X بستن تبلیغات
X بستن تبلیغات
header
متن مورد نظر

کهکشان

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

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 ۱۰۰۰۰۰ میلیارد سال ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا ۳ میلیون سال نوری عرض دارند و شامل بیش از ۱۰۰۰ میلیارد ستاره هستند.
اشکال کهکشانها بر اساس شیوه‌ای طبقه بندی می‌شود که طبق شیوه طبقه بندی ستاره شناس آمریکایی ، ادوین هابل (۱۹۵۳- ۱۹۸۶) ، 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.

کهکشان     

 

 


 

 

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 ۱۰۰۰۰۰ میلیارد سال ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا ۳ میلیون سال نوری عرض دارند و شامل بیش از ۱۰۰۰ میلیارد ستاره هستند.
اشکال کهکشانها بر اساس شیوه‌ای طبقه بندی می‌شود که طبق شیوه طبقه بندی ستاره شناس آمریکایی ، ادوین هابل (۱۹۵۳- ۱۹۸۶) ، 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.

کهکشان بیضوی

کهکشانهای نامنظم هیچ شکل یا ساختار منظمی ندارند، آنها دارای جرم بیشتری از کهکشانهای دیگر هستند و بیشتر ستاره‌های موجود در آنها دارای طول عمر کم و درخشان می‌باشند. با وجود اینکه بسیاری از کهکشانهای نا منظم در بر گیرنده نواحی تابان گازی هستند که ستاره‌ها در آنها شکل می‌گیرند، بیشتر گاز میان ستاره ای کهکشانها بایستی متراکم شوند تا ستاره‌های جدیدی بوجود آورند. حدود ۵% از هزار کهکشان درخشان را کهکشانهای نا منظم تشکیل می‌دهند. این در حالی است که یک چهارم کهکشانهای شناخته شده نیز کهکشانهای نامنظم هستند.

کهکشانهای مار پیچی

کهکشانهای مارپیچی دارای بازوهایی هستند که شکلی مارپیچی در اطراف بر آمدگی مرکزی یا هسته ، قرصی ایجاد می‌کنند که چرخش هسته با چرخش بازوهای آن همراه می‌شود. جوانترین ستاره‌های کهکشانهای مارپیچی در بازوهای کم توده یافت می‌شوند و ستاره‌های کهن اکثرا در هسته متراکم قرار دارند. کهنترین ستاره‌ها در هاله‌های کروی پراکنده قرار دارند و اطراف قرص کهکشانی را فرا گرفته‌اند. بازوهای مذکور همچنین دارای غبار و گاز فراوانی هستند که منجر به تشکیل ستاره‌های جدید می‌شود.

کهکشان مارپیچی میله ای

یک کهکشان مارپیچی میله‌ای دارای یک هسته برآمدگی مرکزی کشیده شده و میله‌ای شکل است. همزمان با چرخش هسته اینطور به نظر می‌رسد که در هر سوی هسته یک بازو نیز می‌چرخد. برخی ستاره شناسان عقیده دارند کهکشان راه شیری نیز یک کهکشان مارپیچی میله‌ای است. شکل کهکشانهای مارپیچی و کهکشانهای مارپیچی میله‌ای متغیر است.

از کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی بزرگ با بازوهای نه چندان بهم پیوسته تا کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی کوچک و بازوهای آزاد. گر چه کهکشانهای مارپیچی و مارپیچی میله‌ای پیش از این به عنوان دو نوع کهکشان متفاوت طبقه بندی می‌شدند، ولی امروزه ستاره شناسان آنها را مشابه می‌دانند.

کهکشانهای بیضوی

کهکشانهای بیضوی از نظر شکل ، از شکل بیضی‌گون (شبیه توپ فوتبال امریکایی) تا شکل کروی متغیر هستند و اشکالی ما بین این دو نیز یافت می‌شوند. بر خلاف کهکشانهای دیگر که نوری آبی از ستاره‌های فروزان و کم عمر منعکس می‌کنند، کهکشانهای بیضوی زرد رنگ بنظر می‌رسند. علت این امر توقف شکل گیری ستارگان در این کهکشانها می‌باشد که در نتیجه تقریبا تمام نور آنها از ستاره‌های غول سرخ که دارای طول عمر زیادی هستند تأمین می‌شود.

 

کهکشانهای فعال و غیر عادی

از تمام کهکشانها میزان معینی تشعشع الکترومغناطیسی ساطع می‌شود. برخی کهکشانها ، به طرز غیر عادی ، مقادیر زیادی تشعشع تابش می‌کنند. این کهکشانها ، کهکشانهای فعال نامیده می‌شوند. انرزی آنها از منبعی با جرم بسیار زیاد اما به هم فشرده که در مرکز کهکشان فعال قرار دارد تأمین می‌شود.

انرژی اغلب بصورت اشعه ایکس ، موج رادیویی و همچنین نور است و میزان انرژی آزاد شده به قدری زیاد است که نمی‌توان تصور کرد ستاره‌ها آنرا بوجود آورده باشند. ستاره شناسان بر این عقیده اند که تنها جسمی که قادر است این مقدار انرژی را ازاد کند یک حفره سیاه فوق العاده پر جرم است. بنابر این، علت اینکه برخی کهکشانها از جمله کهکشان خودمان انرژی نسبتا کمی آزاد می‌کنند این است که حفره سیاه مرکزی کوچکی را در میان گرفته‌اند.

کوازارها

بنظر می‌رسد که کوازارها (شبه ستاره‌ها) هسته فعال کهکشانهای دور دست باشند. آنها درخشانترین ، سریعترین و دورترین اجرام شناخته شده در جهان هستند. کوازارها همانند ستارگان از سطح زمین به مثابه یک نقطه نورانی خیلی ریز دیده می‌شوند. اگر چه کوازارها فقط به اندازه منظومه شمسی هستند، نور برخی از آنها مسافتی در حدود ۱۰ میلیارد سال نوری را طی می کند تا به ما برسد. ما برای اینکه بتوانیم چنین اجرام دوری را شناسایی کنیم نیاز به تابش زیاد نور آنها داریم. تشعشع انرژی بعضی از کوازارها حدود ۱۰۰ برابر تشعشع کهکشانهای عظیم است.

با گسترش جهان کوازارها که در لبه خارجی آن قرار دارند بسرعت از زمین فاصله می‌گیرند. دورترین کوازارهایی که قابل رویت حدود ۱۲ میلیارد سال نوری در جهت انتهای قابل مشاهده جهان قرار دارند. بخاطر زمان زیادی که طول می‌کشد تا نور کوازارها به زمین برسد، این کهکشانها ستاره شناسان را قادر می‌سازند تا جهان را در اولین مراحل شکل گیری ، مورد مطالعه قرار دهند. کوازارها فوق العاده درخشان و در عین حال بسیار مهم فشرده می‌باشند. در مقایسه با گستره کهکشان راه شیری که ۱۰۰۰۰۰ سال نوری می‌باشد، کوازارها قطری معادل چند روز یا هفته نوری را تشکیل می‌دهند.

کهکشانهای رادیویی

تمامی کهکشانها ، موج رادیویی ، نور قابل رویت و انواع تشعشع از خودشان تولید می‌نمایند. انرژی رادیویی یک کهکشان رادیویی خیلی متراکمتر از انرژی کهکشانهای معمولی است. این انرژی از دو قطعه خیلی بزرگ ، یا ابرهای عظیم الجثه متشکل از ذرات در حال دور روشن از کهکشانها تشتشع می‌یابند.

این ابرهای عظیم از فورانهای گازی که از مرکز کهکشان با سرعتی معادل یک پنجم سرعت نور خارج می‌شوند، در آسمان شکل می‌گیرند. به نظر می‌رسد که فوران این انرژی عظیم توسط یک حلقه پیوستگی صورت می‌گیرد که یک حفره سیاه خیلی متراکم را در بر می‌گیرد و در مرکز کهکشان واقع است. از هر یک میلیون کهکشان فقط یکی از آنها یک کهکشان رادیویی است.

تصادم کهکشانها

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.

مرگ بزرگترین ستاره کهکشان راه شیری

بزرگ ترین ستاره کهکشان ما در داخل یک پیله قرار دارد و این پیله به شکل توپ راگبی است. از سال ۱۸۹۱ تا به حال ستاره ETA Carinae متحمل انفجارهایی تماشایی شده است. ستاره شناسان از اتفاق هایی که در این ستاره غول آسا روی می دهد، بسیار متعجب شده اند.

با وجود تلاش بسیار زیاد دانشمندان، جزئیات این ستاره ناپایدار به خاطر فاصله بسیار زیاد آن از زمین، تا به حال فاش نشده است. این ستاره عظیم که در فاصله ۷۵۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد، توسط توده های عظیمی از گاز و گرد و غبار کهکشان راه شیری احاطه شده است.دو توده ابری بزرگ به شکل قارچ از این ستاره خارج شده است که هر کدام از این توده های ابرمانند، صدها برابر بزرگ تر از کل منظومه شمسی ما هستند.

اما اخیرا و برای اولین بار به کمک تداخل سنجی مادون قرمز با استفاده از ابزار VINCI امکانات جدیدی برای بررسی هرچه دقیق تر ستاره فراهم شده است. یک تیم بین المللی از ستاره شناسان به کمک ابزار جدید، روی قسمت های داخلی ناحیه ابرمانند متمرکز شدند. روی وان بوکل (Roy Van Bockel) رهبر تیم مذکور می گوید: نتایج به دست آمده از مشاهدات اخیر نشان می دهد که گازهای اطراف ستاره به شدت در حال امتداد یافتن هستند. از طرف دیگر خود ستاره هم به خاطر چرخش بسیار سریع به دور خودش، بسیار ناپایدار شده است.

ETA Carinae درخشانترین ستاره شناخته شده در کهکشان راه شیری است و می توان گفت که یک ابرغول واقعی است. این ستاره ۱۰۰ بار سنگین تر از خورشید است، اما درخشندگی آن ۵ میلیون برابر خورشید است.

اکنون این ستاره به آخرین مرحله از زندگی خود نزدیک شده است و لحظه به لحظه فوران های مهیبی را تحمل می کند. یکی از انفجارهای بزرگ در سال ۱۸۴۱ روی داد و باعث شد که توده ای ابری به شکل دو قطبی زیبایی ایجاد شود. توده مذکور را Homunculus می نامند.

در شبی که انفجار مذکور روی داد، ETA Carinae دومین ستاره درخشان در آسمان آن شب بود، و تنها ستاره روشن تر از غول بزرگ ستاره شباهنگ (Sirius) بود.این ستاره چنان بزرگ است که اگر در مرکز منظومه ما واقع می شد مرکز منظومه تا مدار مشتری را به خود اختصاص می داد.

البته این اندازه بزرگ گاهی هم دچار تغییر می شود، زیرا لایه های بیرونی ستاره پیوسته در حال پرتاب شدن به فضا هستند. علت این واقعه، فشار ناشی از برخوردهای فوتونی مربوط به اتم های گازی داخل ستاره است.می دانیم که بسیاری از ستارگان و از جمله خورشید رفته رفته جرم خود را از دست می دهند و انرژی را به صورت بادهای ستاره ای تابش می کنند.

اما کاهش جرم در ستاره ابرغول بسیار فشرده تر از حد معمول است. این ستاره در هر سال جرمی معادل ۵۰۰ برابر جرم زمین را از دست می دهد. در این حالت بسیار سخت است که میان خود ستاره و ابرهای گازی که اطراف ستاره را در بر گرفته است، مرزی قایل شد. VINCI NAOS- CONICA دو دستگاه حساس به تابش پرتو مادون قرمز هستند که روی تلسکوپ بزرگ ESO در رصدخانه پارانال (Paranal) نصب شده اند. با استفاده از این ابزارها، ناحیه اطراف ستاره که همان محوطه گازی است، مورد بررسی قرار گرفت.

ستاره شناسان با مشاهده داخلی ترین قسمت های ناحیه ابری اطراف ستاره، توانستند بعضی از ترکیبات این محوطه را شناسایی کنند.تیم ستاره شناسان ابتدا از دوربین اپتیکی قابل تنظیم ابزار NAOS- CONICA که روی یک تلسکوپ ۲/۸ متری نصب شده است برای تصویربرداری از فضای اطراف ستاره استفاده کردند.

تصویر حاصل از این روش نشان داد که ناحیه مرکزی توده سحابی از ماده ای پر شده است که شبیه یک چشمه نور نقطه ای به نظر می رسد و اطراف آن را حباب های نورانی بسیار زیادی فرا گرفته است. در قدم بعدی برای به دست آوردن منظره ای واضح تر، ستاره شناسان از تداخل سنجی استفاده کردند.

در این تکنیک از دو یا چند تلسکوپ برای به دست آوردن تفکیک زاویه ای استفاده می شود. اگر از تکنیک فوق استفاده نشود برای به دست آوردن تفکیک زاویه ای مشابه باید تلسکوپی به قطر فاصله میان تلسکوپ های به کار رفته استفاده شود. برای بررسی دقیق روشنایی ستاره، تلسکوپ های ۲/۸ متری کارایی لازم را نداشتند و همین امر باعث روی آوردن ستاره شناسان به استفاده از تداخل منبع VINCI بود.
طی شب های متعددی، دو تلسکوپ کوچک ستاره ETA Carinae را زیرنظر داشتند و پرتوهایی را که از ستاره دریافت می کردند به یک کانون مشترک می تاباندند. با این ترفند، سنجش اندازه زاویه ای این ستاره میسر شد. با این روش ها دانشمندان توانستند که در تصاویر گرفته شده ناحیه مربوط به فضای ابری اطراف ستاره را شناسایی کنند و با حذف آن از تصویرهای به دست آمده شکل واقعی ستاره نمایان شد.

با استفاده از تکنیک های نوین ستاره شناسان موفق شدند اطلاعات فضایی را در مقیاس ۰۰۵/۰ آرک ثانیه با جزئیات کامل به دست آورند این مقدار معادل ۱۱ واحد نجومی است و هر واحد نجومی برابر ۱۶۵۰ میلیون کیلومتر است. با این محاسبات بود که معلوم شد اندازه واقعی شعاع ستاره از مرکز منظومه ما تا مدار مشتری است.

اگر بخواهیم مثالی ساده برای درجه تفکیک به دست آمده بزنیم می توان گفت که این کار ستاره شناسان معادل تشخیص یک تخم مرغ از توپ بیلیارد از فاصله ۲۰۰۰ کیلومتری است.مشاهدات VLTI مایه تعجب هرچه بیشتر ستاره شناسان شد. آنها دریافتند که گاز اطراف ستاره به طرز شگفت آوری در حال امتداد یافتن است. این امتداد متقارن نیست و در طول دو محور انجام می شود، به طوری که امتداد در راستای یکی از محورها یک ونیم برابر محور دیگر است.

باتوجه به تئوری های جاری، ستاره ها بیشتر جرم خود را در ناحیه استوایی از دست می دهند. این وضعیت به این خاطر است که در ناحیه استوایی گاز خارج شونده از ستاره به خاطر نیروی گریز از مرکز شتاب بیشتری به دست می آورد.
اگر وضعیت گفته شده درباره ETA carinae هم درست باشد، باید محور چرخش ستاره که از قطب های ستاره می گذرد، عمود بر ابر قارچی شکل باشد. اما از طرف دیگر غیرممکن به نظر می رسد که ابرهای قارچی همانند پرهای چرخ در اطراف ستاره باشند درواقع توده گازی خارج شده از ستاره در سال ۱۸۴۱ به شکل حلقوی یا هلالی بود.سرنوشت این قبیل ستاره های بزرگ توسط نظریه پردازان پیش بینی شده است. فرض قوی این است که ستاره به خاطر چرخش سریع از حالت کروی خارج خواهد شد و پهن تر خواهد شد در نتیجه نقاطی که به مرکز ستاره نزدیک تر می شوند بیشتر گرم می شوند، زیرا به نواحی گداخت نزدیک تر می شوند.

در نتیجه لایه های بیرونی در این محوطه ها گرمای بیشتری به دست خواهند آورد و با شتاب بیشتری نسبت به ناحیه استوایی از ستاره جدا خواهند شد. با فرض اینکه این مدل درست باشد ستاره شناسان سرعت چرخش ستاره به دور خودش را حساب کردند. نتیجه محاسبات نشان دادند که ستاره با سرعتی معادل ۹۰درصد سرعت ماکزیمم در حال چرخش است. سرعت ماکزیمم، سرعتی است که اگر ستاره به آن سرعت برسد، متلاشی خواهد شد. پس این ستاره به پایان عمر خود بسیار نزدیک شده است.

ETA Carinae انفجار مشابه دیگری را در سال ۱۸۹۰ تجربه کرده است و اینکه انفجارهای مشابه دیگر چه موقع روی خواهند داد هنوز به درستی معلوم نیست. اما آنچه که قطعی است این است که این غول بزرگ بسیار ناپایدار شده است و مدت زیادی دوام نخواهد آورد. در حال حاضر این ستاره جرم خود را با چنان سرعت زیادی از دست می دهد که حتی اگر متلاشی نشود تمام جرم آن ظرف ۱۰۰ هزار سال آینده تمام می شود.

اما احتمال زیاد این است که ستاره قبل از نابودی کامل به ابرنواختر تبدیل شود. در آن هنگام است که چنین اتفاقی خواهد افتاد حتی اگر روز باشد با چشم غیرمسلح این ستاره قابل رویت خواهد شد. این اتفاق در مقیاس زمانی نجومی بسیار زود روی خواهد داد. شاید در همین ۱۰ تا ۲۰ هزار سال آینده.

 

 

ارسال نظر