وقتی به آسمان شب نگاه میکنید، به ویژه در طول تابستان، یک نوار کمنور از ستارگان را میبینید که در سرتاسر میانه آسمان پخش شده است. خورشید تنها یکی از حدود 200 میلیارد ستاره در کهکشان راه شیری (Milky Way)، کهکشان خانه ما، است که خود فقط یک کهکشان در جهان است. پس، چه تعداد کهکشان در جهان وجود دارد؟
در این مقاله، ما خواهیم فهمید که کهکشانها چگونه کشف شدند و چه انواعی دارند، از چه چیزهایی ساخته شدهاند، ساختارهای داخلی آنها چگونه است، چگونه شکل میگیرند و تکامل مییابند، چگونه در سراسر جهان توزیع شدهاند، و چگونه کهکشانهای فعال ممکن است این همه انرژی ساطع کنند.
کهکشان چیست؟
کهکشان (Galaxy) یک سیستم بزرگ از ستارگان، گاز (بیشتر هیدروژن)، غبار و ماده تاریک (Dark matter) است که به دور یک مرکز مشترک میچرخد و توسط گرانش (Gravity) به هم متصل شدهاند – میتوانید آنها را “جهانهای جزیرهای (Island universes)” در نظر بگیرید.
انواع مختلفی از کهکشانها با شکلها و اندازههای گوناگون وجود دارد. ما میدانیم که آنها بسیار قدیمی هستند و در اوایل تکامل جهان شکل گرفتهاند. با این حال، چگونگی شکلگیری و تکامل آنها به شکلهای مختلف، همچنان یک راز باقی مانده است.
هنگامی که ستارهشناسان با تلسکوپهای قدرتمند به دوردستترین نقاط جهان نگاه میکنند، انبوهی از کهکشانها را میبینند. کهکشانها از یکدیگر دور هستند و به طور مداوم با گسترش جهان از یکدیگر دور میشوند.
علاوه بر این، کهکشانها در خوشهها و ساختارهای بزرگ سازماندهی شدهاند، که میتواند پیامدهای مهمی برای ساختار کلی، شکلگیری و سرنوشت جهان داشته باشد.
کهکشانهای فعال
برخی از کهکشانها که کهکشانهای فعال (Active galaxies) نامیده میشوند، مقادیر زیادی انرژی را به شکل تابش ساطع میکنند. آنها ممکن است ساختارهای عجیب و غریبی مانند سیاهچالههای کلانجرم در مرکز خود داشته باشند. کهکشانهای فعال یک حوزه مهم تحقیقات نجومی را نشان میدهند.
رابطه روشنایی-فاصله
ستارهشناسان (حرفهای یا مبتدی) میتوانند با استفاده از یک نورسنج یا دستگاه بارجفتشده (Charge-coupled device) در انتهای تلسکوپ، میزان درخشندگی (Brightness) یک ستاره (مقدار نوری که از خود ساطع میکند) را اندازهگیری کنند. اگر آنها درخشندگی ستاره و فاصله تا ستاره را بدانند، میتوانند روشنایی (Luminosity) آن را محاسبه کنند – یعنی مقدار انرژی که از خود ساطع میکند (روشنایی = درخشندگی × ۱۲٫۵۷ × ۲(فاصله) ).
متقابلاً، اگر روشنایی یک ستاره را بدانید، میتوانید فاصله آن را محاسبه کنید.
چه تعداد کهکشان در جهان وجود دارد؟
در اوایل دهه ۲۰۰۰، دانشمندان تخمین زدند که ۲۰۰ میلیارد کهکشان در جهان وجود دارد. با این حال، در سال ۲۰۱۶، یک بررسی از دادههای تلسکوپ فضایی هابل (Hubble) که در دانشگاه ناتینگهام (University of Nottingham) انجام شد، نشان داد که تعداد کل کهکشانها در جهان قابل مشاهده حداقل ۱۰ برابر این مقدار است (منبع: ناسا).
در سال ۲۰۲۲، تلسکوپ فضایی جیمز وب (James Webb) “عمیقترین و واضحترین تصویری را که تاکنون از جهان دوردست گرفته شده است” ثبت کرد (منبع: تلسکوپ فضایی وب)، که توانایی ما را برای مطالعه کهکشانهای نزدیک گسترش میدهد.
انواع کهکشانها
کهکشانها در اندازهها و اشکال مختلفی وجود دارند. آنها میتوانند به کوچکی ۱۰ میلیون ستاره یا به بزرگی ۱۰ تریلیون ستاره داشته باشند (کهکشان راه شیری حدود ۲۰۰ میلیارد ستاره دارد). در سال ۱۹۳۶، ادوین هابل (Edwin Hubble) اشکال کهکشانها را در توالی هابل دستهبندی کرد.
کهکشان بیضوی
این کهکشانها شکلی کمنور و گرد دارند، اما فاقد گاز و غبار هستند و هیچ ستاره درخشان یا الگوی مارپیچی قابل مشاهدهای ندارند. آنها همچنین دیسکهای کهکشانی ندارند، که در ادامه با آنها آشنا خواهیم شد.
دستهبندی آنها از E0 (دایرهای) تا E7 (بیشترین بیضوی) متغیر است. کهکشانهای بیضوی احتمالاً حدود ۶۰ درصد از کهکشانهای جهان را تشکیل میدهند.
آنها تنوع زیادی در اندازه نشان میدهند — بیشتر آنها کوچک هستند (حدود ۱ درصد قطر کهکشان راه شیری)، اما برخی از آنها حدود پنج برابر بزرگتر از قطر کهکشان راه شیری هستند.
کهکشان مارپیچی
کهکشان راه شیری یکی از بزرگترین کهکشانهای مارپیچی است. آنها روشن و به وضوح به شکل دیسک هستند، با گاز داغ، غبار و ستارههای درخشان در بازوهای مارپیچی. از آنجایی که کهکشانهای مارپیچی روشن هستند، بیشتر کهکشانهای قابل مشاهده را تشکیل میدهند، اما تصور میشود که تنها حدود ۲۰ درصد از کهکشانهای جهان را تشکیل میدهند.
کهکشانهای مارپیچی به این دستهها تقسیم میشوند:
:S0 • گاز و غبار کم، بدون بازوهای مارپیچی روشن و تعداد کمی ستاره درخشان
- مارپیچی معمولی: شکل دیسکی واضح با مراکز روشن و بازوهای مارپیچی کاملاً مشخص. کهکشانهای Sa دارای برآمدگیهای هستهای بزرگ (nuclear bulges) و بازوهای مارپیچی محکم پیچیدهشده هستند، در حالی که کهکشانهای Sc دارای برآمدگیهای کوچک و بازوهای شل پیچیدهشده هستند.
- مارپیچی میلهای: شکل دیسکی واضح با مراکز کشیده (میلهای) و روشن و بازوهای مارپیچی کاملاً مشخص. کهکشانهایSBa دارای برآمدگیهای هستهای بزرگ و بازوهای مارپیچی محکم پیچیدهشده هستند، در حالی که کهکشانهای SBc دارای برآمدگیهای کوچک و بازوهای شل پیچیدهشده هستند (کهکشان راه شیری ممکن است یک کهکشان SBc باشد).
کهکشان نامنظم
اینها کهکشانهای کوچک و کمنور با ابرهای بزرگ گاز و غبار هستند، اما بدون بازوهای مارپیچی یا مراکز روشن. کهکشانهای نامنظم حاوی مخلوطی از ستارههای قدیمی و جدید هستند و تمایل دارند کوچک، در حدود ۱ درصد تا ۲۵ درصد قطر کهکشان راه شیری، باشند.
اجزای کهکشان
کهکشانهای مارپیچی پیچیدهترین ساختارها را دارند. در اینجا نمایی از کهکشان راه شیری همانطور که از بیرون به نظر میرسد، آورده شده است.
قرص کهکشانی (Galactic Disk)
بیش از 200 میلیارد ستارهی کهکشان راه شیری در این قسمت قرار دارند. خودِ قرص یا دیسک به این بخشها تقسیم میشود:
• هسته (Nucleus): مرکز قرص
• برآمدگی (Bulge): ناحیهی اطراف هسته، شامل نواحی بلافصل بالا و پایین صفحهی قرص
• بازوهای مارپیچی (Spiral arms): این بازوها از مرکز به بیرون امتداد مییابند؛ منظومهی شمسی ما در یکی از بازوهای مارپیچی کهکشان راه شیری واقع شده است.
خوشههای کروی (Globular Clusters)
چند صد عدد از این خوشهها در بالا و پایین قرص پراکنده شدهاند. ستارگان موجود در این خوشهها بسیار قدیمیتر از ستارگان موجود در قرص کهکشانی هستند.
هاله
هاله (Halo) ناحیهای بزرگ و کمنور است که کل کهکشان را احاطه کرده است. از گاز داغ و احتمالاً مادهی تاریک تشکیل شده است.
گرانش
همهی این اجزا به دور هسته میچرخند و توسط گرانش در کنار هم نگه داشته شدهاند. از آنجایی که گرانش به جرم بستگی دارد، ممکن است فکر کنید که بیشتر جرم یک کهکشان در قرص کهکشانی یا نزدیک مرکز قرص قرار دارد. با این حال، با مطالعهی منحنیهای چرخش کهکشان راه شیری و سایر کهکشانها، ستارهشناسان به این نتیجه رسیدهاند که بیشتر جرم در قسمتهای بیرونی کهکشان (مانند هاله) قرار دارد، جایی که نور کمی از ستارگان یا گازها ساطع میشود.
تاریخچهی کهکشانها
بیایید نگاهی به تاریخچهی کهکشانها در ستارهشناسی بیندازیم.
مشاهدات اولیه
یونانیان اصطلاح “galaxies kuklos” را به معنای “دایرهی شیری” برای توصیف کهکشان راه شیری ابداع کردند. کهکشان راه شیری یک نوار نورانی کمرنگ بود، اما آنها هیچ ایدهای نداشتند که از چه چیزی تشکیل شده است.
هنگامی که گالیله (Galileo) با اولین تلسکوپ به کهکشان راه شیری نگاه کرد، متوجه شد که از تعداد بیشماری ستاره تشکیل شده است.
قرنهاست که میدانیم منظومهی شمسی ما در کهکشان راه شیری واقع شده است، زیرا کهکشان راه شیری ما را احاطه کرده است. ما میتوانیم آن را در طول سال در تمام نقاط آسمان ببینیم، اما در طول تابستان، زمانی که به مرکز کهکشان نگاه میکنیم، روشنتر است. با این حال، برای ستارهشناسان در قرن هجدهم و قبل از آن، مشخص نبود که کهکشان راه شیری یک کهکشان است و نه صرفاً توزیعی از ستارگان.
یافتههای قرن هجدهم
در اواخر قرن هجدهم، ستارهشناسان ویلیام و کارولین هرشل (William and Caroline Herschel) فواصل ستارگان را در بسیاری از جهات نقشهبرداری کردند. آنها دریافتند که کهکشان راه شیری ابری ستارهای و دیسکمانند است که خورشید در نزدیکی مرکز آن قرار دارد.
در سال 1781، چارلز مِسیه (Charles Messier) سحابیهای مختلف (لکههای نورانی کمرنگ) را در سراسر آسمان فهرستبندی کرد و چندین مورد از آنها را به عنوان سحابیهای مارپیچی طبقهبندی کرد.
کشفهای قرن بیستم
در اوایل قرن بیستم، ستارهشناس هارلو شپلی (Harlow Shapely) توزیع و مکان خوشههای ستارهای کروی را اندازهگیری کرد. او دریافت که مرکز کهکشان راه شیری 28000 سال نوری از زمین فاصله دارد، در نزدیکی صورتهای فلکی قوس (Sagittarius) و عقرب (Scorpio)، و اینکه مرکز کهکشان یک برآمدگی (bulge) است، نه یک ناحیهی مسطح.
شپلی بعداً استدلال کرد که سحابیهای مارپیچی کشفشده توسط مسیه “جهانهای جزیرهای” یا کهکشان هستند (با حفظ عبارت یونانی). با این حال، ستارهشناس دیگری به نام هبر کرتیس (Heber Curtis) استدلال کرد که سحابیهای مارپیچی صرفاً بخشی از کهکشان راه شیری هستند.
این بحث سالها ادامه داشت زیرا ستارهشناسان به تلسکوپهای بزرگتر و قدرتمندتری برای آشکارسازی جزئیات نیاز داشتند.
نوآوریهای قرن بیست و یکم
در سال 1924، ادوین هابل (Edwin Hubble) به این بحث پایان داد. او از یک تلسکوپ بزرگ با قطر 100 اینچ – بزرگتر از تلسکوپهایی که در اختیار شپلی و کرتیس بود – در کوه ویلسون (Wilson) در کالیفرنیا (California) استفاده کرد و دریافت که سحابیهای مارپیچی ساختار و ستارگانی به نام متغیرهای قیفاووسی (Cepheid variables) دارند، مانند آنچه در کهکشان راه شیری وجود دارد. (این ستارگان به طور منظم درخشندگی خود را تغییر میدهند و روشنایی، مستقیماً با دورهی چرخهی درخشندگی آنها مرتبط است.)
هابل از منحنیهای نوری متغیرهای قیفاووسی برای اندازهگیری فاصلهی آنها از زمین استفاده کرد و دریافت که آنها بسیار دورتر از محدودهی شناختهشدهی کهکشان راه شیری هستند. بنابراین، این سحابیهای مارپیچی در واقع کهکشانهای دیگری در خارج از کهکشان ما هستند.
هنوز اسرار زیادی در مورد شکلگیری کهکشانها وجود دارد، اما در ادامه برخی از بهترین نظریهها در مورد آن را توضیح خواهیم داد.
به دوری سالهای نوری
کهکشانها از هم فاصلهی زیادی دارند. کهکشان آندرومدا (Andromeda)، که M31 (جسم مسیه شماره 31) نیز نامیده میشود، نزدیکترین کهکشان به ما است – 2.2 میلیون سال نوری دورتر. ستارهشناسان معمولاً فواصل بین کهکشانی را بر حسب مگاپارسک (megaparsec) اندازهگیری میکنند:
یک پارسک = 3.26 سال نوری
یک میلیون پارسک = یک مگاپارسک
یک مگاپارسک = (Mpc) 3.26 میلیون سال نوری
دورترین کهکشانهای قابل مشاهده تقریباً 3000 مگاپارسک یا حدود 10 میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند.
تشکیل کهکشان
ما هنوز به درستی نمیدانیم کهکشانهای مختلف چگونه شکل گرفتهاند و اشکال گوناگونی را که امروزه میبینیم، به خود گرفتهاند. اما ایدههایی در مورد منشأ و تکامل آنها داریم.
• مدت کوتاهی پس از مهبانگ (Big bang)، حدود ۱۴ میلیارد سال پیش، ابرهای در حال فروپاشی (collapsing فروپاشی یا فروریزی) گاز و غبار احتمالاً منجر به شکلگیری کهکشانها شدهاند.
• کنشهای متقابل بین کهکشانها، به ویژه برخورد بین کهکشانها، نقش مهمی در تکامل آنها ایفا میکند. بیایید نگاهی به دوره شکلگیری کهکشانها بیندازیم.
مشاهدات ادوین هابل و قانون هابل متعاقب آن (که در ادامه به آن خواهیم پرداخت)، منجر به این ایده شد که جهان در حال انبساط است. ما میتوانیم سن جهان را بر اساس نرخ انبساط تخمین بزنیم.
از آنجا که برخی از کهکشانها میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند، میتوانیم تشخیص دهیم که آنها نسبتاً کمی پس از مهبانگ شکل گرفتهاند (وقتی عمیقتر به فضا نگاه میکنید، بیشتر به گذشته نگاه میکنید).
اکثر کهکشانها در اوایل شکل گرفتهاند، اما دادههای تلسکوپ نقشهبردار فرابنفش کهکشانی ناسا (GALEX) نشان میدهد که برخی از کهکشانهای جدید، اخیراً شکل گرفتهاند – “اخیراً” به معنای طی چند میلیارد سال گذشته است، در حالی که کهکشانهای اولیه بیش از ۱۰ میلیارد سال پیش شکل گرفتهاند.
اکثر نظریهها در مورد جهان اولیه دو فرض را مطرح میکنند:
۱. جهان پر از هیدروژن و هلیوم بوده است.
۲. برخی از مناطق کمی متراکمتر از مناطق دیگر بودهاند.
ابرهای پیشکهکشانی
ستارهشناسان بر اساس این فرضیات بر این باورند که مناطق متراکمتر، سرعت انبساط را کمی کاهش دادند و به گاز اجازه دادند تا در ابرهای پیشکهکشانی کوچک (protogalactic clouds) جمع شود. در این ابرها، گرانش باعث شد گاز و غبار فرو بریزند و ستارهها را تشکیل دهند.
این ستارهها به سرعت سوختند و به خوشههای کروی تبدیل شدند، اما گرانش به فروپاشی (collapse در لغت به معنی فروریزش است، یعنی جسمی به داخل فرو بریزد-م) ابرها ادامه داد. با فروریزش ابرها، آنها قرصهای چرخانی را تشکیل دادند.
قرصهای چرخان گاز و غبار بیشتری را با گرانش خود جذب کردند و قرصهای کهکشانی را تشکیل دادند. در داخل قرص کهکشانی، ستارههای جدید شکل گرفتند. آنچه در حومه ابر اصلی باقی ماند، خوشههای کروی و هالهای متشکل از گاز، غبار و ماده تاریک بود.
دو عامل از این فرآیند ممکن است مسئول تفاوت بین کهکشانهای بیضوی و مارپیچی باشد:
• تکانه زاویهای (Angular momentum) (درجه چرخش): ابرهای پیشکهکشانی با تکانه زاویهای بیشتر میتوانند سریعتر بچرخند و قرصهای مارپیچی را تشکیل دهند. ابرهای با چرخش آهسته میتوانستند کهکشانهای بیضوی را تشکیل دهند.
• سرد شدن: ابرهای پیشکهکشانی با چگالی بالا سریعتر سرد میشوند و تمام گاز و غبار را در تشکیل ستارهها مصرف میکنند و چیزی برای ساختن یک قرص کهکشانی باقی نمیگذارند (به همین دلیل است که کهکشانهای بیضوی قرص ندارند). ابرهای پیشکهکشانی با چگالی کم، کندتر سرد میشوند و گاز و غبار را برای تشکیل قرص باقی میگذارند (مانند کهکشانهای مارپیچی).
هنگامی که کهکشانها با هم برخورد میکنند
کهکشانها منفعلانه عمل نمیکنند. به نظر میرسد فواصل بین کهکشانها زیاد است، اما قطر کهکشانها نیز بزرگ است.
در مقایسه با ستارگان، کهکشانها نسبتاً نزدیک به یکدیگر هستند. آنها میتوانند با هم تعامل داشته باشند و مهمتر از آن، با هم برخورد کنند. هنگامی که کهکشانها با هم برخورد میکنند، در واقع از میان یکدیگر عبور میکنند — یعنی ستارگان درون آنها به دلیل فواصل بسیار زیاد بین ستارهای به یکدیگر برخورد نمیکنند.
اما برخوردها تمایل دارند شکل کهکشان را تحریف کنند. مدلهای کامپیوتری نشان میدهند که برخورد بین کهکشانهای مارپیچی تمایل به ایجاد کهکشانهای بیضوی دارد (بنابراین، کهکشانهای مارپیچی احتمالاً در هیچ برخوردی دخالت نداشتهاند). دانشمندان تخمین میزنند که نیمی از کهکشانها در نوعی برخورد دخالت داشتهاند.
کنشهای گرانشی بین کهکشانهای در حال برخورد میتواند باعث چندین اتفاق شود:
• موجهای جدیدی از تشکیل ستاره
• ابرنواخترها
• فروپاشیهای ستارهای که سیاهچالهها یا سیاهچالههای کلانجرم در کهکشانهای فعال را تشکیل میدهند
بنابراین، آیا کهکشانها فقط در فضا شناور هستند یا نیروی نادیدهای حرکت آنها را تنظیم میکند؟ و وقتی به هم برخورد میکنند چه اتفاقی میافتد؟
توزیع کهکشان
کهکشانها به طور تصادفی در سراسر جهان توزیع نشدهاند؛ آنها تمایل دارند در خوشههای کهکشانی (galactic clusters) وجود داشته باشند. کهکشانهای موجود در این خوشهها از نظر گرانشی به هم متصل هستند و بر یکدیگر تأثیر میگذارند.
• خوشههای غنی شامل ۱۰۰۰ کهکشان یا بیشتر هستند. به عنوان مثال، ابرخوشه دوشیزه (Virgo) شامل بیش از ۲۵۰۰ کهکشان است و در حدود ۵۵ میلیون سال نوری از زمین قرار دارد.
• خوشههای فقیر شامل کمتر از ۱۰۰۰ کهکشان هستند. کهکشان راه شیری و کهکشان آندرومدا (M31) اعضای اصلی گروه محلی (Local Group) هستند که شامل ۵۰ کهکشان است.
وقتی اخترشناسان، مارگارت گلر (Margaret Geller) و امیلیو ای. فالکو (Emilio E. Falco)، موقعیت کهکشانها و خوشههای کهکشانی را در جهان ترسیم کردند، مشخص شد که خوشههای کهکشانی و ابرخوشهها به طور تصادفی توزیع نشدهاند.
آنها در واقع در دیوارهایی (رشتههای طولانی) همراه با حفرههایی جمع شدهاند که به جهان ساختاری شبیه تار عنکبوت میدهد.
محیط بین کهکشانی
محیط بین کهکشان (Intergalactic medium)- فضای بین کهکشانها و خوشههای کهکشانی – کاملاً خالی نیست. ما ماهیت دقیق محیط بین کهکشانی را نمیدانیم، اما احتمالاً حاوی چگالی نسبتاً کمی از گاز است.
بیشتر محیط بین کهکشانی سرد است (حدود ۲ درجه کلوین)، اما مشاهدات اشعه ایکس نشان میدهد که برخی از مناطق آن گرم (میلیونها درجه کلوین) و غنی از فلزات هستند.
یکی از زمینههای فعال تحقیقات نجومی امروزه معطوف به تعیین ماهیت محیط بین کهکشانی است – این ممکن است به ما کمک کند تا بفهمیم دقیقاً جهان چگونه آغاز شده و کهکشانها چگونه شکل گرفته و تکامل یافتهاند.
قانون هابل
بیایید به یکی از ویژگیهای نهایی مربوط به کهکشانها و توزیع آنها نگاهی بیندازیم. ادوین هابل برای اندازهگیری فواصل کهکشانی، طیف نور ساطعشده از کهکشانها را مورد مطالعه قرار داد.
در همه موارد، او متوجه شد که طیفها به سمت انتهای قرمز طیف، انتقال به سرخ (redshift) یافتهاند. این نشان میدهد که آن جسم در حال دور شدن از ما است.
هابل متوجه شد که مهم نیست به کجا نگاه میکند، کهکشانها در حال دور شدن از ما هستند. و هرچه کهکشان دورتر باشد، سریعتر دور میشود. در سال ۱۹۲۹، هابل نموداری از این رابطه منتشر کرد که به قانون هابل (Hubble’s Law) معروف شده است.
از نظر ریاضی، قانون هابل بیان میکند که سرعت پسرفت (V) مستقیماً با فاصله کهکشانی (d) متناسب است. معادله به صورت V = Hd است، که در آن H ثابت هابل یا ثابت تناسب است.
آخرین تخمین H، ۷۰ کیلومتر در ثانیه در مگاپارسک است. قانون هابل یک مدرک اصلی است که نشان میدهد جهان در حال انبساط است – کار او اساس نظریه مهبانگ در مورد منشاء جهان را تشکیل داد.
اثر دوپلر
درست مانند صدای زیر آژیر ماشین آتشنشانی که با دور شدن ماشین کم میشود، حرکت ستارگان بر طول موجهای نوری که از آنها دریافت میکنیم تأثیر میگذارد. این پدیده اثر دوپلر (Doppler Effect) نامیده میشود.
ما میتوانیم اثر دوپلر را با اندازهگیری خطوط در طیف یک ستاره و مقایسه آنها با طیف یک لامپ استاندارد اندازهگیری کنیم. میزان انتقال دوپلر به ما میگوید که ستاره با چه سرعتی نسبت به ما حرکت میکند.
علاوه بر این، جهت انتقال دوپلر میتواند جهت حرکت ستاره را به ما بگوید. اگر طیف یک ستاره به سمت انتهای آبی منتقل شود، ستاره به سمت ما حرکت میکند. اگر طیف به سمت انتهای قرمز منتقل شود، ستاره در حال دور شدن از ما است.
کهکشانهای فعال
هنگامی که به یک کهکشان معمولی نگاه میکنید، بیشتر نور از ستارگان در طول موجهای مرئی میآید و به طور مساوی در سراسر کهکشان توزیع شده است.
با این حال، اگر برخی از کهکشانها را مشاهده کنید، نور شدیدی را میبینید که از هسته آنها میآید. و اگر به همین کهکشانها در طول موجهای اشعه ایکس، فرابنفش، فروسرخ و رادیویی نگاه کنید، به نظر میرسد که مقادیر زیادی انرژی، ظاهراً از هسته ساطع میکنند.
اینها کهکشانهای فعال هستند که درصد بسیار کمی از کل کهکشانها را تشکیل میدهند. چهار طبقهبندی از کهکشانهای فعال وجود دارد، اما نوعی که ما مشاهده میکنیم ممکن است بیشتر به زاویه دید ما بستگی داشته باشد تا تفاوتهای ساختاری:
• کهکشانهای سیفرت (Seyfert galaxies)
• کهکشانهای رادیویی (Radio galaxies)
• کوازارها (Quasars)
• اختروشها (Blazars)
سیاهچالهها
برای توضیح کهکشانهای فعال، دانشمندان باید بتوانند توضیح دهند که چگونه آنها چنین مقادیر زیادی انرژی را از چنین مناطق کوچکی از هستههای کهکشانی ساطع میکنند. پذیرفتهشدهترین فرضیه این است که در مرکز هر یک از این کهکشانها یک سیاهچاله کلان جرم یا ابرسیاهچاله وجود دارد.
در اطراف سیاهچاله، یک دیسک برافزایشی از گاز در حال چرخش سریع قرار دارد که توسط یک چنبره یا طبق (torus) (دیسک دونات شکل از گاز و گرد و غبار) احاطه شده است. همانطور که مواد از دیسک برافزایشی به ناحیه اطراف سیاهچاله (افق رویداد) میافتند، تا میلیونها درجه کلوین گرم میشوند و با سرعت به بیرون به شکل فوّاره یا جتهایی شتاب میگیرند.
کهکشانهای سیفرت
این کهکشانها که توسط کارل سیفرت (Carl Seyfert) در سال ۱۹۴۳ کشف شدند (۲ درصد از کل کهکشانهای مارپیچی)، طیفهای گستردهای دارند که نشاندهنده هستههایی از گاز یونیزهشده گرم و کمچگالی است. هستههای این کهکشانها هر چند هفته یکبار تغییر روشنایی میدهند، بنابراین میدانیم که اجسام موجود در مرکز باید نسبتاً کوچک باشند (تقریباً به اندازه یک منظومه شمسی).
اخترشناسان با استفاده از انتقال دوپلر متوجه شدهاند که سرعتها در مرکز کهکشانهای سیفرت حدود ۳۰ برابر بیشتر از کهکشانهای معمولی است.
کهکشانهای رادیویی
کهکشانهای رادیویی، بیضوی هستند (۰٫۰۱ درصد از کل کهکشانها، کهکشانهای رادیویی هستند). هستههای آنها جتهایی از گاز با سرعت بالا (نزدیک به سرعت نور) را در بالا و پایین کهکشان ساطع میکنند – این جتها با میدانهای مغناطیسی برهمکنش میکنند و سیگنالهای رادیویی ساطع میکنند.
کوازارها
کوازارها (اجرام شبهستارهای) در اوایل دهه ۱۹۶۰ کشف شدند. حدود ۱۳۰۰۰ مورد کشف شده است، اما ممکن است تا ۱۰۰۰۰۰ مورد در آنجا وجود داشته باشد (منبع: مروری بر جهان). آنها میلیاردها سال نوری از کهکشان راه شیری فاصله دارند و پرانرژیترین اجسام در جهان هستند.
روشنایی شدید کوازارها میتواند در دورههای روزانه نوسان کند، که نشان میدهد انرژی از یک منطقه بسیار کوچک میآید. هزاران کوازار کشف شدهاند و اعتقاد بر این است که از هستههای کهکشانهای دوردست سرچشمه میگیرند.
اختروشها
اختروشها نوعی کهکشان فعال هستند – حدود ۱۰۰۰ مورد فهرست شدهاند (منبع: مروری بر جهان). از دیدگاه ما، ما “مستقیماً” به جتی که از کهکشان ساطع میشود نگاه میکنیم. مانند کوازارها، روشنایی آنها میتواند به سرعت نوسان کند – گاهی اوقات در کمتر از یک روز.
کهکشانهای انفجار ستارهای
بیشتر کهکشانها نرخ پایینی از تشکیل ستارههای جدید دارند – حدود یک ستاره در سال. با این حال، کهکشانهای انفجار ستارهای بیش از ۱۰۰ ستاره در سال تولید میکنند. با این سرعت، کهکشانهای انفجار ستارهای تمام گاز و گرد و غبار خود را در حدود ۱۰۰ میلیون سال مصرف میکنند، که در مقایسه با میلیاردها سالی که بیشتر کهکشانها وجود داشتهاند، کوتاه است.
کهکشانهای انفجار ستارهای (Starburst galaxies) نور شدید خود را از یک منطقه کوچک از ستارگان تازهشکلگرفته و ابرنواخترها (Supernovae) ساطع میکنند. بنابراین، اخترشناسان فکر میکنند که کهکشانهای انفجار ستارهای نشاندهنده مرحله کوتاهی در نحوه تغییر و تکامل کهکشانها هستند، شاید مرحلهای قبل از تبدیل شدن به یک کهکشان فعال.
سؤالات متداول کهکشان
۱. چند کهکشان وجود دارد؟
ممکن است تا ۲ تریلیون کهکشان در جهان وجود داشته باشد.
۲. کهکشان چیست؟
کهکشان (Galaxy) یک سیستم بزرگ از ستارگان، گاز (بیشتر هیدروژن)، گرد و غبار و ماده تاریک است که به دور یک مرکز مشترک میچرخد و توسط گرانش به هم متصل شده است. آنها به عنوان “جهانهای جزیرهای” توصیف شدهاند.
۳. ما در کدام کهکشان زندگی میکنیم؟
ما در کهکشان راه شیری زندگی میکنیم.
۴. چند ستاره در یک کهکشان وجود دارد؟
کهکشانها در اندازهها و اشکال مختلفی وجود دارند. آنها میتوانند به اندازه ۱۰ میلیون ستاره یا به اندازه ۱۰ تریلیون ستاره داشته باشند. کهکشان راه شیری حدود ۲۰۰ میلیارد ستاره دارد.
۵. سه نوع کهکشان کدامند؟
در سال ۱۹۳۶، ادوین هابل اشکال کهکشان را در توالی هابل طبقهبندی کرد. سه نوع کهکشان عبارتند از: بیضوی، مارپیچی و نامنظم.
