کهکشان راه شیری

[رزیتا]

تصادف کهکشانها

مرحله اول

مرحله دوم

مرحله سوم

مرحله چهارم

مقدمه

کهکشان به مجموعه ستارگان ، گاز و غبار گفته می شود که با نیروی جاذبه کنار هم نگاه داشته شده‌اند. کوچکترین کهکشانها دارای عرضی برابر با چند صد سال نوری ، شامل حدود 100000 میلیارد سال ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا 3 میلیون سال نوری عرض دارند و شامل بیش از 1000 میلیارد ستاره هستند. اشکال کهکشانها بر اساس شیوه‌ای طبقه بندی می‌شود که طبق شیوه طبقه بندی ستاره شناس آمریکایی ، ادوین هابل (1953- 1986) ، شکل یافته است. در مورد تکامل کهکشانها اطلاعات قطعی کمی در دست است. تنها مطلب مورد اطمینان این است که کهکشانها میلیاردها سال پیش به شکل توده‌ای از ابرهای گازی و غباری بوجود آمدند.

انفجار کهکشانها

در فراسوی جهان برخی از کهکشانها بطور کامل در حال انفجارند، با از هم پاشیدن هسته کهکشان ، ستارگان نیز نابود می‌شوند. در برخی کهکشانهای ویژه ، نور درخشان حاصل از انفجار ، تمام آن چیزی است که می‌بینیم. نور ستاره در برابر عظمت انفجار کهکشانی ناچیز است. حدود چندین سال پیش ، اخترشناسان رادیویی برای نخستین بار کهکشانهای انفجاری را کشف کردند.



بیشتر کهکشانها از کهکشانهای همسایه خود صد هزار سال نوری فاصله دارند. به هر حال ، بعضی از کهکشانها تا اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک می‌شوند که نیروی جاذبه دو طرفه آنها اشیاء موجود در کهکشانها دیگر را به اطراف خود می‌کشد و این امر باعث بوجود آمدن توده‌هایی به نام دنباله‌های کشندی می‌گردد، که این دنباله‌ها مانند پلی کهکشانها را به یکدیگر وصل می‌نمایند. نزدیکی بیش از حد کهکشانها ممکن است، توأم با تصادم آنها گردیده و به دنبال این عمل یک تغییر شکل بنیادی در شکل ظاهری آنها صورت پذیرد.

تصادف کهکشانها

ژول ورن و اچ. جی. ولز هیچکدام نمی‌توانستند وقایعی را که بعد از وقوع یک تصادف در جهان رخ می‌دهد پیش بینی نمایند. جهان مجموعه‌هایی از ستارگان عظیم الجثه‌ای است که هر یک از آن مجموعه‌ها کهکشان نامیده می‌شوند و هر یک ترکیبی از میلیونها ستاره می‌باشند. اکنون با وسعت دید فوق العاده تلسکوپ فضایی هابل بخوبی می‌توان دریافت که برخورد کهکشانها حوادث دیگری همچون تولد ستاره‌ها را به دنبال خواهد داشت. تصاویر جدید و جالب توجه هابل ، ترکیب دو کهکشان را به معرض نمایش می‌گذارد.

آنها آنتنهای تماس (موجگیر) را به فضا پرتاب می‌نمایند، زیرا که تصادفا دم یک جفت از این ستاره‌های دنباله‌دار ، شبیه به دم حشره‌ها می‌باشد. بیشترین نقطه تصادف در میان بیش از هزار توده درخشان و آتشین ستارگان جدید می‌باشد که نور آبی رنگی را به دنبال دارند. ستاره شناسان احتمال می‌دهند که حاصل انفجار این گلوله‌های روشن بیش از یک میلیون ستاره تازه تولید یافته باشد.


بردلی وایت مور از موسسه علمی تلسکوپهای فضایی ، واقع در بلتی مورد اظهار داشت: درخشش نور برخی از این ستاره‌های جوان شگفت انگیز است. اما چرا این پدیده را تولد می‌دانیم و نه مرگ؟ هنگامی که کهکشانها به یکدیگر نزدیک می‌شوند، جاذبه نیرومندی توده‌های گاز هیدروژن را به یکدیگر می‌فشارد و بعد از آنکه تراکم آنها به نقطه حساسی رسید، این دسته‌ها به ستاره‌های جدیدی تبدیل می‌شوند.

چشم انداز بحث

ستاره شناسان امیدوارند که تصاویر هابل روزنه‌ای بسوی کشف راز جهان را به روی ما بگشاید. همچنین تصاویر آنها به ما کمک می‌کند تا حوادثی را که از هم اکنون تا 5 سال آینده وقوع آنها می‌رود پیش بینی کنیم، چنانکه برخی از داشنمندان پیش بینی نموده‌اند کهکشان راه شیری ما، در آینده به کهکشان Andromeda برخورد می‌کند.

[رزیتا]

انبساط ابر کهکشان

پدیده دوپلر در کهکشان

پس از روشن شدن انبساط ابر کهکشانها ، اسلیفر (Slipher) اخترشناس آمریکایی تغییر مکان سرخ را در خطوط طیف کهکشانی مشاهده نموده بود. این پدیده که در فیزیک موسوم به اثر دوپلر می‌باشد، هنگامی که فاصله بین منبع نور ناظر در حال افزایش است، مشاهده می‌گردد. در نتیجه باید فرض نمود که کهکشانهای دور یا منابع نور که از زمین مشاهده می‌گردند، از سیاره ما دور می‌شوند. به دنبال کار فریدمن (Fridman) یکی دیگر از اخترشناسان آمریکایی ادوین هابل (Edwin Habble) ثابت نمود که هر چه فاصله یک کهکشان دورتر باشد، تغییر مکان با فاصله نسبت مستقیم دارد. این مطلب از دیدگاه اثر دوپلر چنین مفهومی را در بر دارد. که فاصله کهکشانهای دور از یکدیگر و فاصله آنها از زمین در حال افزایش است و هر چه فاصله کهکشان زیادتر باشد، سرعت دور شدن آن بیشتر می‌گردد. بر مبنای چنین طرحی که حرکت کهکشانها را بوسیله اثر دوپلر توضیح می‌دهد.

عوامل تردید در نظریه انبساط ابر کهکشان

میزان تغییر مکان در این حالت برای خطوط مختلف طیف یکسان نیست. در عین حال مشاهدات نشان می‌دهند تغییر مکان سرخ در طیف کهکشانی به گونه‌ای است که برای خطوط مختلف یک طیف تغییر فرکانس مقدار ثابت نمی‌باشد، بلکه بطور دقیق نسبت این تغییرات به فرکانس ثابت است. به نظر می‌آید چنین توضیحی به عنوان استدلال مستحکمی در تأیید اثر دوپلر می‌باشد.

حال به نابودی فوتونها در ابر کهکشان برمی‌گردیم: اگر تغییر مکان خطوط طیف به فرکانس بستگی نداشته باشد، در آن صورت این تغییر مکان باید در فرکانس نسبتا پایین‌تر (نظیر امواج رادیویی) مشخص‌تر باشد.
عمر اجرام آسمانی

به موجب فرضیه انبساط ابر کهکشان ، دوره انبساط 10 تا 20 بیلیون سال به درازا کشیده است. در دورانی واقعا به نظر می‌رسید که طول مدت برآورده شده برای انبساط با عمر اجرام آسمانی مطابقت نمی‌کند، ولی عقیده پذیرفته شده کنونی این است که عمر کلیه اجرام آسمانی شناخته شده در حدود 10 بیلیون سال است. با این وجود برآوردهایی حاکی از این که دوره انبساط حدود 20 بیلیون سال به درازا کشیده بر اساس فرضیه جهان همگن ایزوتروپیک پی ‌ریزی شده است. اگر این مطلب از دیدگاه نظریه عمومی‌تری بررسی شود. این زمان می‌تواند بطور محسوسی افزایش یابد.

موانع انبساط ابر کهکشان

باید توجه داشت جهان همگن ، ایزوتروپیک تغییراتی را مجاز می‌دارد که بوسیله آن مدت انبساط می‌تواند افزایش یابد. اکثر تعبیرهایی که از این فرضیه به عمل آمده گویای آن است که در مراحل اولیه انبساط ، نیروی گرانشی متقابل توده‌ها وارد عمل می‌شوند و به عنوان مانعی برای جریان انبساط می‌باشد. ولی با ادامه انبساط جاذبه گرانشی کم می‌شود، در حالی که نیروی دافعه (که در شرایط خاصی بوسیله معادلات نظریه عام نسبیت مجاز می‌باشد) دست به کار می‌شود. کاملا امکان دارد در نقطه‌ای نیروی جاذبه و دافعه باهم برابر شوند‌، بعد نیروی دافعه غالب می‌گردد و سرانجام انبساط کند شده ، شتاب پیدا می‌کند.

حال فرض کنیم، چنین حالتی در ابر کهکشان وجود داشته باشد و ما در مرحله انبساط شتاب‌دار به سر ببریم. در آن صورت می‌توان فرض نمود که در گذشته سرعت این عمل کمتر بوده و از سوی دیگر جهان را نیز می‌توان جوان‌تر فرض نمود.

[رزیتا]

خوشه بندی کهکشان



دید کلی

در سلسله مراتب نظام ساختمانی جهان ، کهکشانها ، خود واحدهایی در سیستمهای عالی‌تر هستند. کهکشانهای منفرد کمیاب هستند و در عوض ، آنچه فراوان است کهکشانهای چند تایی و دسته‌های کهکشانی با تعداد عضو کمتر (از مرتبه 10) و اندازه‌ای تا 3mpc است. در شعاع 16mpc از ما ، 55 گروه کهکشان وجود دارد ولی تعداد بسیار کمی از کهکشانهای منفرد وجود دارد که آنها را نمی‌توان به گروه یا دسته خاصی نسبت داد. برخی از گروهها (بیشتر آنهایی که شامل کهکشانهای بیضوی هستند) در یک هاله تابان با اندازه‌هایی تا حد 1.3mpc مستقر شده‌اند.

تعریف خوشه‌های کهکشان

خوشه‌های کهکشانها سیستمهای بزرگتر و سنگینتری از گروههای کهکشانها هستند که قطر آنها ، از 2 تا 5mpc متغیر است. تعداد اعضاء در خوشه کهکشانهای فقیر ، می‌تواند کم (حدود 210) و در یک خوشه غنی تا 10 3 باشد. برخی از خوشه‌ها ، منظم هستند و با رفتن به سمت مرکز خوشه ، تعداد کهکشانها ، افزایش پیدا می‌کنند. در این قبیل خوشه‌ها ، اکثریت با کهکشانهای بیضوی است. از طرف دیگر ، خوشه‌های نامنظم دارای هیچ تمرکز نشاندار و مشخصی از کهکشانها نیستند و در آنها اکثریت با کهکشانهای مارپیچی و نامنظم است.

کاربرد خوشه های کهکشانها

خوشه‌های کهکشانها ، غالبا به عنوان واحدهای اساسی در جهان بزرگ مقیاس در نظر گرفته می‌شوند و تشخیص آنها از فواصل زیاد ساده است. از این رو برای ساختن رابطه سرعت و فاصله مورد استفاده قرار می‌گیرند. این رابطه از روی مشاهدات بدست آمده و دلیل ملموسی بر انبساط جهان عرضه می‌کند.

ابر‌خوشه‌ها

بزرگترین سیستم کهکشانی که تا کنون شناخته شده ، نزدیک به 10 5 عضو دارد و بسته به مقیاس فاصله مورد پذیرش ، اندازه‌ای بین 30 تا 60mpc دارد. چنین سیستمهایی ، خوشه‌های خوشه‌ها ، ابر‌خوشه‌ها یا ابری از کهکشانها ، خوانده می‌شوند.ابر‌خوشه محلی نیز چنین اندازه‌ای دارد. مرکزش در درون یا نزدیکی خوشه سنبله قرار دارد و از روی چرخش آن جرم کلی 10 5 برای آن بدست آمده‌است. کهکشانها در حاشیه ابر ‌خوشه محلی ، یعنی نزدیک لبه جنوبی آن واقع شده است.

مشخصات خوشه‌های کهکشانی

بسیاری از گروهها و خوشه‌های کهکشانها ، سیستمهای ناپایداری هستند. سرعت ‌نسبی کهکشانها در خوشه یا گروه (و بنابراین انرژی جنبشی کل آنها) غالبا بیش از حد بالاست. از این رو ، جرمهای مشاهده شده (و انرژی پتانسیل منتجه از آن ) کوچکتر از آن است. در رشته‌های کهکشانها ، یعنی در گروههایی که کهکشانها به دنبال هم قرار دارند، ناپایداری آشکاری باید وجود داشته باشد. اگر یک عضو رشته نسبت به سایر اعضاء ، دارای سرعت چند هزار کیلومتر بر ثانیه باشد باید از رشته فرار کند. یک چنین کهکشان پر سرعتی باید از هسته یک عضو بسیار فعال رشته، بیرون رانده باشد.