راه شیری یعنی چه؟ کهکشان راه شیری چیست؟ مرگ کهکشان راه شیری چگونه خواهد بود

کهکشان ما اسرار کهکشان راه شیری

تا حدودی، ما در مورد منظومه های ستاره ای دور بیشتر از کهکشان خانه خود - کهکشان راه شیری - می دانیم. بررسی ساختار آن از هر کهکشان دیگری دشوارتر است، زیرا باید از درون آن را مطالعه کرد و بسیاری از چیزها به این راحتی قابل مشاهده نیستند. ابرهای غبار میان ستاره ای نور ساطع شده از بی شمار ستاره های دور را جذب می کنند.

تنها با توسعه ستاره شناسی رادیویی و ظهور تلسکوپ های فروسرخ، دانشمندان توانستند نحوه عملکرد کهکشان ما را درک کنند. اما بسیاری از جزئیات تا به امروز نامشخص است. حتی تعداد ستارگان کهکشان راه شیری تقریباً تخمین زده می شود. آخرین کتاب های مرجع الکترونیکی ارقام 100 تا 300 میلیارد ستاره را ارائه می دهند.

چندی پیش، اعتقاد بر این بود که کهکشان ما 4 بازوی بزرگ دارد. اما در سال 2008، اخترشناسان دانشگاه ویسکانسین نتایج پردازش حدود 800000 تصویر فروسرخ را که توسط تلسکوپ فضایی اسپیتزر گرفته شده بود، منتشر کردند. تجزیه و تحلیل آنها نشان داد که کهکشان راه شیری تنها دو بازو دارد. در مورد سایر شاخه ها، آنها فقط شاخه های جانبی باریک هستند. بنابراین، کهکشان راه شیری یک کهکشان مارپیچی با دو بازو است. لازم به ذکر است که اکثر کهکشان های مارپیچی که برای ما شناخته شده اند نیز تنها دو بازو دارند.

رابرت بنجامین، ستاره شناس از دانشگاه ویسکانسین که در کنفرانسی از انجمن نجوم آمریکا صحبت می کرد، گفت: به لطف تلسکوپ اسپیتزر، ما این فرصت را داریم که ساختار کهکشان راه شیری را بازنگری کنیم. "ما در حال اصلاح درک خود از کهکشان هستیم به همان روشی که قرن ها پیش، پیشگامان، در سفر به سراسر جهان، ایده های قبلی را در مورد شکل ظاهری زمین اصلاح کردند و تجدید نظر کردند."

از اوایل دهه 90 قرن بیستم، مشاهدات انجام شده در محدوده مادون قرمز به طور فزاینده ای دانش ما را در مورد ساختار کهکشان راه شیری تغییر داده است، زیرا تلسکوپ های فروسرخ این امکان را فراهم می کند که از میان ابرهای گاز و غبار نگاه کنیم و آنچه را که برای تلسکوپ های معمولی غیرقابل دسترس است مشاهده کنیم. .

2004 - سن کهکشان ما 13.6 میلیارد سال تخمین زده شد. اندکی بعد بوجود آمد. در ابتدا یک حباب گازی پراکنده حاوی هیدروژن و هلیوم بود. با گذشت زمان، به کهکشان مارپیچی عظیمی تبدیل شد که اکنون در آن زندگی می کنیم.

ویژگی های عمومی

اما تکامل کهکشان ما چگونه پیش رفت؟ چگونه شکل گرفت - به آرامی یا برعکس، خیلی سریع؟ چگونه از عناصر سنگین اشباع شد؟ شکل کهکشان راه شیری و ترکیب شیمیایی آن در طول میلیاردها سال چگونه تغییر کرده است؟ دانشمندان هنوز پاسخ دقیقی به این سوالات ارائه نکرده اند.

وسعت کهکشان ما حدود 100000 سال نوری است و ضخامت متوسط ​​قرص کهکشانی حدود 3000 سال نوری است (ضخامت قسمت محدب آن، برآمدگی، به 16000 سال نوری می رسد). با این حال، در سال 2008، برایان گنسلر، ستاره شناس استرالیایی، پس از تجزیه و تحلیل نتایج مشاهدات تپ اخترها، پیشنهاد کرد که قرص کهکشانی احتمالاً دو برابر ضخامتی است که معمولاً تصور می شود.

آیا کهکشان ما بر اساس استانداردهای کیهانی بزرگ است یا کوچک؟ در مقایسه، سحابی آندرومدا، نزدیکترین کهکشان بزرگ ما، تقریباً 150000 سال نوری وسعت دارد.

در پایان سال 2008، محققان با استفاده از روش های نجوم رادیویی دریافتند که کهکشان راه شیری سریعتر از آنچه قبلا تصور می شد در حال چرخش است. با قضاوت بر اساس این شاخص، جرم آن تقریباً یک و نیم برابر بیشتر از چیزی است که معمولاً تصور می شد. طبق برآوردهای مختلف، جرم آن از 1.0 تا 1.9 تریلیون خورشید متغیر است. باز هم برای مقایسه: جرم سحابی آندرومدا حداقل 1.2 تریلیون جرم خورشیدی تخمین زده می شود.

ساختار کهکشان ها

سیاه چاله

بنابراین، کهکشان راه شیری از نظر اندازه کمتر از سحابی آندرومدا نیست. مارک رید، ستاره شناس از مرکز اخترفیزیک اسمیتسونیان در دانشگاه هاروارد، گفت: ما دیگر نباید کهکشان خود را خواهر کوچک سحابی آندرومدا بدانیم. در عین حال، از آنجایی که جرم کهکشان ما بیشتر از حد انتظار است، نیروی گرانشی آن نیز بیشتر است، به این معنی که احتمال برخورد آن با کهکشان های دیگر در مجاورت ما افزایش می یابد.

کهکشان ما توسط هاله ای کروی احاطه شده است که قطر آن به 165000 سال نوری می رسد. ستاره شناسان گاهی اوقات هاله را "جو کهکشانی" می نامند. تقریباً شامل 150 خوشه کروی و همچنین تعداد کمی از ستاره های باستانی است. بقیه فضای هاله با گاز کمیاب و همچنین ماده تاریک پر شده است. جرم دومی تقریباً یک تریلیون جرم خورشیدی تخمین زده می شود.

بازوهای مارپیچی کهکشان راه شیری حاوی مقادیر زیادی هیدروژن هستند. اینجاست که ستارگان همچنان به دنیا می آیند. با گذشت زمان، ستارگان جوان بازوهای کهکشان ها را ترک می کنند و به سمت قرص کهکشانی حرکت می کنند. با این حال، پرجرم ترین و درخشان ترین ستارگان به اندازه کافی عمر نمی کنند، بنابراین زمانی برای دور شدن از محل تولد خود ندارند. تصادفی نیست که بازوهای کهکشان ما تا این حد درخشان می درخشند. بیشتر کهکشان راه شیری از ستارگان کوچک و نه چندان پرجرم تشکیل شده است.

بخش مرکزی کهکشان راه شیری در صورت فلکی قوس واقع شده است. این منطقه توسط ابرهای تیره گاز و گرد و غبار احاطه شده است که در پشت آنها چیزی دیده نمی شود. تنها از دهه 1950، دانشمندان با استفاده از نجوم رادیویی توانستند به تدریج آنچه را که در آنجا نهفته است، تشخیص دهند. در این قسمت از کهکشان، یک منبع رادیویی قدرتمند به نام کمان A کشف شد. همانطور که مشاهدات نشان داده است، جرمی در اینجا متمرکز شده است که چندین میلیون بار از جرم خورشید بیشتر است. قابل قبول ترین توضیح برای این واقعیت تنها یکی است: در مرکز کهکشان ما قرار دارد.

حالا بنا به دلایلی برای خودش استراحت کرده و فعالیت خاصی ندارد. جریان ماده در اینجا بسیار ضعیف است. شاید با گذشت زمان سیاهچاله اشتها پیدا کند. سپس دوباره شروع به جذب پرده گاز و غباری می کند که آن را احاطه کرده است و راه شیری به لیست کهکشان های فعال می پیوندد. ممکن است قبل از این، ستارگان به سرعت در مرکز کهکشان شروع به شکل گیری کنند. فرآیندهای مشابه احتمالاً به طور منظم تکرار می شوند.

2010 - ستاره شناسان آمریکایی با استفاده از تلسکوپ فضایی فرمی که برای مشاهده منابع تابش گاما طراحی شده بود، دو ساختار مرموز را در کهکشان ما کشف کردند - دو حباب بزرگ که تابش گاما ساطع می کنند. قطر هر یک از آنها به طور متوسط ​​25000 سال نوری است. آنها از مرکز کهکشان در جهات شمالی و جنوبی پرواز می کنند. شاید ما در مورد جریان ذراتی صحبت می کنیم که زمانی توسط یک سیاهچاله واقع در وسط کهکشان منتشر می شد. سایر محققان معتقدند که ما در مورد ابرهای گازی صحبت می کنیم که در هنگام تولد ستاره ها منفجر شده اند.

چندین کهکشان کوتوله در اطراف کهکشان راه شیری وجود دارد. معروف ترین آنها ابرهای بزرگ و کوچک ماژلانی هستند که توسط نوعی پل هیدروژنی به راه شیری متصل می شوند، ستون عظیمی از گاز که در پشت این کهکشان ها کشیده شده است. نام آن جریان ماژلانی بود. وسعت آن حدود 300000 سال نوری است. کهکشان ما دائماً کهکشان های کوتوله نزدیک به خود را جذب می کند، به ویژه کهکشان Sagitarius که در فاصله 50000 سال نوری از مرکز کهکشان قرار دارد.

باید اضافه کرد که کهکشان راه شیری و سحابی آندرومدا به سمت یکدیگر حرکت می کنند. احتمالاً پس از 3 میلیارد سال، هر دو کهکشان با هم ادغام می شوند و یک کهکشان بیضی شکل بزرگتر را تشکیل می دهند که قبلاً شیری هونی نامیده می شد.

خاستگاه کهکشان راه شیری

سحابی آندرومدا

برای مدت طولانی اعتقاد بر این بود که کهکشان راه شیری به تدریج شکل گرفته است. 1962 - اولین اگن، دونالد لیندن-بل و آلن سندیج فرضیه ای را ارائه کردند که به مدل ELS معروف شد (نامگذاری شده از حروف اولیه نام خانوادگی آنها). بر اساس آن، یک ابر گازی همگن زمانی به آرامی در جای کهکشان راه شیری می چرخید. این توپ شبیه یک توپ بود و قطر آن تقریباً 300000 سال نوری بود و عمدتاً از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده بود. تحت تأثیر گرانش، پیش کهکشان کوچک شد و مسطح شد. در همان زمان، چرخش آن به طور قابل توجهی شتاب گرفت.

برای تقریبا دو دهه، این مدل برای دانشمندان مناسب بود. اما نتایج رصدی جدید نشان می‌دهد که راه شیری نمی‌توانست به شکلی که نظریه‌پردازان پیش‌بینی کرده‌اند پدید آمده باشد.

طبق این مدل ابتدا هاله و سپس یک قرص کهکشانی تشکیل می شود. اما این دیسک همچنین حاوی ستارگان بسیار باستانی است، به عنوان مثال، غول سرخ Arcturus، که سن آن بیش از 10 میلیارد سال است، یا کوتوله های سفید متعدد هم سن.

خوشه های کروی هم در دیسک کهکشانی و هم در هاله کشف شده اند که جوان تر از مدل ELS هستند. بدیهی است که آنها توسط کهکشان متاخر ما جذب شده اند.

بسیاری از ستاره های هاله در جهتی متفاوت از کهکشان راه شیری می چرخند. شاید آنها نیز زمانی خارج از کهکشان بودند، اما سپس به این "گرداب ستاره ای" کشیده شدند - مانند یک شناگر تصادفی در یک گرداب.

1978 - لئونارد سرل و رابرت زین مدل خود را از تشکیل کهکشان راه شیری ارائه کردند. به عنوان "Model SZ" تعیین شد. اکنون تاریخچه کهکشان به طرز محسوسی پیچیده تر شده است. نه چندان دور، جوانی آن، به عقیده اخترشناسان، به سادگی به نظر فیزیکدانان توصیف شد - حرکت انتقالی مستقیم. مکانیک آنچه در حال رخ دادن بود به وضوح قابل مشاهده بود: یک ابر همگن وجود داشت. فقط از گاز به طور مساوی تشکیل شده بود. هیچ چیز با حضور آن محاسبات نظریه پردازان را پیچیده نمی کرد.

اکنون، به جای یک ابر عظیم در بینش دانشمندان، چندین ابر کوچک و پراکنده به طور همزمان ظاهر شدند. ستاره ها در میان آنها نمایان بودند. با این حال، آنها فقط در هاله قرار داشتند. در داخل هاله همه چیز در حال جوشیدن بود: ابرها به هم برخورد کردند. توده های گاز مخلوط و متراکم شدند. با گذشت زمان، یک قرص کهکشانی از این مخلوط تشکیل شد. ستاره های جدیدی در آن ظاهر شدند. اما این مدل متعاقبا مورد انتقاد قرار گرفت.

درک اینکه چه چیزی هاله و دیسک کهکشانی را به هم متصل می کند غیرممکن بود. این قرص متراکم و پوسته پراکنده ستاره ای اطراف آن اشتراکات کمی داشتند. پس از اینکه سرل و زین مدل خود را گردآوری کردند، معلوم شد که هاله به آرامی می چرخد ​​و نمی تواند یک قرص کهکشانی را تشکیل دهد. با قضاوت بر اساس توزیع عناصر شیمیایی، دومی از گاز پیش کهکشانی به وجود آمد. در نهایت، تکانه زاویه ای دیسک 10 برابر بیشتر از هاله بود.

تمام راز این است که هر دو مدل حاوی ذره ای از حقیقت هستند. مشکل این است که آنها بیش از حد ساده و یک طرفه هستند. اکنون به نظر می رسد که هر دو قطعه ای از همان دستور العملی هستند که راه شیری را ایجاد کرد. اگن و همکارانش چند خط از این دستور غذا را خواندند، سرل و زین چند خط دیگر را خواندند. بنابراین، در تلاش برای تجسم مجدد تاریخ کهکشان خود، گاه و بیگاه متوجه خطوط آشنایی می شویم که قبلاً یک بار خوانده ایم.

راه شیری. مدل کامپیوتری

بنابراین همه چیز کمی پس از انفجار بزرگ آغاز شد. امروزه به طور کلی پذیرفته شده است که نوسانات در چگالی ماده تاریک باعث پیدایش اولین ساختارها - به اصطلاح هاله های تاریک - شده است. آندریاس بورکرت، ستاره شناس آلمانی، نویسنده مدل جدیدی از تولد کهکشان، خاطرنشان می کند که به لطف نیروی گرانش، این ساختارها متلاشی نشدند.

هاله های تاریک به جنین - هسته - کهکشان های آینده تبدیل شدند. گاز تحت تأثیر گرانش در اطراف آنها جمع شده است. همانطور که توسط مدل ELS توضیح داده شد، یک فروپاشی همگن رخ داد. در حال حاضر 500-1000 میلیون سال پس از انفجار بزرگ، انباشت گاز در اطراف هاله های تاریک به "جوجه کشی" ستاره ها تبدیل شد. پیش کهکشان های کوچک در اینجا ظاهر شدند. اولین خوشه های کروی در ابرهای متراکم گاز به وجود آمدند، زیرا ستاره ها در اینجا صدها بار بیشتر از هر جای دیگری متولد شدند. پیش کهکشان ها با یکدیگر برخورد کردند و با یکدیگر ادغام شدند - اینگونه بود که کهکشان های بزرگ از جمله راه شیری ما شکل گرفتند. امروزه توسط ماده تاریک و هاله ای از ستارگان منفرد و خوشه های کروی آنها احاطه شده است، ویرانه های یک جهان با بیش از 12 میلیارد سال قدمت.

ستارگان بسیار پرجرم زیادی در پیش کهکشان ها وجود داشت. کمتر از چند ده میلیون سال گذشت تا بیشتر آنها منفجر شوند. این انفجارها ابرهای گازی را با عناصر شیمیایی سنگین غنی کرد. بنابراین، ستارگانی که در قرص کهکشانی متولد شدند مانند هاله نبودند - آنها حاوی صدها برابر بیشتر فلزات بودند. علاوه بر این، این انفجارها گرداب های کهکشانی قدرتمندی ایجاد کردند که گاز را گرم کرده و آن را فراتر از پیش کهکشان ها برد. جدایی توده های گاز و ماده تاریک رخ داد. این مهمترین مرحله در شکل گیری کهکشان ها بود که قبلاً در هیچ مدلی به آن توجه نشده بود.

در همان زمان هاله های تاریک به طور فزاینده ای با یکدیگر برخورد می کردند. علاوه بر این، پیش کهکشان‌ها گسترش یافتند یا از هم پاشیدند. این فجایع یادآور زنجیره‌ای از ستارگان است که از دوران «جوانی» در هاله راه شیری حفظ شده‌اند. با مطالعه مکان آنها می توان وقایع رخ داده در آن دوران را ارزیابی کرد. به تدریج، این ستاره ها یک کره وسیع را تشکیل دادند - هاله ای که ما می بینیم. با سرد شدن، ابرهای گازی به داخل آن نفوذ کردند. تکانه زاویه ای آنها حفظ شد، بنابراین آنها به یک نقطه سقوط نکردند، بلکه یک دیسک چرخان را تشکیل دادند. همه اینها بیش از 12 میلیارد سال پیش رخ داده است. اکنون گاز همانطور که در مدل ELS توضیح داده شد فشرده شد.

در این زمان، "برآمدگی" راه شیری شکل می گیرد - قسمت میانی آن، یادآور یک بیضی است. برآمدگی از ستاره های بسیار قدیمی تشکیل شده است. احتمالاً در طی ادغام بزرگ‌ترین پیش کهکشان‌هایی که ابرهای گازی را برای طولانی‌ترین زمان نگهداری می‌کردند، پدید آمد. در وسط آن ستارگان نوترونی و سیاهچاله های ریز وجود داشت - یادگاری از ابرنواخترهای در حال انفجار. آنها با یکدیگر ادغام شدند و به طور همزمان جریان گاز را جذب کردند. شاید اینگونه بود که سیاهچاله عظیمی که اکنون در مرکز کهکشان ما قرار دارد متولد شد.

تاریخچه راه شیری بسیار آشفته تر از آن چیزی است که قبلا تصور می شد. کهکشان بومی ما که حتی بر اساس استانداردهای کیهانی چشمگیر است، پس از یک سری تأثیرات و ادغام - پس از یک سری بلایای کیهانی شکل گرفت. آثاری از آن وقایع باستانی هنوز هم امروزه یافت می شود.

برای مثال، همه ستارگان کهکشان راه شیری به دور مرکز کهکشان نمی چرخند. احتمالاً، در طی میلیاردها سال وجود خود، کهکشان ما بسیاری از همسفران را "جذب" کرده است. هر دهمین ستاره در هاله کهکشانی کمتر از 10 میلیارد سال سن دارد. در آن زمان کهکشان راه شیری شکل گرفته بود. شاید اینها بقایای کهکشان های کوتوله ای باشند که زمانی دستگیر شده بودند. گروهی از دانشمندان انگلیسی از موسسه نجوم (کمبریج)، به رهبری جرارد گیلمور، محاسبه کردند که کهکشان راه شیری ظاهراً می تواند 40 تا 60 کهکشان کوتوله از نوع کارینا را جذب کند.

علاوه بر این، کهکشان راه شیری توده های عظیمی از گاز را به خود جذب می کند. بنابراین، در سال 1958، ستاره شناسان هلندی متوجه نقاط کوچک بسیاری در هاله شدند. در واقع، معلوم شد که آنها ابرهای گازی هستند که عمدتاً از اتم های هیدروژن تشکیل شده و به سمت دیسک کهکشانی می شتابند.

کهکشان ما در آینده جلوی اشتهای خود را نخواهد گرفت. شاید کهکشان های کوتوله نزدیک به ما - فورناکس، کارینا و احتمالاً سکستان ها را جذب کند و سپس با سحابی آندرومدا ادغام شود. در اطراف کهکشان راه شیری - این "آدمخوار ستاره ای" سیری ناپذیر - حتی متروک تر خواهد شد.

کهکشان راه شیری ما که به گروه‌های اجتماعی تقسیم می‌شود، به یک «طبقه متوسط» قوی تعلق خواهد داشت. بنابراین، متعلق به رایج ترین نوع کهکشان است، اما در عین حال از نظر اندازه یا جرم متوسط ​​نیست. کهکشان هایی که کوچکتر از کهکشان راه شیری هستند، بزرگتر از کهکشان هایی هستند که از آن بزرگتر هستند. "جزیره ستاره ای" ما نیز حداقل 14 ماهواره دارد - کهکشان های کوتوله دیگر. آنها محکوم به چرخش در اطراف کهکشان راه شیری هستند تا زمانی که توسط راه شیری جذب شوند یا از یک برخورد بین کهکشانی دور شوند. خوب، در حال حاضر این تنها جایی است که احتمالاً زندگی در آن وجود دارد - یعنی من و شما.

اما کهکشان راه شیری اسرارآمیزترین کهکشان در جهان باقی مانده است: در لبه جزیره ستاره ای، ما تنها بخشی از میلیاردها ستاره آن را می بینیم. و کهکشان کاملاً نامرئی است - با بازوهای متراکم ستارگان، گاز و غبار پوشیده شده است. امروز در مورد حقایق و اسرار کهکشان راه شیری صحبت خواهیم کرد.

> >> چند ستاره در کهکشان راه شیری وجود دارد

چند ستاره در کهکشان راه شیری وجود دارد؟: نحوه تعیین عدد، تحقیق تلسکوپ هابل، ساختار کهکشان مارپیچی، روش های رصد.

اگر این فرصت را دارید که آسمان تاریک را تحسین کنید، پس مجموعه ای باورنکردنی از ستاره ها در مقابل خود دارید. از هر مکانی می‌توانید 2500 ستاره کهکشان راه شیری را بدون استفاده از فناوری و 5800-8000 ستاره کهکشان راه شیری را اگر دوربین دوچشمی یا تلسکوپ پنهان در دست دارید، مشاهده کنید. اما این تنها بخش کوچکی از تعداد آنهاست. بنابراین، چند ستاره در کهکشان راه شیری وجود دارد?

دانشمندان بر این باورند که تعداد کل ستارگان کهکشان راه شیری از 100 تا 400 میلیارد متغیر است، اگرچه کسانی هستند که به تریلیون ها می رسند. چرا چنین تفاوت هایی؟ واقعیت این است که ما یک نمای باز از داخل داریم و مکان هایی از ناحیه دید زمین پنهان شده است.

ساختار کهکشانی و تأثیر آن بر تعداد ستارگان

بیایید با این واقعیت شروع کنیم که منظومه شمسی در یک قرص کهکشانی مارپیچی با طول 100000 سال نوری قرار دارد. ما 30000 سال نوری از مرکز فاصله داریم. یعنی فاصله زیادی بین ما و طرف مقابل وجود دارد.

سپس یک مشکل مشاهده ای دیگر بوجود می آید. برخی از ستارگان درخشان تر از سایرین هستند و گاهی اوقات نور آنها از همسایگانشان بیشتر می شود. دورترین ستارگان قابل مشاهده با چشم غیر مسلح در فاصله 1000 سال نوری قرار دارند. کهکشان راه شیری مملو از نورهای خیره کننده است، اما بسیاری از آنها در پشت مهی از گاز و غبار پنهان شده اند. این اثر دراز است که "شیر" نامیده می شود.

ستارگان در "منطقه" کهکشانی ما برای رصد باز هستند. تصور کنید که در یک مهمانی در اتاقی هستید که کل منطقه مملو از مردم است. شما در یک گوشه ایستاده اید و از شما خواسته می شود تعداد دقیق افراد حاضر را نام ببرید. اما این همه ماجرا نیست. یکی از مهمان‌ها دستگاه دود را روشن می‌کند و کل اتاق پر از مه غلیظ می‌شود و همه کسانی را که دورتر از شما ایستاده‌اند مسدود می‌کند. حالا حساب کن!

روش هایی برای تجسم تعداد ستاره ها

اما نیازی به وحشت نیست، زیرا همیشه حفره هایی وجود دارد. دوربین های مادون قرمز به شما این امکان را می دهند که از گرد و غبار و دود عبور کنید. پروژه های مشابه شامل تلسکوپ اسپیتزر، COBE، WISE و رصدخانه فضایی آلمان است.

همه آنها در ده سال گذشته برای مطالعه فضا در طول موج های فروسرخ پدید آمده اند. این به یافتن ستاره های پنهان کمک می کند. اما حتی این به ما اجازه نمی دهد همه چیز را ببینیم، بنابراین دانشمندان مجبور به محاسبه و ارائه ارقام حدس و گمان هستند. مشاهدات از مدارهای ستاره ای روی قرص کهکشانی آغاز می شود. با تشکر از این، سرعت مداری و دوره چرخش (حرکت) راه شیری محاسبه می شود.

نتیجه گیری در مورد چند ستاره در کهکشان راه شیری

منظومه شمسی 225 تا 250 میلیون سال طول می کشد تا یک چرخش به دور مرکز کهکشان کامل شود. یعنی سرعت کهکشان 600 کیلومتر بر ثانیه است.

سپس جرم تعیین می شود (هاله ماده تاریک - 90%) و میانگین جرم محاسبه می شود (جرم و انواع ستاره ها مورد مطالعه قرار می گیرد). در نتیجه، معلوم می شود که میانگین تخمین تعداد ستاره های کهکشان راه شیری 200-400 میلیارد اجرام آسمانی است.

فناوری های آینده یافتن هر ستاره را ممکن می کند. یا کاوشگرها قادر خواهند بود به فواصل باورنکردنی برسند و از کهکشان از "شمال" - بالای مرکز - عکس بگیرند. در حال حاضر فقط می توانیم به محاسبات ریاضی اتکا کنیم.

سیاره زمین، منظومه شمسی، میلیاردها ستاره دیگر و اجرام آسمانی - همه اینها کهکشان راه شیری ما است - یک شکل گیری بین کهکشانی عظیم، که در آن همه چیز از قوانین گرانش پیروی می کند. اطلاعات مربوط به اندازه واقعی کهکشان فقط تقریبی است. و جالب‌ترین چیز این است که صدها، شاید حتی هزاران، از این شکل‌ها، بزرگ‌تر یا کوچک‌تر، در کیهان وجود دارد.

کهکشان راه شیری و آنچه که آن را احاطه کرده است

تمام اجرام آسمانی از جمله سیارات راه شیری، ماهواره ها، سیارک ها، دنباله دارها و ستاره ها دائما در حرکت هستند. همه این اجرام که در گرداب کیهانی بیگ بنگ متولد شده اند، در مسیر تکامل خود قرار دارند. برخی مسن تر هستند، برخی دیگر به وضوح جوان تر هستند.

سازند گرانشی به دور مرکز می‌چرخد و بخش‌های جداگانه‌ای از کهکشان با سرعت‌های متفاوتی می‌چرخند. اگر در مرکز سرعت چرخش دیسک کهکشانی کاملاً متوسط ​​باشد، در حاشیه این پارامتر به مقادیر 200-250 کیلومتر در ثانیه می رسد. خورشید در یکی از این مناطق، نزدیکتر به مرکز قرص کهکشانی قرار دارد. فاصله آن تا مرکز کهکشان 25-28 هزار سال نوری است. خورشید و منظومه شمسی یک چرخش کامل حول محور مرکزی شکل گیری گرانشی را در 225-250 میلیون سال کامل می کنند. بر این اساس، منظومه شمسی در کل تاریخ وجود خود، تنها 30 بار به دور مرکز پرواز کرده است.

مکان کهکشان در کیهان

باید به یک ویژگی قابل توجه اشاره کرد. موقعیت خورشید و بر این اساس سیاره زمین بسیار راحت است. قرص کهکشانی دائماً تحت یک فرآیند فشرده سازی است. این مکانیسم ناشی از عدم تطابق بین سرعت چرخش شاخه های مارپیچی و حرکت ستارگانی است که طبق قوانین خود درون دیسک کهکشانی حرکت می کنند. در طول تراکم، فرآیندهای خشونت آمیزی رخ می دهد که با اشعه ماوراء بنفش قدرتمند همراه است. خورشید و زمین به راحتی در دایره چرخشی قرار دارند، جایی که چنین فعالیت شدیدی وجود ندارد: بین دو شاخه مارپیچی در مرز بازوهای راه شیری - قوس و پرسئوس. این نشان دهنده آرامشی است که ما برای مدت طولانی در آن بوده ایم. بیش از 4.5 میلیارد سال است که ما تحت تأثیر بلایای کیهانی قرار نگرفته ایم.

ساختار کهکشان راه شیری

قرص کهکشانی از نظر ترکیب همگن نیست. مانند سایر سیستم های گرانشی مارپیچی، کهکشان راه شیری دارای سه ناحیه قابل تشخیص است:

• یک هسته تشکیل شده توسط یک خوشه ستاره ای متراکم حاوی یک میلیارد ستاره در سنین مختلف.
• خود دیسک کهکشانی که از خوشه های ستاره، گاز ستاره ای و غبار تشکیل شده است.
• تاج، هاله کروی - منطقه ای که در آن خوشه های کروی، کهکشان های کوتوله، گروه های منفرد ستارگان، غبار کیهانی و گاز قرار دارند.

در نزدیکی صفحه دیسک کهکشانی ستاره های جوانی وجود دارد که در خوشه ها جمع شده اند. چگالی خوشه های ستاره ای در مرکز دیسک بیشتر است. در نزدیکی مرکز، چگالی 10000 ستاره در هر پارسک مکعب است. در منطقه ای که منظومه شمسی در آن قرار دارد، چگالی ستارگان در حال حاضر 1-2 ستاره در هر 16 پارسک مکعب است. به عنوان یک قاعده، سن این اجرام آسمانی بیش از چند میلیارد سال نیست.

گاز بین ستاره ای نیز در اطراف صفحه دیسک متمرکز می شود که تحت تأثیر نیروهای گریز از مرکز قرار دارد. علیرغم سرعت ثابت چرخش شاخه های مارپیچی، گاز بین ستاره ای به طور نابرابر توزیع می شود و مناطق بزرگ و کوچکی از ابرها و سحابی ها را تشکیل می دهد. با این حال، ماده اصلی ساختمان کهکشانی ماده تاریک است. جرم آن بر کل جرم تمام اجرام آسمانی که کهکشان راه شیری را تشکیل می دهند غالب است.

اگر در نمودار ساختار کهکشان کاملاً واضح و شفاف باشد، در واقعیت تقریباً غیرممکن است که مناطق مرکزی قرص کهکشانی را بررسی کنیم. ابرهای گاز و غبار و خوشه‌های گاز ستاره‌ای، نور مرکز راه شیری را که در آن یک هیولای فضایی واقعی زندگی می‌کند - سیاه‌چاله‌ای بسیار پرجرم، از دید ما پنهان می‌کنند. جرم این ابرغول تقریباً 4.3 میلیون M☉ است. در کنار ابرغول سیاهچاله کوچکتری قرار دارد. این شرکت غم انگیز با صدها سیاهچاله کوتوله تکمیل می شود. سیاهچاله های کهکشان راه شیری نه تنها خورنده ماده ستاره ای هستند، بلکه به عنوان یک بیمارستان زایمان عمل می کنند و دسته های عظیمی از پروتون ها، نوترون ها و الکترون ها را به فضا پرتاب می کنند. از آنها است که هیدروژن اتمی - سوخت اصلی قبیله ستاره - تشکیل می شود.

میله جامپر در ناحیه هسته کهکشانی قرار دارد. طول آن 27 هزار سال نوری است. ستارگان قدیمی در اینجا سلطنت می کنند، غول های قرمز، که ماده ستاره ای آنها سیاهچاله ها را تغذیه می کند. بخش عمده ای از هیدروژن مولکولی در این منطقه متمرکز شده است که به عنوان ماده اصلی ساختمان برای فرآیند تشکیل ستاره عمل می کند.

از نظر هندسی، ساختار کهکشان بسیار ساده به نظر می رسد. هر بازوی مارپیچی و چهار تای آنها در کهکشان راه شیری از یک حلقه گازی سرچشمه می گیرد. آستین ها با زاویه 20⁰ از هم جدا می شوند. در مرزهای بیرونی قرص کهکشانی، عنصر اصلی هیدروژن اتمی است که از مرکز کهکشان به اطراف پخش می شود. ضخامت لایه هیدروژن در حومه کهکشان راه شیری بسیار گسترده تر از مرکز است، در حالی که چگالی آن بسیار کم است. تخلیه لایه هیدروژن با تأثیر کهکشان های کوتوله که ده ها میلیارد سال است کهکشان ما را از نزدیک دنبال می کنند، تسهیل می شود.

مدل های نظری کهکشان ما

حتی ستاره شناسان باستانی سعی کردند ثابت کنند که نوار مرئی در آسمان بخشی از یک قرص ستاره ای عظیم است که به دور مرکز آن می چرخد. این بیانیه توسط محاسبات ریاضی انجام شده پشتیبانی می شود. تنها هزاران سال بعد، زمانی که روش‌های ابزاری اکتشاف فضا به کمک علم آمد، می‌توان تصوری از کهکشان ما داشت. پیشرفتی در مطالعه ماهیت کهکشان راه شیری کار ویلیام هرشل انگلیسی بود. در سال 1700، او توانست به طور تجربی ثابت کند که کهکشان ما قرصی شکل است.

در حال حاضر در زمان ما، تحقیقات به سمت دیگری رفته است. دانشمندان بر مقایسه حرکات ستارگانی که فواصل متفاوتی بین آنها وجود داشت تکیه کردند. ژاکوب کاپتین با استفاده از روش اختلاف منظر توانست قطر کهکشان را که طبق محاسبات وی 60 تا 70 هزار سال نوری است، به طور تقریبی تعیین کند. بر این اساس مکان خورشید مشخص شد. معلوم شد که نسبتاً دور از مرکز خشمگین کهکشان و در فاصله قابل توجهی از حاشیه کهکشان راه شیری قرار دارد.

نظریه اساسی وجود کهکشان ها نظریه اخترفیزیکدان آمریکایی ادوین هابل است. او این ایده را مطرح کرد که تمام تشکیلات گرانشی را طبقه بندی کند و آنها را به کهکشان های بیضوی و تشکیلات مارپیچی تقسیم کند. دومی، کهکشان های مارپیچی، بزرگترین گروه را نشان می دهد که شامل سازندهای با اندازه های مختلف است. بزرگترین کهکشان مارپیچی اخیراً کشف شده NGC 6872 با قطر بیش از 552 هزار سال نوری است.

آینده مورد انتظار و پیش بینی ها

به نظر می رسد کهکشان راه شیری یک شکل گرانشی فشرده و منظم است. برخلاف همسایگان ما، خانه بین کهکشانی ما کاملا آرام است. سیاهچاله ها به طور سیستماتیک بر قرص کهکشانی تأثیر می گذارند و اندازه آن را کاهش می دهند. این روند تاکنون ده ها میلیارد سال به طول انجامیده است و مشخص نیست که تا چه زمانی ادامه خواهد داشت. تنها تهدیدی که بر کهکشان ما وجود دارد از نزدیکترین همسایه آن می آید. کهکشان آندرومدا به سرعت به ما نزدیک می شود. دانشمندان پیشنهاد می کنند که برخورد دو سیستم گرانشی ممکن است در 4.5 میلیارد سال رخ دهد.

چنین ملاقات-ادغامی به معنای پایان جهانی است که ما در آن به زندگی عادت کرده ایم. کهکشان راه شیری که از نظر اندازه کوچکتر است، توسط سازند بزرگتر جذب می شود. به جای دو شکل مارپیچی بزرگ، یک کهکشان بیضی شکل جدید در کیهان ظاهر می شود. تا این زمان، کهکشان ما قادر به مقابله با ماهواره های خود خواهد بود. دو کهکشان کوتوله - ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک - تا 4 میلیارد سال دیگر توسط کهکشان راه شیری جذب خواهند شد.

اگر از تبلیغات در این سایت خسته شده اید، اپلیکیشن موبایل ما را از اینجا دانلود کنید: https://play.google.com/store/apps/details?id=com.news.android.military یا زیر با کلیک بر روی لوگوی Google Play . در آنجا تعداد بلوک های تبلیغاتی را به طور خاص برای مخاطبان عادی خود کاهش دادیم.
همچنین در برنامه:
- حتی اخبار بیشتر
- به روز رسانی 24 ساعت شبانه روز
- اطلاعیه در مورد رویدادهای مهم

اگر سوالی دارید، آنها را در نظرات زیر مقاله مطرح کنید. ما یا بازدیدکنندگان ما خوشحال خواهیم شد که به آنها پاسخ دهیم

مردم از زمان های قدیم به عصر کیهان علاقه مند بوده اند. و اگرچه برای دیدن تاریخ تولدش نمی توانید از او پاسپورت بخواهید، علم مدرن توانسته به این سوال پاسخ دهد. درست است، به تازگی.

پاسپورت کیهان اخترشناسان زندگی نامه اولیه کیهان را به تفصیل مطالعه کرده اند. اما آنها در مورد سن دقیق او تردید داشتند که تنها در چند دهه گذشته برطرف شد.

الکسی لوین

حکیمان بابلی و یونانی جهان را جاودانه و تغییرناپذیر می دانستند و وقایع نگاران هندو در 150 ق.م. مشخص کرد که او دقیقاً 1,972,949,091 سال سن دارد (اتفاقاً از نظر ترتیب بزرگی آنها زیاد اشتباه نکردند!). در سال 1642، جان لایت فوت، متکلم انگلیسی، از طریق تحلیل دقیق متون کتاب مقدس، محاسبه کرد که آفرینش جهان در سال 3929 قبل از میلاد اتفاق افتاده است. چند سال بعد، اسقف ایرلندی جیمز آشر آن را به 4004 منتقل کرد. بنیانگذاران علم مدرن، یوهانس کپلر و آیزاک نیوتن نیز این موضوع را نادیده نگرفتند. اگرچه آنها نه تنها به کتاب مقدس، بلکه به نجوم نیز متوسل شدند، نتایج آنها مشابه محاسبات الهیدانان - 3993 و 3988 قبل از میلاد بود. در دوران روشنگری ما، سن جهان به روش های دیگری تعیین می شود. برای دیدن آنها از منظر تاریخی، اجازه دهید ابتدا نگاهی به سیاره خودمان و محیط کیهانی آن بیندازیم.

اخترشناسان زندگی نامه اولیه کیهان را به تفصیل مطالعه کرده اند. اما آنها در مورد سن دقیق او تردید داشتند که تنها در چند دهه گذشته برطرف شد.

فال با سنگ

از نیمه دوم قرن هجدهم، دانشمندان شروع به تخمین سن زمین و خورشید بر اساس مدل های فیزیکی کردند. بنابراین، در سال 1787، ژرژ لوئیس لکلرک، طبیعت‌شناس فرانسوی به این نتیجه رسید که اگر سیاره ما در بدو تولد توپی از آهن مذاب باشد، از 75 تا 168 هزار سال نیاز دارد تا تا دمای فعلی خنک شود. پس از 108 سال، جان پری، ریاضیدان و مهندس ایرلندی، تاریخ حرارتی زمین را دوباره محاسبه کرد و سن آن را 2 تا 3 میلیارد سال تعیین کرد. در همان آغاز قرن بیستم، لرد کلوین به این نتیجه رسید که اگر خورشید به تدریج منقبض شود و صرفاً به دلیل آزاد شدن انرژی گرانشی بتابد، سن آن (و در نتیجه حداکثر سن زمین و سایر سیارات) خواهد بود. می تواند چند صد میلیون سال باشد. اما در آن زمان، زمین شناسان به دلیل عدم وجود روش های معتبر زمین شناسی، نه می توانستند این تخمین ها را تایید و نه رد کنند.

در اواسط دهه اول قرن بیستم، ارنست رادرفورد و شیمیدان آمریکایی، برترام بولتوود، اساس تاریخ‌گذاری رادیومتری سنگ‌های زمین را ایجاد کردند که نشان داد پری به حقیقت بسیار نزدیک‌تر است. در دهه 1920، نمونه های معدنی پیدا شد که سن رادیومتری آن ها نزدیک به 2 میلیارد سال بود. بعدها، زمین شناسان این مقدار را بیش از یک بار افزایش دادند و تا به حال بیش از دو برابر شده است - به 4.4 میلیارد. داده های اضافی با مطالعه "سنگ های آسمانی" - شهاب سنگ ها ارائه شده است. تقریباً تمام تخمین‌های رادیومتری سن آنها در محدوده 4.4 تا 4.6 میلیارد سال است.

هلیوسیسمولوژی مدرن امکان تعیین مستقیم سن خورشید را فراهم می کند که طبق آخرین داده ها 4.56 - 4.58 میلیارد سال است. از آنجایی که مدت زمان تراکم گرانشی ابر پیش‌خورشیدی تنها در میلیون‌ها سال اندازه‌گیری شد، می‌توان با اطمینان گفت که از آغاز این فرآیند تا امروز بیش از 4.6 میلیارد سال نگذشته است. در عین حال، ماده خورشیدی حاوی عناصر بسیاری سنگین‌تر از هلیوم است که در کوره‌های گرما هسته‌ای ستارگان عظیم نسل‌های قبلی که در ابرنواخترها سوختند و منفجر شدند، تشکیل شدند. این بدان معناست که وجود کیهان بسیار بیشتر از سن منظومه شمسی است. برای تعیین میزان این مازاد، ابتدا باید به کهکشان خود بروید و سپس فراتر از محدوده آن بروید.

دنبال کوتوله های سفید

طول عمر کهکشان ما را می توان به روش های مختلفی تعیین کرد، اما ما خود را به دو مورد از قابل اعتمادترین آنها محدود می کنیم. روش اول مبتنی بر نظارت بر درخشش کوتوله های سفید است. این اجرام سماوی فشرده (به اندازه زمین) و در ابتدا بسیار داغ، مرحله نهایی زندگی را برای همه ستارگان به جز پرجرم ترین ستارگان نشان می دهند. برای تبدیل شدن به یک کوتوله سفید، یک ستاره باید تمام سوخت گرما هسته ای خود را به طور کامل بسوزاند و متحمل چندین فاجعه شود - به عنوان مثال، برای مدتی به یک غول سرخ تبدیل شود.

ساعت طبیعی

بر اساس تاریخ‌سنجی رادیومتری، قدیمی‌ترین سنگ‌های روی زمین در حال حاضر گنیس‌های خاکستری ساحل دریاچه بزرگ برده در شمال غربی کانادا در نظر گرفته می‌شوند - سن آنها 4.03 میلیارد سال تعیین شده است. حتی قبل از آن (4.4 میلیارد سال پیش)، دانه های کوچک معدنی زیرکون، سیلیکات زیرکونیوم طبیعی موجود در گنیس در غرب استرالیا، متبلور شدند. و از آنجایی که پوسته زمین قبلاً در آن روزها وجود داشت، سیاره ما باید تا حدودی قدیمی تر باشد.
در مورد شهاب‌سنگ‌ها، دقیق‌ترین اطلاعات با قدمت ادغام‌های کلسیم-آلومینیوم در مواد شهاب‌سنگ‌های کندریتی کربونیفر ارائه می‌شود که پس از تشکیل آن از ابر گاز-غباری که خورشید تازه متولد شده را احاطه کرده بود، تقریباً بدون تغییر باقی ماندند. سن رادیومتری ساختارهای مشابه در شهاب سنگ افرموفکا که در سال 1962 در منطقه پاولودار قزاقستان یافت شد، 4 میلیارد و 567 میلیون سال است.

یک کوتوله سفید معمولی تقریباً به طور کامل از یون‌های کربن و اکسیژن که در گاز الکترون منحط جاسازی شده‌اند، تشکیل شده است و دارای اتمسفر نازکی است که توسط هیدروژن یا هلیوم تسلط دارد. دمای سطح آن بین 8000 تا 40000 کلوین است، در حالی که ناحیه مرکزی تا میلیون ها و حتی ده ها میلیون درجه گرم می شود. طبق مدل‌های نظری، کوتوله‌هایی که عمدتاً از اکسیژن، نئون و منیزیم تشکیل شده‌اند (که تحت شرایط خاص به ستاره‌هایی با جرم 8 تا 10.5 یا حتی تا 12 جرم خورشید تبدیل می‌شوند) نیز ممکن است متولد شوند، اما وجود آنها هنوز به وجود نیامده است. ثابت شده است. این نظریه همچنین بیان می کند که ستارگانی با جرم حداقل نیمی از خورشید در نهایت به کوتوله های سفید هلیوم تبدیل می شوند. چنین ستارگانی بسیار زیاد هستند، اما هیدروژن را بسیار آهسته می سوزانند و در نتیجه ده ها و صدها میلیون سال عمر می کنند. تا کنون، آنها به سادگی زمان کافی برای تخلیه سوخت هیدروژنی خود را نداشته اند (کوتوله های هلیوم بسیار کمی که تا به امروز کشف شده اند در سیستم های دوتایی زندگی می کنند و به روشی کاملاً متفاوت پدید آمده اند).

از آنجایی که یک کوتوله سفید نمی تواند واکنش های همجوشی گرما هسته ای را پشتیبانی کند، به دلیل انرژی انباشته شده می درخشد و بنابراین به آرامی سرد می شود. سرعت این خنک‌سازی را می‌توان محاسبه کرد و بر این اساس، زمان لازم برای کاهش دمای سطح را از دمای اولیه (برای یک کوتوله معمولی حدود 150000 کلوین است) تا دمای مشاهده‌شده تعیین کرد. از آنجایی که ما به عصر کهکشان علاقه مندیم، باید به دنبال طولانی ترین و در نتیجه سردترین کوتوله های سفید باشیم. تلسکوپ های مدرن تشخیص کوتوله های درون کهکشانی با دمای سطحی کمتر از 4000 کلوین را ممکن می سازند که درخشندگی آنها 30000 برابر کمتر از خورشید است. تاکنون آنها پیدا نشده اند - یا اصلاً آنجا نیستند یا تعداد بسیار کمی از آنها وجود دارد. بنابراین کهکشان ما نمی تواند بیش از 15 میلیارد سال قدمت داشته باشد، در غیر این صورت به مقدار قابل توجهی وجود خواهند داشت.

تا به امروز سنگ ها از تجزیه و تحلیل محتوای محصولات فروپاشی ایزوتوپ های مختلف رادیواکتیو در آنها استفاده می شود. بسته به نوع سنگ و زمان قدمت گذاری، از جفت های مختلف ایزوتوپ استفاده می شود.

این حد بالای سن است. در مورد پایین چه می توانیم بگوییم؟ جالب‌ترین کوتوله‌های سفید شناخته شده در حال حاضر توسط تلسکوپ فضایی هابل در سال‌های 2002 و 2007 شناسایی شدند. محاسبات نشان داد که سن آنها 11.5 - 12 میلیارد سال است. به این موضوع باید سن ستارگان قبلی (از نیم میلیارد تا یک میلیارد سال) را نیز اضافه کنیم. به این ترتیب کهکشان راه شیری کمتر از 13 میلیارد سال سن ندارد. بنابراین تخمین نهایی سن آن، که از مشاهدات کوتوله های سفید به دست می آید، تقریباً 13 تا 15 میلیارد سال است.

گواهی توپ

روش دوم مبتنی بر مطالعه خوشه های ستاره ای کروی است که در ناحیه محیطی کهکشان راه شیری قرار دارند و به دور هسته آن می چرخند. آنها شامل صدها هزار تا بیش از یک میلیون ستاره هستند که توسط جاذبه متقابل محدود شده اند.

خوشه های کروی تقریباً در همه کهکشان های بزرگ یافت می شوند و تعداد آنها گاهی به هزاران می رسد. تقریباً هیچ ستاره جدیدی در آنجا متولد نمی شود، اما ستاره های قدیمی به وفور وجود دارند. حدود 160 خوشه کروی از این دست در کهکشان ما ثبت شده است و شاید دو تا سه ده مورد دیگر نیز کشف شود. مکانیسم های تشکیل آنها کاملاً مشخص نیست، با این حال، به احتمال زیاد، بسیاری از آنها بلافاصله پس از تولد خود کهکشان پدید آمدند. بنابراین، تاریخ‌گذاری تشکیل قدیمی‌ترین خوشه‌های کروی این امکان را فراهم می‌آورد که حد پایین‌تری برای سن کهکشانی ایجاد شود.

این دوستیابی از نظر فنی بسیار پیچیده است، اما بر اساس یک ایده بسیار ساده است. همه ستارگان این خوشه (از پرجرم تا سبک ترین) از یک ابر گازی تشکیل شده اند و بنابراین تقریباً همزمان متولد می شوند. با گذشت زمان، آنها ذخایر اصلی هیدروژن را می سوزانند - برخی زودتر، برخی دیگر دیرتر. در این مرحله، ستاره دنباله اصلی را ترک می کند و دستخوش یک سری دگرگونی می شود که به فروپاشی گرانشی کامل (به دنبال تشکیل یک ستاره نوترونی یا سیاه چاله) و یا ظهور یک کوتوله سفید ختم می شود. بنابراین، مطالعه ترکیب یک خوشه کروی، تعیین سن آن را کاملاً دقیق ممکن می کند. برای آمار قابل اعتماد، تعداد خوشه های مورد مطالعه باید حداقل چند ده باشد.

این کار سه سال پیش توسط تیمی از ستاره شناسان با استفاده از دوربین ACS (دوربین پیشرفته برای بررسی) تلسکوپ فضایی هابل انجام شد. پایش 41 خوشه کروی در کهکشان ما نشان داد که میانگین سنی آنها 12.8 میلیارد سال است. رکوردداران خوشه های NGC 6937 و NGC 6752 بودند که در فاصله 7200 و 13000 سال نوری از خورشید قرار دارند. آنها تقریباً به طور قطع کمتر از 13 میلیارد سال سن ندارند، و محتمل ترین عمر خوشه دوم 13.4 میلیارد سال است (البته با خطای مثبت یا منفی یک میلیارد).

ستارگانی که جرم آنها به ترتیب خورشید است، با کاهش ذخایر هیدروژن آنها متورم می شوند و به کوتوله های قرمز تبدیل می شوند، پس از آن هسته هلیوم آنها در حین فشرده سازی گرم می شود و احتراق هلیوم آغاز می شود. پس از مدتی، ستاره پوسته خود را می ریزد و یک سحابی سیاره ای تشکیل می دهد و سپس به یک کوتوله سفید تبدیل می شود و سپس سرد می شود.

با این حال، کهکشان ما باید قدیمی‌تر از خوشه‌هایش باشد. اولین ستاره های پرجرم آن به صورت ابرنواختر منفجر شدند و هسته های بسیاری از عناصر، به ویژه هسته های ایزوتوپ پایدار بریلیم-بریلیم-9 را به فضا پرتاب کردند. هنگامی که خوشه های کروی شروع به شکل گیری کردند، ستارگان تازه متولد شده آن ها از قبل حاوی بریلیوم بودند و هر چه دیرتر به وجود آمدند بیشتر شد. بر اساس محتوای بریلیوم در جو آنها، می توان تعیین کرد که خوشه ها چقدر جوان تر از کهکشان هستند. همانطور که داده های خوشه NGC 6937 نشان می دهد، این تفاوت بین 200 تا 300 میلیون سال است. بنابراین، بدون کشش زیاد، می‌توان گفت که سن کهکشان راه شیری از 13 میلیارد سال فراتر رفته و شاید به 13.3 تا 13.4 میلیارد سال برسد. به روشی کاملاً متفاوت به دست آمد.

قانون هابل

فرمول علمی پرسش درباره سن کیهان تنها در آغاز ربع دوم قرن گذشته امکان پذیر شد. در اواخر دهه 1920، ادوین هابل و دستیارش میلتون هوماسون شروع به روشن کردن فاصله تا ده ها سحابی خارج از راه شیری کردند، که تنها چند سال قبل به کهکشان های مستقل تبدیل شده بودند.

این کهکشان‌ها با سرعت‌های شعاعی که با انتقال طیف‌های آنها به سرخ اندازه‌گیری می‌شود، از خورشید دور می‌شوند. اگرچه فواصل بیشتر این کهکشان‌ها را می‌توان با یک خطای بزرگ تعیین کرد، اما هابل همچنان متوجه شد که آنها تقریباً متناسب با سرعت‌های شعاعی هستند، همانطور که او در مقاله‌ای که در اوایل سال 1929 منتشر شد، نوشت. دو سال بعد، هابل و هوماسون این نتیجه‌گیری را بر اساس مشاهدات کهکشان‌های دیگر - برخی از آنها در فاصله بیش از 100 میلیون سال نوری از ما - تأیید کردند.

این داده ها اساس فرمول معروف v=H0d را تشکیل می دهند که به قانون هابل معروف است. در اینجا v سرعت شعاعی کهکشان نسبت به زمین است، d فاصله است، H0 ضریب تناسب است، که بعد آن، همانطور که به راحتی قابل مشاهده است، معکوس بعد زمان است (قبلاً ثابت هابل نامیده می شد. ، که نادرست است، زیرا در دوره های قبلی مقدار H0 با امروز متفاوت بود). خود هابل و بسیاری از منجمان دیگر برای مدت طولانی فرضیات مربوط به معنای فیزیکی این پارامتر را رد می کردند. با این حال، ژرژ لماتر در سال 1927 نشان داد که نظریه نسبیت عام به ما اجازه می دهد انبساط کهکشان ها را به عنوان شواهدی از انبساط کیهان تفسیر کنیم. چهار سال بعد، او شهامت این را داشت که این نتیجه را به نتیجه منطقی برساند و این فرضیه را مطرح کرد که جهان از جنینی تقریباً نقطه مانند پدید آمده است، که او، به دلیل نبود اصطلاح بهتر، آن را اتم نامید. این اتم اولیه می توانست برای هر زمان تا بی نهایت در حالت ایستا باقی بماند، اما "انفجار" آن فضایی در حال انبساط پر از ماده و تشعشع را به وجود آورد که در زمان محدودی باعث پیدایش جهان کنونی شد. لماتر قبلاً در اولین مقاله خود یک آنالوگ کامل از فرمول هابل را استخراج کرد و با داشتن داده های شناخته شده در آن زمان در مورد سرعت و فواصل تعدادی از کهکشان ها، تقریباً همان مقدار ضریب تناسب بین فواصل و سرعت را به دست آورد. به عنوان هابل با این حال، مقاله او به زبان فرانسه در یک مجله بلژیکی کمتر شناخته شده منتشر شد و در ابتدا مورد توجه قرار نگرفت. این امر تنها در سال 1931 پس از انتشار ترجمه انگلیسی آن برای اکثر ستاره شناسان شناخته شد.

تکامل کیهان با سرعت اولیه انبساط آن و همچنین اثرات گرانش (از جمله ماده تاریک) و ضد جاذبه (انرژی تاریک) تعیین می شود. بسته به رابطه بین این عوامل، نمودار اندازه کیهان هم در آینده و هم در گذشته شکل متفاوتی دارد که بر تخمین سن آن تأثیر می گذارد. مشاهدات کنونی نشان می دهد که جهان به صورت تصاعدی در حال انبساط است (گراف قرمز).

زمان هابل

از این کار لمتر و آثار بعدی خود هابل و سایر کیهان شناسان مستقیماً این نتیجه حاصل شد که سن کیهان (به طور طبیعی از لحظه اولیه انبساط آن اندازه گیری می شود) به مقدار 1/H0 بستگی دارد که اکنون هابل نامیده می شود. زمان. ماهیت این وابستگی توسط مدل خاص جهان مشخص می شود. اگر فرض کنیم در یک جهان مسطح پر از ماده گرانشی و تشعشع زندگی می کنیم، برای محاسبه سن آن 1/H0 باید در 2/3 ضرب شود.

این همان جایی بود که مشکل ایجاد شد. از اندازه‌گیری‌های هابل و هوماسون چنین برمی‌آید که مقدار عددی 1/H0 تقریباً برابر با 1.8 میلیارد سال است. پس از آن، جهان 1.2 میلیارد سال پیش متولد شد، که به وضوح حتی با تخمین های بسیار دست کم گرفته شده از سن زمین در آن زمان تناقض داشت. با این فرض که کهکشان ها کندتر از آنچه هابل فکر می کرد دور می شوند، می توان از این دشواری خارج شد. با گذشت زمان، این فرض تایید شد، اما مشکل را حل نکرد. بر اساس داده های به دست آمده در پایان قرن گذشته با استفاده از نجوم نوری، 1/H0 از 13 تا 15 میلیارد سال متغیر است. بنابراین این اختلاف همچنان باقی است، زیرا فضای کیهان مسطح در نظر گرفته شده و می شود و دو سوم زمان هابل بسیار کمتر از حتی متوسط ​​ترین تخمین ها در مورد سن کهکشان است.

دنیای خالی

بر اساس آخرین اندازه گیری پارامتر هابل، حد پایین زمان هابل 13.5 میلیارد سال و حد بالایی 14 میلیارد سال است. به نظر می رسد که سن کنونی جهان تقریباً برابر با زمان فعلی هابل است. چنین برابری باید برای جهانی کاملاً خالی، که در آن نه ماده گرانشی و نه میدان های ضد گرانشی وجود دارد، به شدت و همیشه رعایت شود. اما در دنیای ما هر دو به اندازه کافی وجود دارد. واقعیت این است که فضا ابتدا به آرامی گسترش یافت، سپس سرعت انبساط آن شروع به افزایش کرد و در عصر کنونیاین روندهای متضاد تقریباً یکدیگر را جبران کردند.

به طور کلی، این تناقض در سال های 1998 - 1999 حذف شد، زمانی که دو تیم از ستاره شناسان ثابت کردند که در طول 5 تا 6 میلیارد سال گذشته، فضای بیرونی نه با سرعت کاهش، بلکه با سرعت فزاینده ای در حال گسترش است. این شتاب معمولاً با این واقعیت توضیح داده می شود که در جهان ما تأثیر عامل ضد جاذبه، به اصطلاح انرژی تاریک، که چگالی آن در طول زمان تغییر نمی کند، در حال افزایش است. از آنجایی که چگالی ماده گرانشی با انبساط کیهان کاهش می یابد، انرژی تاریک بیشتر و بیشتر با گرانش رقابت می کند. مدت زمان وجود یک جهان با یک جزء ضد گرانشی لازم نیست برابر با دو سوم زمان هابل باشد. بنابراین، کشف انبساط شتابان کیهان (که در سال 2011 توسط جایزه نوبل مورد اشاره قرار گرفت) امکان از بین بردن اختلاف بین تخمین های کیهانی و نجومی از عمر آن را فراهم کرد. این همچنین مقدمه ای برای توسعه روش جدیدی برای تعیین تاریخ تولد او بود.

ریتم های کیهانی

در 30 ژوئن 2001، ناسا اکسپلورر 80 را به فضا فرستاد که دو سال بعد به WMAP تغییر نام داد، کاوشگر ناهمسانگردی مایکروویو ویلکینسون. تجهیزات او امکان ثبت نوسانات دمایی تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی مایکروویو با وضوح زاویه ای کمتر از سه دهم درجه را فراهم کرد. قبلاً مشخص بود که طیف این تابش تقریباً به طور کامل با طیف یک جسم سیاه ایده آل که تا 2.725 K گرم شده است منطبق است و نوسانات دمای آن در اندازه گیری های "درشت دانه" با وضوح زاویه ای 10 درجه از 0.000036 K تجاوز نمی کند. با این حال، در اندازه گیری های "ریزدانه" در مقیاس پروب WMAP، دامنه چنین نوساناتی شش برابر بزرگتر بود (حدود 0.0002 K). تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی لکه‌دار بود، با مناطقی که کمی بیشتر و کمی گرمتر شده بودند.

نوسانات در تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی توسط نوسانات در چگالی گاز الکترون-فوتون که زمانی فضای بیرون را پر می کرد، ایجاد می شود. حدود 380000 سال پس از انفجار بزرگ، زمانی که تقریباً تمام الکترون‌های آزاد با هسته‌های هیدروژن، هلیوم و لیتیوم ترکیب شدند، تقریباً به صفر رسید و در نتیجه اتم‌های خنثی به وجود آمدند. تا زمانی که این اتفاق نیفتاد، امواج صوتی در گاز الکترون-فوتون، تحت تأثیر میدان های گرانشی ذرات ماده تاریک منتشر می شدند. این امواج، یا به قول اخترفیزیکدانان، نوسانات آکوستیک، اثر خود را بر روی طیف تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی به جا گذاشتند. این طیف را می توان با استفاده از دستگاه نظری کیهان شناسی و هیدرودینامیک مغناطیسی رمزگشایی کرد که امکان ارزیابی مجدد سن کیهان را فراهم می کند. همانطور که آخرین محاسبات نشان می دهد، محتمل ترین وسعت آن 13.72 میلیارد سال است. اکنون تخمین استاندارد طول عمر کیهان در نظر گرفته می شود. اگر تمام نادرستی‌ها، تحمل‌ها و تقریب‌های احتمالی را در نظر بگیریم، می‌توان نتیجه گرفت که طبق نتایج کاوشگر WMAP، جهان بین 13.5 تا 14 میلیارد سال وجود داشته است.

بنابراین، ستاره شناسان، با تخمین سن کیهان به سه روش مختلف، نتایج کاملاً سازگاری به دست آوردند. بنابراین، ما اکنون می دانیم (یا به بیان محتاطانه تر، فکر می کنیم که می دانیم) چه زمانی جهان ما پدید آمد - حداقل با دقت چند صد میلیون سال. احتمالاً نوادگان راه حل این معمای قدیمی را به فهرست برجسته ترین دستاوردهای ستاره شناسی و اخترفیزیک اضافه خواهند کرد.