เมนูนำทาง
ดาราจักร
การค้นพบว่าเราอาศัยอยู่ในดาราจักร และความจริงที่ว่ามีดาราจักรอยู่เป็นจำนวนมากมาย เกิดขึ้นพร้อมๆ กันกับการพบข้อเท็จจริงของทางช้างเผือก และเนบิวลาต่างๆ ที่อยู่บนท้องฟ้า
นักปรัชญาชาวกรีกชื่อ ดีโมครีตัส (450-370 ปีก่อนคริสตกาล) เสนอว่าแถบสว่างบนฟากฟ้ายามราตรีที่รู้จักกันในชื่อ ทางช้างเผือก อาจจะประกอบด้วยดวงดาวที่อยู่ไกลออกไป[14] นักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซียชื่อ อาบู รายาน อัล-บิรูนิ (Abū Rayhān al-Bīrūnī) (ค.ศ. 973-1048) ก็คิดว่าดาราจักรทางช้างเผือกเป็นที่รวมดาวฤกษ์มากมายเหมือนกลุ่มเมฆอันไม่อาจนับได้[15] การพิสูจน์ทฤษฎีนี้เกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1610 เมื่อ กาลิเลโอ กาลิเลอี ศึกษาดาราจักรทางช้างเผือกผ่านกล้องโทรทรรศน์ และค้นพบว่ามันประกอบด้วยดาวจาง ๆ จำนวนมาก[16] หนังสือเล่มหนึ่งในปี ค.ศ. 1755 อิมมานูเอล คานท์ วาดภาพดาราจักรจากผลงานก่อนหน้าของโทมัส ไรท์ โดยจินตนาการ (ได้ตรงเผง) ว่าดาราจักรน่าจะเป็นโครงสร้างหมุนวนที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมากซึ่งดึงดูดกันและกันไว้ด้วยแรงโน้มถ่วง คล้ายคลึงกับระบบสุริยะ แต่ในระดับที่ใหญ่กว่ามาก เรามองเห็นแผ่นจานของดาวฤกษ์เหล่านั้นเป็นแถบอยู่บนท้องฟ้าได้เนื่องจากมุมมองของเราที่อยู่ภายในจานนั่นเอง คานท์ยังคิดไปอีกว่า เนบิวลาสว่างบางแห่งที่ปรากฏบนฟ้ายามค่ำคืนอาจเป็นดาราจักรอื่นที่แยกจากเราก็ได้[17]
แผนภาพดาราจักรทางช้างเผือกสร้างจากการเฝ้านับดวงดาวของ วิลเลียม เฮอร์เชล ในปี ค.ศ. 1785 โดยใช้สมมุติฐานว่าระบบสุริยะอยู่ใกล้ศูนย์กลางความพยายามครั้งแรกที่จะบรรยายรูปร่างของทางช้างเผือกและตำแหน่งของดวงอาทิตย์ในดาราจักรนั้นเริ่มต้นขึ้นในปี ค.ศ. 1785 เมื่อ วิลเลียม เฮอร์เชล เฝ้านับดวงดาวบนท้องฟ้าส่วนต่างๆ อย่างละเอียด เขาสร้างแผนภาพของดาราจักรขึ้นโดยสมมุติว่าระบบสุริยะอยู่ใกล้กับศูนย์กลาง[18][19] จากจุดเริ่มต้นที่ละเอียดละออนี้ แคปทีย์น สามารถสร้างภาพวาดดาราจักรทรงรีขนาดเล็ก (เส้นผ่านศูนย์กลางราว 15 กิโลพาร์เซก) โดยมีดวงอาทิตย์อยู่ใกล้ศูนย์กลางได้ในปี ค.ศ. 1920 ต่อมา ฮาร์โลว์ แชปลีย์ ใช้วิธีการที่แตกต่างออกไปโดยอ้างอิงจากการจัดทำบัญชีกระจุกดาวทรงกลม สร้างเป็นภาพที่แตกต่างไปอย่างสิ้นเชิง คือแผ่นจานแบนมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 70 กิโลพาร์เซก ส่วนดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากจุดศูนย์กลางมาก[17] การวิเคราะห์ทั้งสองรูปแบบนี้ไม่สามารถอธิบายการดูดกลืนแสงโดยฝุ่นระหว่างดาวซึ่งปรากฏในระนาบดาราจักรได้ แต่หลังจากที่โรเบิร์ต จูเลียส ทรัมเพลอร์ สามารถระบุปริมาณของปรากฏการณ์นี้ได้ในปี ค.ศ. 1930 โดยการศึกษากระจุกดาวเปิด ภาพปัจจุบันของดาราจักรทางช้างเผือกของเราก็เป็นรูปเป็นร่างขึ้น[20]
ในช่วงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 18 ชาลส์ เมสสิเยร์ รวบรวมรายชื่อเนบิวลา (วัตถุท้องฟ้าที่สว่างและปรากฏรูปร่างเหมือนกลุ่มแก๊ส) ที่สว่างที่สุด 109 รายการ และต่อมาวิลเลียม เฮอร์เชล รวบรวมรายชื่อเนบิวลาได้ในปริมาณมากกว่าที่ 5,000 รายการ[17] ปี ค.ศ. 1845 ลอร์ดรอสส์ ได้สร้างกล้องโทรทรรศน์ใหม่ทำให้สามารถแยกแยะเนบิวลาทรงกลมกับทรงรีออกจากกันได้ เขายังแยกแยะจุดแสงที่แยกจากกันในเนบิวลาเหล่านี้ได้อีกจำนวนหนึ่ง ทำให้เชื่อว่าการคาดคะเนของคานท์ก่อนหน้านี้น่าจะเป็นจริง[21]
ปี ค.ศ. 1917 เฮเบอร์ เคอร์ติส สังเกตพบโนวา เอส แอนดรอเมดา ซึ่งอยู่ใน "เนบิวลาใหญ่แอนดรอเมดา" (วัตถุท้องฟ้าของเมสสิเยร์ หมายเลข M31) เมื่อตรวจสอบบันทึกภาพถ่าย เขาพบโนวาเพิ่มอีก 11 แห่ง เคอร์ติสสังเกตว่าโนวาเหล่านี้มีค่าความสว่างเฉลี่ยจางกว่ากลุ่มที่อยู่ในดาราจักรของเรา 10 อันดับ ผลที่ได้คือเขาสามารถประเมินระยะห่างของโนวาเหล่านั้นได้ว่าอยู่ไกล 150,000 พาร์เซก เขากลายเป็นผู้สนับสนุนสมมุติฐาน "island universes" ที่ระบุว่าเนบิวลารูปก้นหอย แท้จริงมันคือดาราจักรที่แยกเป็นอิสระ[22]
ภาพถ่ายของ "เนบิวลาใหญ่แอนดรอเมดา" ในปี 1899 ซึ่งต่อมาสามารถระบุได้ว่าเป็น ดาราจักรแอนดรอเมดาในปี ค.ศ. 1920 มีการถกเถียงทางวิชาการเรียกว่า "The Great Debate" ระหว่าง ฮาร์โลว์ แชปลีย์ กับ เฮเบอร์ เคอร์ติส เกี่ยวกับลักษณะทางธรรมชาติของทางช้างเผือก เนบิวลารูปก้นหอย และขนาดของเอกภพ เคอร์ติสชี้ให้เห็นถึงแถบสีดำในเนบิวลาเหล่านั้นซึ่งดูคล้ายกับฝุ่นมืดในทางช้างเผือก รวมไปถึงการเคลื่อนดอปเพลอร์ เพื่อสนับสนุนแนวคิดของเขาว่าเนบิวลาใหญ่แอนดรอเมดาแท้จริงคือดาราจักรหนึ่ง[23]
ประเด็นนี้คลี่คลายลงได้ในช่วงต้นทศวรรษ 1920 เมื่อ เอ็ดวิน ฮับเบิล อาศัยกล้องโทรทรรศน์กล้องใหม่ของเขา สามารถแยกแยะองค์ประกอบด้านนอกของเนบิวลารูปก้นหอยจำนวนหนึ่งได้ว่ามันประกอบด้วยดาวฤกษ์เดี่ยว ๆ หลายดวง และระบุดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดได้อีกด้วย ทำให้เขาสามารถประเมินระยะห่างของเนบิวลาเหล่านั้นได้ว่ามันอยู่ห่างไกลจากโลกของเราเกินกว่าที่จะเป็นส่วนหนึ่งของทางช้างเผือก[24] ปี ค.ศ. 1936 ฮับเบิลสร้างระบบการจัดกลุ่มดาราจักรซึ่งยังคงใช้มาจนถึงปัจจุบัน เรียกว่า "ลำดับของฮับเบิล" (Hubble Sequence)[25]
ปี ค.ศ. 1944 เฮนดริค ฟาน เดอ ฮัลสต์ ทำนายเรื่องการแผ่รังสีของคลื่นไมโครเวฟที่ความยาวคลื่น 21 ซม. ว่าเป็นผลจากอะตอมของแก๊สไฮโดรเจนระหว่างดาว[26] การสังเกตการณ์ดังกล่าวในปี ค.ศ. 1951 ได้ช่วยพัฒนาแนวทางการศึกษาเกี่ยวกับทางช้างเผือกมากขึ้น เพราะมันไม่ได้รับผลกระทบจากการดูดกลืนโดยฝุ่นในอวกาศ และการเคลื่อนดอปเพลอร์ของมันก็ช่วยให้สามารถสร้างแผนที่การเคลื่อนที่ของแก๊สในดาราจักรได้ การสังเกตการณ์นี้นำไปสู่สมมุติฐานว่ามีโครงสร้างรูปคานหมุนอยู่ที่กลางดาราจักร[27] กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่พัฒนามากยิ่งขึ้น ทำให้สามารถตรวจสอบร่องรอยของแก๊สไฮโดรเจนในดาราจักรอื่นได้อีกด้วย
กราฟการหมุนของดาราจักรชนิดก้นหอยทั่วไป A คือการคาดการณ์ B คือสิ่งที่ได้จากการสังเกตจริง ระยะห่างวัดจากแกนดาราจักรช่วงทศวรรษ 1970 เวอรา รูบิน ศึกษาเรื่องความเร็วในการหมุนของแก๊สในดาราจักร เธอพบว่ามวลที่สังเกตได้ทั้งหมด (จากดาวฤกษ์และแก๊ส) ไม่สอดคล้องกันกับความเร็วในการหมุนของแก๊ส ปัญหานี้จะสามารถอธิบายได้ด้วยการมีอยู่ของสสารมืดที่มองไม่เห็นจำนวนมหาศาล[28]
นับตั้งแต่ทศวรรษ 1990 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้ช่วยให้การสังเกตการณ์พัฒนายิ่งขึ้น การค้นพบประการหนึ่งคือ สสารมืดที่หายไปในดาราจักรของเราไม่อาจเป็นเพียงดาวฤกษ์เล็ก ๆ ที่จางมากแต่เพียงอย่างเดียว[29] การสังเกตการณ์อวกาศห้วงลึกของฮับเบิล (Hubble Deep Field: HDF) ซึ่งเป็นการถ่ายภาพโดยเปิดรับแสงเป็นเวลานานในพื้นที่ที่ดูว่างเปล่าบนท้องฟ้า ได้เผยให้เห็นว่ามีดาราจักรอื่นอีกราว 125,000 ล้านแห่งในเอกภพแห่งนี้[30] เทคโนโลยีที่ก้าวหน้าขึ้นในการตรวจจับภาพสเปกตรัมซึ่งมองไม่เห็นด้วยตาเปล่า (กล้องโทรทรรศน์วิทยุ กล้องอินฟราเรด และกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์) ช่วยให้เราสามารถตรวจพบดาราจักรอื่น ๆ ที่กล้องฮับเบิลตรวจไม่พบ โดยเฉพาะอย่างยิ่งการสำรวจดาราจักรในเขตบดบัง (ส่วนที่ถูกบดบังโดยทางช้างเผือก) ทำให้มีการค้นพบดาราจักรใหม่ได้บ้าง[31]
เมนูนำทาง
ดาราจักรใกล้เคียง
แหล่งที่มา
WikiPedia: ดาราจักร