای هر 200 گرم گاز ئیدروژن، 1 گرم غبار وجود دارد. طبق این برآورد، کل جرم غبار در کهکشان ما، 25 میلیون برابر جرم خورشید خواهد بود.
با مطالعه‌ی سحابی‌های نشری، بازتابی و تاریک که اجرام پراکنده‌ی موجود در کهکشان تلقی می‌شوند، اندازه‌گیری‌های دیگری از گاز و غبار میان ستاره‌ای به عمل می‌آید. ولی جرم کل آن‌ها در مقایسه با جرم محیط گسترده‌ی بین ستاره‌ای، ناچیز است. جرم یک سحابی نشری معمولی معادل چند صد تا حداکثر هزار برابر جرم خورشید و جرم یک ابر معمولی از غبار، فقط حدود صد برابر جرم خورشید است. با وجود این، سحابی‌های نشری اطلاعات مفید دیگری به دست می‌دهند و آن عبارت است از انواع و مقدار عناصر شیمیایی موجود در ماده‌ی میان ستاره‌ای، معلوم شده است که فراوانی عناصر شیمیایی در گاز میان ستاره‌ای، همانند فراوانی آن‌ها در خورشید است، یعنی ئیدروژن حداکثر مقدار، هلیوم در حدود 10 درصد و عناصر سنگین فقط 3 تا 4 در صد جرم را تشکیل می‌دهند.

ساختار کهکشان ما

ساختار کهکشان راه شیری همانند کهکشان‌های رده‌ی Sb یا SC رده بندی هابل است. در مؤلفه‌ی مسطح آن (صفحه کهکشان) بیشتر ستارگان و تمام مواد بین ستاره‌ای متمرکز شده‌اند. توده‌ی بسیار بزرگ مرکزی عمدتاً شامل ستارگان پیر است و نهایتاً هاله‌ای رقیق در اطراف کهکشان وجود دارد که ستارگان پیر و خوشه‌های کروی را در بر می‌گیرد. این ویژگی‌ها در تمام کهکشان‌های 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 می‌گیرد این است که به موازات دور شدن نقشه‌برداری از خورشید، گونه‌های مختلف ستارگان با چه آهنگی کاهش می‌یابند. خوشبختانه اثرات جذب میان ستاره‌ای در این مورد ناچیز و به راحتی قابل تصحیح است. بنابراین، بدون حذف هیچ یک از اجزای مهم، نتایج نسبتاً کاملی به دست می‌آید.
محاسبات مدل‌های تکامل کهکشان این کمان را تأیید می‌کند و نشان می‌دهد که در زمان‌های بسیار پیش، یعنی تقریباً در یک میلیارد سال نخست تاریخ کهکشان، این سیستم ستاره‌ای از فرو ریزش یک جسم تقریباً کروی حاصل شده است. بنابراین، شکل‌گیری هر ستاره طی سال‌های نخست، در آرایه‌ای تقریباً کروی بوده است. ولی فروریزش به طرف صفحه‌ی کهکشان نسبتاً سریع اتفاق افتاده است و از این رو اکثر ستارگان آن در صفحه نازک سیستم شکل گرفته‌اند. دومین اثری که می‌تواند پیش آید این است که حتی اگر ستاره‌ای در صفحه شکل بگیرد، هیچ الزامی نیست که در همان موقعیت و مکان خود باقی ماند. زیرا اگر در فرایند شکل‌گیری حرکتی حتی با زاویه‌ی بسیار کوچک نسبت به صفحه، بدان اعمال شود ستاره را تا فاصله‌ی معینی از صفحه بیرون می‌برد و مدار آن در درون و بیرون صفحه حالت مارپیچی به خود می‌گیرد. بنابراین، عموماً توزیع گسترده‌تری را در بالا و پایین صفحه نسبت به دیگر ستارگان نشان می‌دهد. به ویژه در مورد ستارگانی که کاملاً بیرون ماده‌ی میان ستاره‌ای شکل گرفته‌اند، 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 می‌باید تنها در این صفحه دیده شوند. یعنی در بخشی از کهکشان که گاز و غبار میان ستاره‌ای پدیدآورنده‌ی ستارگان وجود دارد.
با اندازه‌گیری تابش‌های رادیویی ئیدروژن خنثی و نیز اندازه‌گیری اپتیکی اجرام جوان، مارپیچی بودن کهکشان راه شیری اثبات شده است. بررسی کهکشان‌های دیگر نشان می‌دهد که دلیل درخشان بودن بازوهای مارپیچی، وجود تعداد نسبتاً زیاد اجرام بسیار نورانی همانند ستارگان ابر غول نوع O و B، خوشه‌های بزرگ ستارگان نورانی، جمعیت‌های ستاره‌ای و نواحی HII (ابرهای گازی نورانی) در آن‌هاست. همچنین نقشه‌برداری رادیویی از کهکشان‌های نزدیک معلوم می‌کند که ئیدروژن خنثی در بازوهای مارپیچی تمرکز یافته است. با توجه به دلایل ذکر شده، اخترشناسان بر این عقیده‌اند که تمرکز ظاهری این اجرام در همسایگی نزدیک خورشید، نشانگر مارپیچی بودن کهکشان در ناحیه‌ی اطراف ماست.
به علاوه، رصدهای رادیویی سرتاسر کهکشان نشان می‌دهد که نمای بیرونی کهکشان ما نیز همانند دیگر کهکشان‌های مارپیچی است.
برای توصیف ساختار مارپیچی کهکشان ما و دیگر کهکشان‌های مشابه، فرضیه‌های زیادی ارائه شده‌اند. یکی از موفق‌ترین آن‌ها، نظریه‌ای است که توسط سی. سی. لین پیشنهاد شده است. طبق این نظریه، حرکت تلاطمی بزرگ مقیاس در کهکشان قادر به ایجاد موج چگالی شبیه به امواج اقیانوس است که می‌تواند در تمام کهکشان انتشار یابد و شکل‌گیری ستارگان را تحت تأثیر قرار دهد. شرح ریاضی نظریه، منجر به اثبات خصوصیات دقیق بازوهای مارپیچی شده است و به نظر می‌رسد که حداقل با اندازه‌گیری‌های به عمل آمده توسط تلسکوپ‌ها مطابق است.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.