جا به جایی خطوط طیفی به سمت رنگ سرخ ::.

کیفیت شایان توجهی که به انتقال سرخ معروف است، در همه کهکشان دیده میشود. یاد اور میشویم که منظور از انتقال به سرخ این است که همه خطوط طیفی از مکان های عادی خود به مواضع جدیدی که به انتهای سرخ طیف 5487 تزدیک تر، انتقال یافته اند. این جا به جایی به انتقالی دو پلری تغییر می شود که حاکی از دور شدن کهکشان ها از زمین است.

مطالعات بعدی انتقال به سرخ این واقیعت را روشن ساخت که میان سرعت دور شدن و فاصله کهکشان نسبتس وجود دارد. هرجه کهکشان از زمین دورتر باشد، با سرعت بیشتری دور میشود 5487( قانون هابل ).نسبت سرعت به فاصله، به ثابت هابل موسوم است و مقدار ان 100 کیلومتر بر ثانیه برای هر مگاپارسک است ( یک مگاپارسک یک میلیون پارسک یا تقریبا 25/3 میلیون سال نوری است ).بنابرین کهکشانی که به فاصله 20 مگاپارسک از کهکشان است با سرعت 2000 کیلومتر در ثانیه از ما دور میشود. تصحیح مربوط به حرکات تصادفی کهکشان ها باید در این رقم منظور گردد. این تصحیح به ویژه در مورد کهکشان های نزدیک دارای اهمیت است. در مورد بعضی از کهکشان های نزدیک حرکت تصادفی به سمت ما از سرعت دور شدن پیشی میگیرد و حرکت منتجه به سمت کهکشان ما است.

توضیح این نکته که چرا همه کهکشان ها از زمین یا کهکشان بی اهمیت ما، دور میشوند دشوار بوده است. توضیحی که امروزه مورد قبول است، به مفهوم جهان در حال انبساط مربوط میشود.

انبساط عالم ::.

این مفهوم حکایت از ان دارد که کهکشان ها نه تنها از کهکشان ما دور میشوند بلکه هر کهکشانی از کهکشان دیگر دور میشود. این افزایش فاصله کهکشان ها معمول این است که تمامی عالم در حال انبساط است و فاصله بین هر دو کهکشان به اهنگ ثابتی افزایش میابد.

مثالی یک بعدی ممکن است به روشن کردن این مفهوم کمک کند. فرض کنید یک کش 10 سانتیمتری 5487 را در سه نقطه 5487 A , B ,C علامت گذاری کنیم؛ A , C در دو سر کش B در وسط کش به فصله 5 سانتیمتر از دوسر ان قرار دراند. یعنی؛ AB = BC = 5 CM. حال فرض کنید که کش را از دو سر میکشیم تا طول ان 16 سانتیمتر شود. در این صورت: AB = BC = 8 CM. فرض کنید که کش با اهنگ ثابتی به مدت 2 ثانیه کشیده شده باشد. در این صورت به نظر میرسد که B از C با سرعت 5/1 سانتیمتر در ثانیه دور میشود و فاصله C از A به سرعت 3 سانتیمتر در ثانیه افزایش میابد. پس اگر A کهکشان ما باشد B و C کهکشان های مجاور، به نظر میرسد که C با سرعتی دو برابر سرعت B از ما دور میشود.

نظریه جهان در حال انبساط، محاسبه عمر جهان را برای ما میسر میسازد. به فرض انکه انبساط همیشه با سرعت کنونی صورت گرفته باشد، میتوان زمان شروع انبساط را تعیین کرد: در حدود 10 تا 15 هزار میلیون سال پیش.

---

توجه ::. با کمک خدا و شما عزیزان ما بخش کهکشان ما و دیگر کهکشان هارا به پایان رساندیم. و بعد به سراغ قسمت زمین و ماه میرویم و بعد از اتمام زمین و قبل از شروع ماه با بعضی از شیای فضایی به طور اماتور و توضیحی مختصر اشنا میشویم و بعد به سراغ ماه و صورت های فلکی و .. ادامه کار . و برای توضیح بیشتر در مورد 5487پیدایش عالم به این تاپیک و پارت دوم و پارت سوم تاپیک مراجعه کنید .:: توجه
| موفق باشین. یا حق. |

اختر نماها ( چشمه های رادیویی شبه اختری ) ::.

کهکشان های سی فرت نسبتا به ما نزدیک اند. کهکشان های رادیویی، البته از انها دورترند ولی دور از ما نیستند. اخترنماها ساکنان دوردیت عالم اند.چشمه های ظاهرا نقطه ای اند. که تابش بسیار شدید رادیویی گسیل می کنند. انهارا چشمه های رادیویی شبه ستاره یا اختر نما ( کوازارها ) هم مینامند. هزاران اختر نما شناسایی شدند و تقریبا همه انها به فاصله چندین بیلیون سال نوری از ما قرار دارند.

نسبت به اطلاعات زیر درباره اختر نماها اطمینان یافته ایم:
1.قطر زاویه ای اختر نماها بسیار کم است. قطر زاویه ای بیشتر انها در در حدود 1/0 تا 2/0 ثانیه قوس است. قطر زاویه ای بعضی از انها کمتر از 001/0 ثانیه است.

2.انتقال به سرخ اختر نماها بسیار بزرگ است که حاکی از سرعت های گریزی در حدود 90 درصد سرعت نور است.بنابرین مطابق قانون هابل، اختر نماها در فواصل عظیمی از ما قرار دارند. ممکن است که اخترنماها دوردسترین اجرام جهان باشند.

3.منجمان از روی قطرهای زاویه ای و مقادیر فاصله، قطر خطی اخترنماها را محاسبه کرده اند؛ قطر برخی کمتر از 5 سال نوری است.

4.به کمک بزرگترین تلسکوپ های نوری موجود، معلوم شده است که بسیاری از اخترنواها بر اجرام مرئی منطبق اند.

5.با قرار دادن مقادیر مشاهده شده قدرهای ظاهری بصری ( m ) و مقادیر محاسبه شده فواصل 5487 اختر نماها بر حسب حسب پارسک ( Dps ) در فرمول 5487| 5487log M = m + 5 - 5 Dps | مقادیر قدر مطلق M و درخشندگی این اجرام مرئی تعیین شده است. به این ترتیب اختر نمای 3c273 ( شماره 273 در سومین کاتالوگ دانشگاه کمبریج ) که قدر ظاهری بصری ان، در فاصله 5/1 هزار میلیون سال نوری، 7/12 + است، قدر مطلقی برابر 26 - دارد!

البته معنی M = -26 اسن است که اگر 3C273 به فاصله 10 پارسکی اورده شود تقریبا به روشنی خورشید خواهد بود. قدر ظاهری خورشید 7/26 - است.

6.شدت امواج رادیویی اختر نماهای متجاوز از یک میلیون برابر شدت امواج رادیویی کهکشانی چون کهکشان امراه المسلسله است.

این داده ها و اطلاعات مشابه سوال ها زیرین را مطرح میسازد:
چگونه جسمی چنین کوچک، که قطر ان فقط چند سال نوری است، چنین انرژِی زیادی را هم در طول موج های رادیویی و هم در طول موج های مرئی، 5487 تولید میکند؟ یا به عبارت دیگر با چه سازوکاری یک یک اخترنمای "کوچک" میتواند انرژی تولید کند که بیش از پرنورترین کهکشان ها است، کهکشان هایی که قطرشان بیش از صدهزار سال نوری است؟

امروزه منجمان براین باورند که اخترنماها دورترین و پرنورترین نوع هسته های فعال کهکشانی اند.انرژِی عظیم انها از ناحیه ای به اندازه منظومه شمسی، گسیل میشود. این انرژی هزار برابر انرژی همه ستاره های کهکشان ما است. بهترین توضیحی که منجمان ارائه کرده اند این است: اخترنما سیاه چاله ای بی اندازه پرجرم است، یکصد میلیون برابر جرم خورشید در قلب کهکشان. این سیاهچاله، ستاره ها و مواد کهکشان گرداگردش را میبلعد و در این کار انرژی عظیمی که به ان اشاره کردیم، تولید میکند. رصدهایی که با تلسکوپ فضایی هابل انجام شده است، از ارتباط اخترنماها با کهکشانهای نزدیک به ان حکایت میکند. این کهکشانها در اثر گرانش شدید اخترنما، به شدت تغییر شکل یافته و معوج شده اند.

---

قسمت های بعدی: جابجایی خطوط طیفی به سمت رنگ سرخ | انبساط عالم

طبقه بندی کهکشان ها ::.

1. نا منتظم. نمونه این کهکشان ها ابرهای ماژلان است. این کهکشان ها شکل هندسی ساده یا الگوی واضحی ندارند.

2. بیضوی. این کهکشان ها به صورت قرص هایی کم و بیش مسطح اند. در ان هیچ بازوی مارپیچی تشخیص داده نمیشود. تقریبا 25 درصد همه کهکشان ها از این گروه اند. کهکشان M87 در صورت فلکی سنبله از این گونه است. حدس زده میشود که مرکز این کهکشان حاوی سیاه چاله غول اسایی باشد.

3. مارپیچی. نمونه این کهکشان ها، کهکشان امراه المسلسله و کهکشان خودمان است.

کهکشان های مارپیچی معمولا به دو زیر گروه تقسیم میشوند تقسیم میشوند:
1.مارپیچی های عادی | 2.مارپیچی های میله ای. در مورد مارپیچی های عادی، دو بازو بی واسطه از هسته کهکشان، پیچش خود را شروع میکنند. در مورد مارپیچی های میله ای، دو بازو نخست به خط مستقیم از مرکز خارج میشوند و سپس به پیچیدن می اغازند.

کهکشان های رادیویی ::.

همه کهکشان ها امواج رادیویی گسیل میکنند. ولی برخی گسیلنده هایی فوق العاده قوی اند که صدها هزار برابر بیش از کهکشان های معمولی، امواج رادیویی به فضا میفرستند.

از چشمه های فوق العاده قوی یکی 19N 40a ( 19 یعنی بعد 19 ساعت، N معرف کاتلوگ اتحادیه بین المللی نجوم و 40A به معنی میل 40 درجه شمالی و حروف ترتیب A است ) که نامه متداول ان دجاجه A است. شدت تابش ان از مرتبه 10 میلیون برابر کهکشان ما یا کهکشان بزرگ امره المسلسله است. زمانی مطرح شد که این شدت های عظیم تابش در نتیجه برخورد دو کهکشان با هم است ولی مطالعات اماری دال بر ان اند که احتمال چنین برخورد هایی نزدیک به صفر است.

در حال حاضر بهترین تغییر این است که این گسیلش رادیویی از ابرهای گازی میاید که منشا انها انفجارهایی در نواحی مرکزی کهکشان های بیضوی غول پیکر است؛ انفجار هایی که احتکالا یک میلیون مرتبه شدیدتر از انفجار ابر نواختری اند. این ابرهای گاز، که غالبا دو به دو اند، با میدان های مغناطیسی که ده ها هزار سال نوری از بخش از بخش روشن کهکشان فاصله دارند، به کنش متقابل می پردازند، و موجب گسیل شدید امواج رادیویی میشوند.

کهکشان های فعال ::.

این کهکشان ها، مقدار عظیمی انرژِی از ناحیه کوچک مرکزی خود، که هسته نامیده میشود، گسیل میکنند. از این رو نام دیگر انها، هسته های کهکشانی فعال ( به اختصار AGN ) است. این نام، مشتمل بر انواع کهکشان های پر انرژِی است: کهکشان های سی فرت؛ اجرام BL - سوسمار ، و اختر نماها . تصور میشود که چشمه انرژِ عظیم همه این اجرام، سرریزه ناده به سیاه چاله ای بسیار پرجرم در مرکز کهکشان فعال است.

کهکشان M87 در مجموع کهکشان های سنبله به فاصله 50 میلیون سال موری از ما قرار دارد. این کهکشان غول اسا که نزد اختر شناسان رادیویی به سنبله - A موسوم است. نه تنها نیرومند ترین چشمه رادیویی سنبله است، از چشمه های قوی پرتو 5487 X هم به شمار میرود. قطر ناحیه فعال مرکزی M87 فقط 45 روز نوری است. مدار ستاره های این ناحیه مرکزی تحت سیطره جرم عظیمی است که 5 بیلیون برابر جرم خورشید است.

کهکشان بیضوی قنطروس A در نیمکره جنوبی، کهکشان فعالی است که از هسته ان تابش X و رادیویی، به شدت تمام گسیل میشود.

بیشتر کهکشان های فعال رادیویی، شکلی بیضوی یا نامنتظم دارند. اما در مرکز برخی ار کهکشان ها مارپیچی نزدیک به هم یک 5487هسته فعال پرنور را میتوان تشخیص داد. این کهکشانها، کهکشان های سی فرت نام دارند. در حدود یک هزار کهکشان سی فرت شناخته شده است.

---

قسمت های بعدی : اختر نماها

مطالعه کهکشان ما به کمک خوشه های کروی ::.

روش دیگر بر اندازه کهکشان ما، روش مبتنی بر خوشه های ستاره ای کروی است. خوشه کروی، چنان که از نامش برمی اید، انبوهی از ستارگان است که به شکل کره ای گرد هم امده اند.

یکی از زیباترین خوشه های کروی، که به دشواری با چشم برهنه دیده میشود، M13 در صورت فلکی جاثی است. مطالعات تلسکوپی اشکار میسازد که این خوشه کروی احتمالا از بیش از 500000 ستاره تشکیل شده است که 50000 انرا تک تک میتوان شمرد. عده باقیماند را فقط میتوان تخمین زد، زیرا به قدری نزدیک به یکدیگراند که شمردن انها امکان پذیر نیست.

بسیاری از خوشه کروی دارای ستاره های RR - شلیاقی اند.( در میان ستاره های خوشه های دیگر، متغیر های قیفاوسی II هم یافت میشود ).پیش تر دیدیم که محاسبه فاصله خوشه ای که یک متغیر RR - شلیاقی دارد چقدر اسان است. برای این کار از نکات زیر استفاده می کنیم :
1.اطلاع از این که M برای یک ستاره RR - شلیاقی همواره برایر 6/0 + است.

2.به کار بردن مقدار متوسط قدرهای رصد شده ستاره به جای M.

مطالعه فاصله بیش از یکصد خوشه کروی معلوم کرده است که توزیع ان ها به صورت گویی گرداگرد کهکشان ما است و راه کهکشان این گوی راه به دو نیمه میکند.قطر این گوی کاملابا قطر راه کهکشان ( 100000 سال نوری ) مطابقت دارد، و این امر، دانش ما را از اندازه کهکشان تایید میکند.

دوران کهکشان ما ::.

شکل کهکشان ما حاکی از ان است که دوران میکند؛ در واقع امکان ندارد که کهشان بتواند بدون دوران به صورت یک قرص مسطح باقی بماند. محور دوران، عمود بر صفحه استوای کهکشان است. این حرکت کلی کهشان، بر حرکات انفرادی ستاره های ان افزوده میشود؛ واز این لحاظ به دوران زمین بر گرد محورش شباهت دارد، در حالی که انواع گوناگون حرکت بر سطح ان صورت میپذیرد. ولی تفاوت زیادی میان این دو دوران موجود است. کهکشان به صورت یک جسم صلب دوران نمی کند. ستاره ها به دور مرکز کهکشان، کم و بیش چون سیارات بر گرد خورشید دوران میکنند؛ ستاره هایی که نزدیک به مرکز کهکشان اند با سرعت های مداری زیاد و ستاره هایی که دور از مرکز اند با سرعت های کم حرکت میکنند. سرعت مداری خورشید 260 کیلومتر بر ثانیه است. چنین به نظر میرسد که ستاره های نزدیک به مرکز کهکشان، خورشید پشت سر میگذارند. ستاره هایی که به کناره کهکشان نزدیکتر اند سرعت کمتری دارند. ستاره اخیر ، نسبت به خورشید، در جهت عکس حرکت میکنند.

البته دوره تناوب این حرکت های انتقالی به فاصله ستاره از مرکز بستگی خواهد داشت. 224000000 سال طول میکشد تا خورشید یک دور کامل را بپیماید.

---

قسمت های بعدی : مطالعه کهکشان به کمک تلسکوپ ها رادیویی | ساختار کهکشان ما | ماده تاریک در هاله کهکشان

کهکشان امراه المسلسله ::.

در گروه محلی کهکشان ها، کهکشان بزرگ امراه المسلسله ( که به M31 یا NGC 224 معروف است ) شایسته توجه خاص است - توجهی که معمول شباهت بسیار زیاد ان به کهکشان ما است و درباره ان اطلاعاتی را در اختیار ما قرار میدهد.

این کهکشان، اگرچه بزرگتر از کهکشان ما است ( تقریبا دو برابر )، ولی از فاصله 2500000 سال نوری چون لکه ابر مانند کم سویی از قدر ظاهری 3/4 به چشم برهنه میاید.

زیبایی این کهکشان در عکس هایی اشکار میشود که با زمان عکس برداری طولانی گرفته شده اند. در این عکس ها کهکشان چون قرص بیضوی کم ضخامتی به نظر میرسد که با خط دید زاویه 15 درجه میسازد. مرکز بیضی، فوق العاده پرنور است و با دو بازوی مارپیچی احاطه شده است که بیش از 4 بار هسته را دور میزنند. بازو ها شامل تعداد زیادی سحابی است.

تفکیک بازوهای مارپیچی به ستارگان منفرد مدت ها پیش در سال 1923 صورت گرفت، اما تلاش هایی که برای تشخیص ستاره های مجزا مرکزی به عمل امد تا بیست سال بعد از ان نافرجام ماند. مرکز کهکشان در همه عکس ها به صورت توده روشنی بود بدون هیچ گونه جزئیات.

توده روشن مرکزی در سال 1943 با موفقیت تفکیک شد. برای این کار به جای صفحات عکاسی معمولی که تا ان زمان به کار برده میشد و نسبت به نور ابی حساس بود، از نوع جدیدی صفحه عکاسی که نسبت به نور سرخ حساس است استفاده شد. بر روی این نوع جدید صفحات عکاسی، ستاره ها به وضوح تمام به واحد های متفاوتی تفکیک شدند. این کشف پیامد های تازه ای نیز داشت که مهم ترین شان این بود که ستاره ها را میتوان به دو گروه کلی تقسیم کرد: 1.جمیت های ستاره ای I | 2. جمعیت های ستاره ای II.

ستاره های جمعیت I 5487معمولا در بازو های کهکشان های مارپیچی و نیز در کهکشان های نامنتظم نظیر ابرهای ماژلان یافت میشوند. صفت ممیزه این گروه از ستارگان این است رنگ انها ابی و دمای سطحی انها زیاد است.

ستاره های جمعیت II معمولا در خوشه های کروی، کهکشان های بیضوی و نیز در مراگز کهکشان مارپیچی یافت میشوند. پرنورترین ستاره های این گروه، ابی رنگ و سوزان نیستند بلکه سرخ و سرد اند.

در کهکشان امراه المسلسله صدها نواختر کشف شده است که بیشتر انها در نزدیکی مرکز کهکشان است. ام چیزی که شایسته توجه خاص است ابر نواختری است که در 1885 مشاهده شده است.

این کهکشان به سرعتی نزدیک به 300 کیلومتر دز ثانیه به خورشید نزدیک میشود، ولی بخش اعظم این سرعت مربوط به دوران کهکشان خود ما است که منظومه شمسی را با سرعت نزدیک به 320 کیلومتر در ثانیه به کهکشان امراه المسلسله نزدیم میکند.

کهکشان های دور دست ::.

بیست و سه کهکشانی که گروه محلی را تشکیل میدهند، جز کسر ناچیزی از همه جهان - جزیره هایی که شمارشان به بیش از 10 هزار میلیمون براورده میشود نیستند.

تلسکوپ 5 متری کوه پالومار میتواند کهکشان هایی را رصد کند که تا 2بیلیون سال نوری از ما فاصله دارند. در این فاصله بیش از 2 هزار میلیون کهکشان وجود دارد.

تکنیک هی جدیدی برا کسر و حذف اثر های مربوط به اسمان شب در دهه های 1970 و 1980 ابداع شد که در انها از جستجوگرهای لامپ تصویر و دوربین های CCD و کامپیوتر استفاده میشود. دانشمندان توانسته اند با ترکیب دوربین ها CCD و کامپیوتر کهکشان هایی را در فواصل بیش از ده هزار میلیون سال نوری بیابند، در این کار از تلسکوپ فضایی هابل 5487 و تلسکوپ های کک استفاده سده است.

کهکشان ها به طرز تصادفی در فضا توزیع نشده اند، بلکه دسته دسته، گروه ها یا مجموعه هایی را تشکیل میدهندکه از چند ده تا هزاران کهکشان را شامل میشوند. گروه محلی، مجموع کهکشانی کوچک و کم تعدادی است.

فراتر از گروه محلی، نزدیکترین مجموعه کهکشانی، مجموعه سنبله است که بیش از 2هزار کهکشان دارد. فاصله اش از ما، 75 میلیون سال نوری است. سه کهکشان بیضوی غول اسا، M84 , M86 , M87 در این مجموعه اند.

مجموعه کهکشانی گیسوان برنیس، در سمت صورت فلکی گیسوان برنیس، مجموعه عظیمی از هزاران کهکشان و فاصله اش از ما 35 میلیون سال نوری است.

---

قسمت بعدی: طبقه بندی کهکشان ها | کهکشان های رادیویی | کهکشان های فعال

کهکشان های دیگر ::.

مقدمه ::.

کهکشان ما در عالم افلاک، تنها نیست. در عالم، احتمالا بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد. نام های گوناگون بر این کهکشان ها نهاده شده است. زمانی انها را جهان - جزیره نامیدند ( که منظور این است که جهان سرار، اکنده از جزیره هایی شبیه راه کهکشان است ). سحابی برون - کهکشانی نام دیگر انها بود ( هرچند که انها خود کهکشانیی متشکل از ستاره های بسیار اند و سحابی نیستند ).

برخی از کهکشانها نسبتا به ما نزدیک اند و بعضی بسیار دور.

ابر بزرگ ماژلان ::.

کهکشانی که از همه به ما نزدیکتر است، ابر بزرگ ماژلان است که فاصله ان کمتر از 150000 سال نوری است و با چشم برهنه در صورت فلکی ماهی طلایی نزدیک به قطب جنوب سماویی دیده میشود. به لحاظ شکل یک بیضی نا منتظم است. ابعاد ان، به چشم، در حدود 12 درجه در 4 درجه است. در واقع طول قطر بزرگ ان 30000 سال نوری است.

ابر بزرگ ماژلان حاوی اجرام جالب توجه زیادی است. از ان جمله در حدود 1500 متغیر قیفاوسی، بیش از یکصد چشمه ی قوی و مجزای رادیویی و نیز سحابی بزرگ حلقه زده که نام دیگرش 30ماهی طلایی است. شایسته توجه است.30 ماهی طلایی بزرگترین سحابی گازی و بسیاری بزرگتر از سحابی بزرگ جبار است.روشنی فوق العاده ان بسی اشکار تر میبود اگر در کهکشان ما جای داشت. در واقع اگر 30ماهی طلایی به فاصله جبار از ما میبود، 30 بار روشن تر از شعرای یمانی به نظر میرسید.

ستاره S - ماهی طلایی در ابر بزرگ ماژلان، بی شک درخشان ترین ستاره شناخته شده و یکی از ستارگان موسوم به "متغیر نامنظم" است. این ستاره به هنگام حداکثر روشنی 600000 بار ( و بنا بر بعضی محاسبات 2000000 بار ) پرنورتر از خورشید است.

ابر بزرگ ماژلان با سرعتی بیش از 250 کیلومتر 5487در ثانیه از ما دور میشود.

ابر کوچک ماژلان ::.

فاصله تخریبی ابر کوچک ماژلان 180000 سال نوری است که انرا اندکی دورتر از ابر بزرگ ماژلان قرار میدهد؛ با چشم برهنه در صورت فلکی توکان، نزدیک قطب جنوب اسمان دیده میشود. اما قطر ان فقط نصف قطر ابر بزرگ ماژلان است. باید به یاد داشت که مطالعه قیفاوسی ان به کشف منحنی دوره تناوب - قدر مطعلق انجامید. این "ابر" شمال تعداد زیادی ستاره کم سو از قدر 11 تا کم سو ترین ستاره ها شناخته شده است.

علاوه بر این یک یا چند ستاره دوتایی پرتو - X * 5487نیز دارد.

سرعت دور شدن ابر کوچک ماژلان به اندازه قابل ملاحظه ای کمتر از سرعت ابر بزرگ ماژلان و تقریبا برابر 160 کیلومتر در ثانیه است. ابر های بزرگ و کوچک ماژلان اغلب اوقات، اقمار کهکشان ما به شمار میروند.

گروه محلی کهکشان ها ::.

چنین به نظر میرسد که راه کهکشان یکی از اعضای مجموعه ای از کهکشان ها موسوم به گروه محلی است.

کهکشان ما در یک سر این مجموعه است و M13 ، کهکشان صورت امراه المسلسله در سر دیگر. در این گروه 23 کهکشان وجود دارد. دخشندگی بیشتر این کهکشان ها اندک است و تنها به دلیل نزدیکی ان ها است که دیده میشوند.

برخی از اعضا گروه محلی در جدول زیر امده اند:

5487نام کهکشان	5487نوع کهکشان	5487فاصله ( بر حسب سال نوری )
5487کهکشان ما ( راه شیری )	5487مارپیچی	54870
5487ابر بزرگ ماژلان	5487نا منتظم	5487150000
5487ابر کوچک ماژلان	5487نا منتظم	5487180000
5487M31 ، امراه المسلسله	5487مارپیچی	54872000000
5487NGC 205 ، امراه المسلسله	5487بیضوی	54872000000
5487M32 ، امراه المسلسله	5487بیضوی	54872000000
5487M33 ، مثلث	5487مارپیچی	54872000000

---

قسمت های بعدی : کهکشان امراه المسلسله | کهکشان های دور دست

مطالعه کهشان ما به کمک تلسکوپ های رادیویی ::.

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

مطالعه توزیع ئیدرژن در کهکشان ما، اندازه و شکل ان را، به صورتی که از روش های پیشین به دست امده، تایید میکند.

تحقیقاتی که با استفاده از امواج 21 سانتیمتری اتجام شده است حاکی از ان است که بخش عمده این ئیدرژن محدود به لایه نسبتا نازکی به قطر 1000 سال نوری است که ظاهرا در بعضی نواحی، خاصه در بازوهای مارپیچی، متمرکز است.

ساختار کهکشان ما ::.

در یک تصویر کلی، کهکشان ما از سه قسمت تشکیل شده است:
1. صفحه کهکشان | 2. هاله کهکشان | 3. هسته کهکشان.

صفحه کهکشان یا قرص کهکشان ناحیه ای است به قطر 100000 سال نوری و ضخامت متوسط تقریبا 2000 سال نوری. خورشید، بازوهای مارپیچی، خوشه های کروی باز، گاز و غبار کهکشانی و ناحیه های HII ( ئیدرژن یکبار یونیده ) و ستاره های پرنور و جوان که فراوانی عناصر سنگین در انها نسبتا زیاد است، همه در قرص کهکشان جای دارند. وجود ستاره های جوان در قرص کهکشان، معمول وجود گاز و غبار در این ناحیه است. چنان که دیدیم ویژگی هندسی صفحه کهکشان، ساختار مارپیچی ان است که در میانه قرن بیست، به کمک مطالعات نجوم رادیویی کشف شد.

هاله کهکشان رادیویی است که عمدتا به وسیله خوشه های کروی اشغال شده است. این ناحیه کم و بیش شکل کروی دارد و قطر ان در حدود یکصد هزار سال نوری است. در هاله کهکشان علاوه بر خوشه های کروی، توزیع پراکنده ای از ستاره های منفرد هم وجود دارد. هاله فهقد ناحیه HII است. ستاره های هاله همگی ستاره های پیر، از رده سنی 5 تا 15 بیلیون سال و با فراوانی ناچیز عناصر سنگین اند.

هسته کهکشان برامدگی مرکزی کهکشان است که قطری در حدود 10000 سال نوری دارد. غبار میان ستاره ای موجود در قرص کهکشان، رویت هسته کهکشان را در طول موج های مرئی ناممکن ساخته است. از این رو مطالعه هسته به روش رادیویی و تابش X و گاما انجام میگیرد. وجود این تابش ها حکایت از وقوع رویداد های قهر امیز در مرکز کهشان میکند.

ماده تاریک در هاله کهکشان ::.

بخش اعظم ماده هاله کهکشان ما ( و کهکشان های دیگر ) نامرئی است. این ماده پنهان به صورت ستاره نیست. به صورت گاز هم نیست زیرا از طریق امواج رادیویی اشکار میشود. غبار هم نمیتواند باشد، چون نور های کهکشان دور دست را از لابلای هاله کهکشان میتوان دید. منجمان وجود این ماده پنهان را ( که ماده تاریک نام گرفته است ) از مدت ها پیش حدس میزدند. ام گمان نمیبردند که این قدر زیاد باشد! سرعت دوران ستاره های بیرونی در کهکشان ما و کهکشان های دیگر حکایت از وجود این ماده پنهان میکرد. اهنگ دوران ستاره ها به دور مرکز یک کهکشان بستگی به توزیع ماده در کهکشان دارد. اما حرکت مشهود ستاره های بیرونی کهکشان ها تندر از ان است که جرم کل اجرام مرئی و متعارف کهکشان جوابگوی ان باشد. اندازه گیری متعدد سرعت ستاره ها دال بر ان است که در کهکشان ما ( راه شیری )، نه 5487 دهم ماده، ماده تاریک است. مسئله ماده تاریک صرفا گریبانگیر کهکشان ما نیست بلکه مسئله حل نشده همه کهکشان ها و در واقع مسئله کل عالم است!!

---

بخش بعدی : کهکشان های دیگر

کهکشان ما ::.

مقدمه ::.

خورشید و دیویست بیلیون ستاره دیگر، به اضافه مقدار زیادی ماده میعان ستاره ای، به اضافه تعداد زیادی سحابی، ساختار بسیار بزرگی را می سازند که به کهکشان ما ( راه شیری یا راه کهکشان ) موسوم است.

مطالعه توزیع ستاره ها در کهکشان ما نشان داده است که این مجموعه عظیم به قرص کم و بیش پهن شده ای شباهت دارد. در حقیقت ان را اغلب اوقات به یک سنگ اسیاب یا یک عدسی دو سوکوژ تشبیه میکنند.

کهکشان ما، چون از بالا نگاه شود، دایره ای شکل به نظر می رسد و ستاره ها در ان الگویی مارپیچی را پدید می اورند. چون از کنار به ان نظر می شود.، نازک بودن ان اشکار میگردد.

قطر کهکشان ما تقریبا 100000 سال نوری است.حداکثر ضخامت ان در حدود 10000 تا 15000 سال نوری بر اورده شده است.

خورشید با منظمه سیاراتش، جایگاه بی اهمیتی را در ان اشغال میکند. منظومه شمسی به فاصله تقریبی 30000 سال نوری از مرکز و خیلی نزدیک به صفحه استوای کهکشانی قرار گرفته است.

چون از سیاره کوچک خود به این انبوه ستارگان نگاه کنیم، دو منظره متمایز خواهیم دید. در امتداد موازی با قطب کهکشان، به دلیل نازک بودن کهکشان، ستاره ها بر زمینه ای کهکشان دیده می شوند. دید موازی با صفحه استوای کهکشان متفاوت است. ستاره های نزدیکتر بر نور نورانی کمسویی ( راه کهکشان یا راه شیری ) دیده می شوند که محصول نور بیلیون ها ستاره موجود در قسمت ضخیم کهکشان ما است. پس این نوار نورانی، از امتداد صفحهاستوای کهکشان ما حکایت میکند.

مطالعه کهکشان ما به کمک شمارش ستاره ها ::.

شکل و ابعاد کهکشان ما، بدوا" از مطالعه تعداد ستاره ها به دست امده است.

تحقیقات منجم هلندی یا کوبوس کاپتین از نخستین تلاش هایی بود که در این راه انجام شد. روش او از چهار مرحله تشکیل میشود:
1.تعیین تعداد نسبی ستارگان از هر قدر مطلق، در حول و حوش خورشید.

2.قبول این که همین اعداد نسبی، یعنی همین ترکیب در فضای دور از خورشید هم درست است.

3.محاسبه این که در هر امتداد چند ستاره از هر گروه باید وجود داشته باشد تا عده و قدر های واقعی ستارهای ان زاویه خاص توضیح داده شود و از این راه فاصله تا لبه کهکشان در ان امتداد معلوم گردد.

4.انجام همین محاسبه در همه امتداد ها تا شکل تقریبی کهکشان به دست اید.

بررسی هایه جدید، تصیحی را در محاسبات کاپتین به خاطر اثر ماده 5487 میان ( ستاره ای وارد میکند و شکل کهکشان به صورت عدسی دوسو ) کوژ به قطر 100000 سال نوری به دست میابد.

---

قسمت هایه بعدی بخش کهکشان : مطالعه کهکشان ما به کمک خوشه های کروی | دوران کهکشان ما