วิกิพีเดีย

ดาราจักร

ระบบของดาวฤกษ์และสสารระหว่างดาวที่รวมอยู่ด้วยกันด้วยแรงโน้มถ่วง
(เปลี่ยนทางจาก กาแลกซี)

ดาราจักร หรือ กาแล็กซี (อังกฤษ: galaxy) เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์นับล้านดวง กับสสารระหว่างดาวอันประกอบด้วยแก๊ส ฝุ่น และสสารมืด[1][2] รวมอยู่ด้วยกันด้วยแรงโน้มถ่วง คำนี้มีที่มาจากภาษากรีกว่า galaxias [γαλαξίας] หมายถึง "น้ำนม" (milk) ซึ่งสื่อโดยตรงถึงดาราจักรทางช้างเผือก (Milky Way) ดาราจักรโดยทั่วไปมีขนาดน้อยใหญ่ต่างกัน นับแต่ดาราจักรแคระที่มีดาวฤกษ์ประมาณสิบล้านดวง[3] ไปจนถึงดาราจักรขนาดยักษ์ที่มีดาวฤกษ์นับถึงล้านล้านดวง[4] โคจรรอบศูนย์กลางมวลจุดเดียวกัน ในดาราจักรหนึ่ง ๆ ยังประกอบไปด้วยระบบดาวหลายดวง กระจุกดาวจำนวนมาก และเมฆระหว่างดาวหลายประเภท ดวงอาทิตย์ของเราเป็นหนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์ในดาราจักรทางช้างเผือก เป็นศูนย์กลางของระบบสุริยะซึ่งมีโลกและวัตถุอื่น ๆ โคจรโดยรอบ

NGC 4414 ดาราจักรชนิดก้นหอยในกลุ่มดาวผมเบเรนิซ โดยมีเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 55,000 ปีแสง และอยู่ห่างจากโลกไปประมาณ 60 ล้านปีแสง

ในอดีตมีการแบ่งดาราจักรเป็นชนิดต่าง ๆ โดยจำแนกจากลักษณะที่มองเห็นด้วยตา รูปแบบที่พบโดยทั่วไปคือดาราจักรรี (elliptical galaxy)[5] ซึ่งปรากฏให้เห็นเป็นรูปทรงรี ดาราจักรชนิดก้นหอย (spiral galaxy) เป็นดาราจักรรูปร่างแบนเหมือนจาน ภายในมีแขนฝุ่นเป็นวงโค้ง ดาราจักรที่มีรูปร่างไม่แน่นอนหรือแปลกประหลาดเรียกว่าดาราจักรแปลก (peculiar galaxy) ซึ่งมักเกิดจากการถูกรบกวนด้วยแรงโน้มถ่วงของดาราจักรข้างเคียง อันตรกิริยาระหว่างดาราจักรในลักษณะนี้อาจส่งผลให้ดาราจักรมารวมตัวกัน และทำให้เกิดสภาวะที่ดาวฤกษ์มาจับกลุ่มกันมากขึ้นและกลายสภาพเป็นดาราจักรที่สร้างดาวฤกษ์ใหม่อย่างกระจาย เรียกว่าดาราจักรชนิดดาวกระจาย (starburst galaxy) นอกจากนี้ดาราจักรขนาดเล็กที่ปราศจากโครงสร้างอันเชื่อมโยงกันก็มักถูกเรียกว่าดาราจักรไร้รูปแบบ (irregular galaxy)[6]

เชื่อกันว่าในเอกภพที่สังเกตได้มีดาราจักรอยู่ประมาณหนึ่งแสนล้านแห่ง[7] ดาราจักรส่วนใหญ่มีเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 1,000 ถึง 100,000 พาร์เซก[4] และแยกห่างจากกันและกันนับล้านพาร์เซก (หรือเมกะพาร์เซก)[8] ช่องว่างระหว่างดาราจักรประกอบด้วยแก๊สเบาบางที่มีความหนาแน่นเฉลี่ยต่ำกว่า 1 อะตอมต่อลูกบาศก์เมตร ดาราจักรส่วนใหญ่จะจับกลุ่มเรียกว่ากระจุกดาราจักร (cluster) ในบางครั้งกลุ่มของดาราจักรนี้อาจมีขนาดใหญ่มาก เรียกว่ากลุ่มกระจุกดาราจักร (supercluster) โครงสร้างขนาดมหึมาขึ้นไปกว่านั้นเป็นกลุ่มดาราจักรที่โยงใยถึงกันเรียกว่า ใยเอกภพ (filament) ซึ่งกระจายอยู่ครอบคลุมเนื้อที่อันกว้างใหญ่ไพศาลของเอกภพ[9]

แม้จะยังไม่เป็นที่เข้าใจนัก แต่ดูเหมือนว่าสสารมืดจะเป็นองค์ประกอบกว่า 90% ของมวลในดาราจักรส่วนใหญ่ ข้อมูลจากการสังเกตการณ์พบว่าหลุมดำมวลยวดยิ่งอาจอยู่ที่บริเวณใจกลางของดาราจักรจำนวนมาก แม้จะไม่ใช่ทั้งหมด มีข้อเสนอว่ามันอาจเป็นสาเหตุเริ่มต้นของนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ (active galactic nucleus: AGN) ซึ่งพบที่บริเวณแกนกลางของดาราจักร ดาราจักรทางช้างเผือกเองก็มีหลุมดำเช่นว่านี้อยู่ที่นิวเคลียสด้วยอย่างน้อยหนึ่งหลุม[10]

ที่มาของชื่อ

แก้

คำว่า กาแล็กซี มาจากคำศัพท์ในภาษากรีกที่ใช้เรียกดาราจักรของเรา คือ galaxias (γαλαξίας) หรือ kyklos galaktikos ซึ่งมีความหมายว่า "วงกลมน้ำนม" อันเนื่องมาจากลักษณะที่ปรากฏบนท้องฟ้า ในตำนานเทพปกรณัมกรีก เทพซุสมีบุตรคนหนึ่งกับสตรีชาวมนุษย์ คือ เฮราคลีส พระองค์วางบุตรผู้เป็นทารกบนทรวงอกของเทพีเฮราขณะที่นางหลับ เพื่อให้ทารกได้ดื่มน้ำนมของนางและจะได้เป็นอมตะ เมื่อเฮราตื่นขึ้นและพบว่าทารกแปลกหน้ากำลังดื่มนมจากอกนาง ก็ผลักทารกนั้นออกไป สายน้ำนมกระเซ็นออกไปบนฟากฟ้ายามราตรี เกิดเป็นแถบแสงจางๆ ซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า "ทางน้ำนม" (Milky Way; ไทยเรียก "ทางช้างเผือก")[11]

ในบทความทางด้านดาราศาสตร์ คำว่า galaxy ที่ขึ้นต้นด้วยอักษรตัวใหญ่ ('Galaxy') จะใช้ในความหมายที่เฉพาะเจาะจงว่าหมายถึงดาราจักรทางช้างเผือกของเรา เพื่อให้แตกต่างจากดาราจักรอื่น

คำว่า "ทางน้ำนม" (Milky Way) ปรากฏครั้งแรกในวรรณกรรมภาษาอังกฤษ ในบทกวีของชอเซอร์ [12] ดังนี้

See yonder, lo, the Galaxyë
Which men clepeth the Milky Wey,
For hit is whyt.

— เจฟฟรีย์ ชอเซอร์, The House of Fame, ค.ศ. 1380

เมื่อวิลเลียม เฮอร์เชล ได้จัดทำรายการวัตถุท้องฟ้า เขาเรียกวัตถุแบบดาราจักร เช่น ดาราจักร M31 ว่า "spiral nebula" ในเวลาต่อมาจึงพบว่าวัตถุนั้นเป็นการรวมกลุ่มอย่างหนาแน่นของดาวฤกษ์จำนวนมาก และได้ทราบระยะห่างอย่างแท้จริง มันจึงถูกเรียกว่า island universes อย่างไรก็ดี คำว่า universe เป็นที่เข้าใจกันว่าหมายถึงห้วงอวกาศโดยรวมทั้งหมด ดังนั้นคำนี้จึงไม่ได้ใช้เรียกขานอีก ภายหลังวัตถุจำพวกดาราจักรจึงถูกเรียกว่า galaxy[13]

ประวัติการสังเกตการณ์

แก้

การค้นพบว่าเราอาศัยอยู่ในดาราจักร และความจริงที่ว่ามีดาราจักรอยู่เป็นจำนวนมากมาย เกิดขึ้นพร้อมๆ กันกับการพบข้อเท็จจริงของทางช้างเผือก และเนบิวลาต่างๆ ที่อยู่บนท้องฟ้า

ทางช้างเผือก

แก้

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 โดยใช้สมมุติฐานว่าระบบสุริยะอยู่ใกล้ศูนย์กลาง

ความพยายามครั้งแรกที่จะบรรยายรูปร่างของทางช้างเผือกและตำแหน่งของดวงอาทิตย์ในดาราจักรนั้นเริ่มต้นขึ้นในปี 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]

เนบิวลา

แก้
 
ภาพร่างดาราจักรน้ำวน (Whirlpool Galaxy) วาดโดยลอร์ดรอสส์ ในปี ค.ศ. 1845

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 ดาราจักรแอนดรอเมดา

ในปี 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]

งานวิจัยยุคใหม่

แก้

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 ระยะห่างวัดจากแกนดาราจักร

ช่วงทศวรรษ 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]

ชนิดและสัณฐานของดาราจักร

แก้
 
ดาราจักรชนิดต่างๆ ตามการจำแนกของฮับเบิล E หมายถึงดาราจักรรี (elliptical) S หมายถึงดาราจักรชนิดก้นหอย (spiral) และ SB คือชนิดก้นหอยมีคาน (barred-spiral)
บทความหลัก: การแบ่งชนิดและสัณฐานของดาราจักร

ดาราจักรแบ่งออกได้เป็นสามชนิดใหญ่ ๆ คือ แบบรี แบบก้นหอย และแบบไม่แน่นอน นอกจากนี้ยังมีความแตกต่างในรายละเอียดตามลักษณะปรากฏ ดังที่พบได้ในลำดับของฮับเบิล ทั้งนี้ ลำดับของฮับเบิลได้แยกแยะประเภทของดาราจักรตามลักษณะภายนอกที่มองเห็น ดังนั้นจึงอาจมีลักษณะเฉพาะบางอย่างของดาราจักรที่ถูกละเลยไป เช่น อัตราการก่อกำเนิดของดาวฤกษ์ (ในดาราจักรชนิดดาวกระจาย) หรือกิจกรรมที่เกิดขึ้นที่แกนกลาง (ในดาราจักรกัมมันต์) เป็นต้น[6]

ดาราจักรรี

แก้
บทความหลัก: ดาราจักรรี

ตามระบบการจำแนกของฮับเบิล ดาราจักรรีถูกแบ่งตามความรีของดาราจักร เริ่มตั้งแต่ E0 ซึ่งเป็นดาราจักรที่มีลักษณะเกือบกลม ไปจนถึง E7 ที่เรียวยาวมาก ดาราจักรเหล่านี้มีลักษณะพื้นฐานเป็นรูปทรงรี ทำให้เห็นมันมีรูปร่างเป็นทรงรีได้ไม่ว่าจะเปลี่ยนมุมมองไปในทางใด ลักษณะที่ปรากฏแสดงให้เห็นว่ามีโครงสร้างเพียงเล็กน้อย และไม่ค่อยมีสสารระหว่างดาว ทำให้ดาราจักรเหล่านี้มีกระจุกดาวเปิดค่อนข้างน้อย อัตราการเกิดดาวฤกษ์ใหม่ก็ต่ำด้วย ดาราจักรชนิดนี้มักมีดาวฤกษ์ที่อายุมากเป็นสมาชิก พบดาววิวัฒน์ได้รอบศูนย์กลางดาราจักรในทุกทิศทาง ในแง่นี้มันจึงคล้ายคลึงกับกระจุกดาวทรงกลมซึ่งเล็กกว่ามาก[32]

ดาราจักรที่ใหญ่ที่สุดเป็นดาราจักรรี เชื่อกันว่าดาราจักรรีหลายแห่งก่อตัวขึ้นจากอันตรกิริยาระหว่างดาราจักร ส่งผลทำให้เกิดการชนกันแล้วรวมตัวเข้าด้วยกัน มันอาจขยายตัวขึ้นจนมีขนาดมหึมา (เมื่อเทียบกับดาราจักรชนิดก้นหอย) และดาราจักรรีขนาดยักษ์มักพบอยู่ใกล้กับแกนกลางของกระจุกดาราจักรขนาดใหญ่[33] ดาราจักรชนิดดาวกระจายเป็นผลพวงจากการชนกันของดาราจักรซึ่งสามารถก่อให้เกิดดาราจักรรีได้[32]

ดาราจักรชนิดก้นหอย

แก้
บทความหลัก: ดาราจักรชนิดก้นหอย
 
ดาราจักรหมวกปีก ดาราจักรชนิดก้นหอยไม่มีคาน ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล
 
ดาราจักร NGC 1300 ตัวอย่างของดาราจักรชนิดก้นหอยมีคาน ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ดาราจักรชนิดก้นหอยประกอบด้วยแถบจานหมุนของดาวฤกษ์และสสารระหว่างดาว มีดุมโป่งนูนบริเวณกึ่งกลางซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์เก่าแก่ ถัดจากดุมตรงกลางเป็นแขนสว่างทอดออกไปสู่ด้านนนอก ตามระบบการจำแนกดาราจักรของฮับเบิล ดาราจักรชนิดก้นหอยอยู่ในประเภท S ตามด้วยอักษร (a, b หรือ c) ซึ่งใช้บอกระดับความแน่นของแขนดาราจักรและขนาดของดุมที่ศูนย์กลาง ดาราจักรแบบ Sa จะมีแขนที่บีบแน่น ไม่ค่อยเห็นเป็นแขนชัดเจนนัก และมีดุมค่อนข้างใหญ่ ในทางตรงข้าม ดาราจักรแบบ Sc จะมีแขนที่กว้าง เห็นเป็นแขนชัดเจน และมีดุมที่ค่อนข้างเล็ก[34]

แขนของดาราจักรชนิดก้นหอยมีลักษณะคล้ายคลึงกับก้นหอยลอการิทึม ซึ่งเป็นรูปแบบที่สามารถแสดงให้เห็นในทางทฤษฎีว่าเกิดจากความปั่นป่วนภายในดาวฤกษ์ต่าง ๆ ที่หมุนวนไปในทางเดียวกัน แขนเคลื่อนที่ไปรอบศูนย์กลางเช่นเดียวกับดาวฤกษ์ แต่มันเคลื่อนไปด้วยความเร็วเชิงมุมคงที่ หมายความว่าบรรดาดาวฤกษ์ทั้งหลายจะเคลื่อนเข้าและออกจากแขน โดยที่ดาวฤกษ์ใกล้แกนดาราจักรโคจรเร็วกว่าแขน ส่วนดาวฤกษ์รอบนอกจะโคจรช้ากว่าแขน เชื่อกันว่าแขนก้นหอยเป็นส่วนที่มีความหนาแน่นของสสารสูง หรือเป็น "คลื่นความหนาแน่น" เมื่อดาวฤกษ์เคลื่อนผ่านแขน ความเร็วของระบบดาวแต่ละระบบจะเปลี่ยนแปลงไปตามแรงโน้มถ่วงของส่วนที่มีความหนาแน่นสูงกว่า (ความเร็วจะกลับคืนเป็นปกติหลังจากดาวฤกษ์เคลื่อนออกไปยังอีกด้านหนึ่งของแขน) ปรากฏการณ์นี้คล้ายคลึงกับ "คลื่น" ในการเคลื่อนที่ของรถยนต์บนถนนที่ติดขัด เราสามารถมองเห็นแขนดาราจักรได้เนื่องจากความหนาแน่นของสสารสนับสนุนให้เกิดก่อตัวของดาวฤกษ์ ดังนั้นภายในแขนจึงมีดาวฤกษ์ที่สว่างและอายุน้อยเป็นจำนวนมาก

ดาราจักรชนิดก้นหอยส่วนใหญ่มักมีแถบของดาวฤกษ์ ลักษณะเหมือนคาน ขยายออกไปจากแกนกลางทั้งสองด้าน คานดังกล่าวไปบรรจบกับโครงสร้างแขนก้นหอยของดาราจักร[35] ตามการจำแนกฮับเบิล ดาราจักรแบบนี้จัดเป็นประเภท SB ตามด้วยตัวอักษรเล็ก (a, b หรือ c) ซึ่งใช้ระบุรูปแบบของแขนก้นหอย (ทำนองเดียวกับการจำแนกประเภทในดาราจักรชนิดก้นหอยทั่วไป) เชื่อว่าคานของดาราจักรเป็นเพียงโครงสร้างชั่วคราวซึ่งอาจเกิดจากคลื่นความหนาแน่นที่แผ่ออกมาจากแกนกลาง หรืออาจเกิดจากอันตรกิริยากับดาราจักรอื่น[36] ดาราจักรชนิดก้นหอยมีคานส่วนมากมีพลัง อันอาจเป็นผลจากการที่แก๊สไหลผ่านแขนก้นหอยเข้าไปสู่แกนกลางของดาราจักร[37]

ดาราจักรของเราเป็นดาราจักรขนาดใหญ่ จัดอยู่ในชนิดก้นหอยมีคาน[38] มีเส้นผ่านศูนย์กลางราว 30 กิโลพาร์เซก และหนาประมาณ 1 กิโลพาร์เซก มีดาวฤกษ์อยู่ประมาณ 200,000 ล้านดวง[39] และมีมวลรวมประมาณ 600,000 ล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์[40]

สัณฐานอื่น ๆ

แก้
 
Hoag's Object ตัวอย่างของดาราจักรชนิดวงแหวน ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ดาราจักรแปลก (peculiar galaxy) คือการก่อตัวของดาราจักรที่มีลักษณะผิดปกติอันเนื่องมาจากอันตรกิริยากับดาราจักรอื่น ตัวอย่างเช่น ดาราจักรชนิดวงแหวน ซึ่งมีโครงสร้างของดาวฤกษ์และสสารระหว่างดาวเรียงกันเป็นรูปคล้ายวงแหวนอยู่รอบแกนกลาง เชื่อว่าดาราจักรชนิดวงแหวนเกิดขึ้นจากการที่ดาราจักรขนาดเล็กเคลื่อนที่ผ่านแกนกลางของดาราจักรชนิดก้นหอย[41] เหตุการณ์นี้อาจเกิดขึ้นกับดาราจักรแอนดรอเมดาก็ได้ เพราะเมื่อสำรวจในย่านอินฟราเรด พบว่ามีโครงสร้างคล้ายวงแหวนหลายชั้นอยู่รอบดาราจักร[42]

ดาราจักรชนิดลูกสะบ้า (lenticular galaxy) เป็นดาราจักรที่มีรูปร่างกึ่ง ๆ ระหว่างดาราจักรรีกับชนิดก้นหอย ในการจำแนกฮับเบิล ดาราจักรชนิดลูกสะบ้าถูกจัดให้อยู่ในประเภท S0 มีแขนก้นหอยจาง ๆ ที่ไม่ชัดเจน และมีดาวฤกษ์รวมตัวกันเป็นทรงรีด้วย[43] (ดาราจักรชนิดลูกสะบ้ามีคาน จัดเป็นดาราจักรประเภท SB0)

 
ดาราจักร NGC 5866 ตัวอย่างดาราจักรชนิดลูกสะบ้า ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

นอกเหนือจากการจำแนกประเภทของดาราจักรตามที่บรรยายไว้ข้างต้นแล้ว ยังมีดาราจักรอีกจำนวนหนึ่งที่ไม่สามารถจำแนกได้ว่ามีสัณฐานรีหรือเป็นชนิดก้นหอย จึงจำแนกดาราจักรเหล่านี้เป็น "ดาราจักรไร้รูปแบบ" ดาราจักรประเภท Irr-I มีโครงสร้างให้เห็นบ้าง แต่ยังไม่ชัดเจนพอที่จะจำแนกได้ตามระบบของฮับเบิล ส่วนดาราจักรประเภท Irr-II นั้นไม่ปรากฏโครงสร้างใด ๆ เลยเมื่อเทียบกับการจำแนกฮับเบิล และเป็นดาราจักรที่กำลังถูกรบกวนหรือถูกทำลายด้วยแรงโน้มถ่วง[44] ตัวอย่างของดาราจักร (แคระ) ชนิดไร้รูปแบบที่อยู่ใกล้เรา ได้แก่ เมฆแมเจลแลน

ดาราจักรแคระ

แก้
บทความหลัก: ดาราจักรแคระ

แม้ดาราจักรที่โดดเด่นสะดุดตาและเป็นที่รู้จักคือดาราจักรรีและดาราจักรชนิดก้นหอย แต่ดาราจักรส่วนมากในเอกภพเป็นดาราจักรแคระ ดาราจักรขนาดเล็กเหล่านี้มีขนาดเพียงราวหนึ่งในร้อยส่วนของทางช้างเผือกเท่านั้น ดาราจักรแคระประกอบด้วยดาวฤกษ์เพียงไม่กี่พันล้านดวง ยังมีดาราจักรขนาดจิ๋วอีกหลายแห่งที่เพิ่งค้นพบเมื่อเร็ว ๆ นี้ โดยมีขนาดราว 100 พาร์เซกเท่านั้น[45]

ดาราจักรแคระหลายดาราจักรอาจโคจรรอบดาราจักรอื่นที่มีขนาดใหญ่กว่า ดาราจักรทางช้างเผือกเองมีดาราจักรขนาดเล็กโคจรอยู่รอบ ๆ อย่างน้อยหนึ่งโหล จากจำนวนทั้งหมดที่คาดว่ามีอยู่ราว 300-500 ดาราจักรซึ่งยังค้นไม่พบ[46] ดาราจักรแคระอาจได้รับการจำแนกเป็นดาราจักรรี ก้นหอย หรือไร้รูปแบบก็ได้ แต่ดาราจักรแคระทรงรีมักดูไม่ค่อยเหมือนดาราจักรรีขนาดใหญ่ มันจึงมักถูกเรียกว่าดาราจักรแคระคล้ายทรงกลม (dwarf spheroidal galaxies)

สภาวะความเปลี่ยนแปลงที่ผิดปกติ

แก้

ดาราจักรอันตรกิริยา

แก้
บทความหลัก: ดาราจักรอันตรกิริยา
 
ดาราจักรหนวดแมลงขณะกำลังชนกันและรวมเข้าด้วยกัน ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ดาราจักรต่าง ๆ ภายในกระจุกดาราจักร โดยเฉลี่ยอยู่ห่างกันเกินกว่าหนึ่งอันดับของขนาด (order of magnitude) เพียงเล็กน้อย เมื่อวัดจากเส้นผ่านศูนย์กลางของมัน ด้วยเหตุนี้จึงเกิดอันตรกิริยาระหว่างดาราจักรเหล่านี้อยู่เนือง ๆ และมีบทบาทสำคัญอย่างยิ่งต่อวิวัฒนาการของดาราจักร ดาราจักรที่อยู่ใกล้กันมากจะมีอันตรกิริยาระหว่างกันจนทำให้เกิดการบิดเบี้ยวของรูปร่างอันเนื่องมาจากแรงน้ำขึ้นลง (tide) และอาจมีการแลกเปลี่ยนแก๊สกับฝุ่นระหว่างกันด้วย[47][48]

การชนกันระหว่างดาราจักรเกิดขึ้นเมื่อดาราจักรสองดาราจักรเคลื่อนตัดผ่านกันและกัน และมีโมเมนตัมสัมพัทธ์มากพอที่มันจะไม่รวมตัวเข้าด้วยกัน โดยทั่วไป ดาวฤกษ์ในดาราจักรที่กำลังชนกันจะเคลื่อนผ่านทะลุไปได้โดยไม่เกิดการชนกับดาวดวงอื่น อย่างไรก็ดี แก๊สและฝุ่นในดาราจักรทั้งสองจะมีอันตรกิริยาต่อกัน สสารระหว่างดาวจะถูกรบกวนและบีบอัด ทำให้เกิดการก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ในจำนวนมหาศาล การชนกันระหว่างดาราจักรทำให้รูปร่างของดาราจักรใดดาราจักรหนึ่งหรือทั้งสองบิดเบี้ยว และอาจทำให้เกิดโครงสร้างรูปคาน วงแหวน หรือคล้ายหางก็ได้[47][48]

กรณีสุดโต่งของอันตรกิริยาระหว่างดาราจักรคือการรวมตัวเข้าด้วยกัน ในกรณีนี้ โมเมนตัมสัมพัทธ์ของดาราจักรทั้งสองมีไม่มากพอที่จะเคลื่อนผ่านกันไปได้ มันจะค่อย ๆ รวมตัวเข้าด้วยกันกลายเป็นดาราจักรใหม่ที่มีขนาดใหญ่กว่าเดิม การรวมตัวกันสามารถทำให้สัณฐานของดาราจักรใหม่แตกต่างไปจากเดิม หากดาราจักรหนึ่งมีมวลมากกว่า จะเกิดผลลัพธ์ที่เรียกว่าการกลืน (cannibalism) ดาราจักรที่ใหญ่กว่าแทบไม่ได้รับผลกระทบใด ๆ ส่วนดาราจักรที่เล็กกว่าจะแตกเป็นเสี่ยง ๆ ดาราจักรทางช้างเผือกกำลังอยู่ในกระบวนการนี้เช่นกัน โดยที่มันกำลังกลืนดาราจักรรีแคระคนยิงธนูกับดาราจักรแคระหมาใหญ่[47][48]

ดาวกระจาย

แก้
บทความหลัก: ดาราจักรชนิดดาวกระจาย
 
M82 ต้นแบบดั้งเดิมของดาราจักรชนิดดาวกระจาย ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ดาวฤกษ์ก่อกำเนิดขึ้นในดาราจักรได้โดยการจับกลุ่มกันของแก๊สเย็นที่รวมตัวเป็นเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ บางดาราจักรมีการก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่ในอัตราสูงมากที่เรียกว่า "ดาวกระจาย (starburst)" หากมันยังคงสภาพเช่นนั้น มันจะใช้แก๊สที่มีอยู่หมดไปภายในเวลาน้อยกว่าช่วงชีวิตของดาราจักร ดังนั้นช่วงที่เกิดดาวกระจายจึงมักใช้เวลานานเพียงประมาณสิบล้านปี ซึ่งนับว่าสั้นมากเมื่อเทียบกับอายุของดาราจักร ดาราจักรชนิดดาวกระจายสามารถพบได้เป็นปกติในยุคแรก ๆ ของเอกภพ[49] ปัจจุบันยังคงมีสภาวะดังกล่าวอยู่ คิดเป็นสัดส่วนราว 15% ของอัตราการผลิตดาวทั้งหมด[50]

ดาราจักรชนิดดาวกระจายประกอบไปด้วยฝุ่นแก๊สที่รวมกันอยู่หนาแน่น เกิดดาวฤกษ์ใหม่จำนวนมาก รวมไปถึงดาวฤกษ์มวลสูงที่ทำให้เมฆหมอกของแก๊สที่อยู่โดยรอบแตกตัวเป็นไอออนจนก่อตัวเป็นบริเวณเอช 2 (H II region)[51] ดาวฤกษ์มวลสูงเหล่านี้ยังอาจระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ทำให้เกิดซากซูเปอร์โนวาที่แผ่ขยายออกไปจนทำอันตรกิริยาต่อแก๊สรอบ ๆ การก่อเกิดดาวเช่นนี้จุดชนวนทำให้เกิดปฏิกิริยาลูกโซ่ มีการก่อกำเนิดดาวใหม่จำนวนมากทั่วไปหมดทั้งกลุ่มแก๊ส เมื่อแก๊สถูกนำไปใช้หรือกระจายออกไปจนเกือบหมด การก่อเกิดดาวจึงยุติลง[49]

ปรากฏการณ์ดาวกระจายมักเกี่ยวข้องกับการรวมตัวกันหรืออันตรกิริยาระหว่างดาราจักร M82 เป็นตัวอย่างต้นแบบของปรากฏการณ์นี้ ซึ่งมันได้เคลื่อนเข้าใกล้ดาราจักร M81 ที่มีขนาดใหญ่กว่า เรามักพบบริเวณที่มีการก่อเกิดดาวใหม่ในดาราจักรไร้รูปแบบอีกด้วย[52]

นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์

แก้
บทความหลัก: นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์

ดาราจักรจำนวนหนึ่งที่สังเกตพบ ได้รับการจำแนกเป็นดาราจักรกัมมันต์ กล่าวคือ ส่วนใหญ่ของพลังงานที่ปล่อยออกมาทั้งหมด มีกำเนิดมาจากแหล่งพลังงานอื่นนอกเหนือจากดาวฤกษ์ ฝุ่น และสสารระหว่างดาว

 
ลำอนุภาคที่ปล่อยออกมาจากแกนกลางของดาราจักรรี M87 ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

รูปแบบมาตรฐานของนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์คือการมีจานพอกพูนมวลรอบหลุมดำมวลยวดยิ่ง (supermassive black hole : SMBH) ที่แกนกลางของดาราจักร การแผ่รังสีจากนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์เป็นผลจากพลังงานโน้มถ่วงของสสารในจานขณะตกลงไปในหลุมดำ[53] ประมาณ 10% ของวัตถุเหล่านี้ มีลำพลังงานสองลำซึ่งปลดปล่อยอนุภาคออกจากแกนกลางในทิศทางตรงข้ามกันด้วยความเร็วใกล้ความเร็วแสง กลไกที่ทำให้เกิดลำพลังงานนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก[54]

ดาราจักรกัมมันต์ที่แผ่รังสีพลังงานสูงในรูปของรังสีเอกซ์ ได้รับการจำแนกเป็นดาราจักรซีย์เฟิร์ต (Seyfert galaxy) หรือเควซาร์ (quasar) ขึ้นอยู่กับสภาพส่องสว่าง ส่วนเบลซาร์ (blazar) เชื่อว่าเป็นดาราจักรกัมมันต์ที่มีลำพลังงานชี้มายังโลก ดาราจักรวิทยุจะแผ่คลื่นวิทยุออกมาพร้อมกับลำพลังงาน แบบจำลองหนึ่งเดียวของดาราจักรกัมมันต์เหล่านี้แสดงถึงความแตกต่างอันเนื่องมาจากมุมมองของผู้สังเกตการณ์[54]

สิ่งที่อาจเกี่ยวข้องกับนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ (รวมไปถึงดาวกระจาย) คือ ไลเนอร์ (low-ionization nuclear emission-line regions : LINERs) แสงที่เปล่งออกมาจากดาราจักรประเภทนี้ ส่วนใหญ่เป็นธาตุที่แตกตัวเป็นไอออนในระดับต่ำ[55] ประมาณหนึ่งในสามของดาราจักรที่อยู่ใกล้เรามีไลเนอร์ในนิวเคลียส[53][55][56]

กำเนิดและวิวัฒนาการของดาราจักร

แก้
 
ดาราจักร AM 0644-741
บทความหลัก: กำเนิดและวิวัฒนาการของดาราจักร

การศึกษาเรื่องกำเนิดและวิวัฒนาการของดาราจักรเป็นไปเพื่อพยายามตอบคำถามว่าดาราจักรเกิดขึ้นได้อย่างไร และมีการเปลี่ยนแปลงอย่างไรบ้างตลอดช่วงประวัติศาสตร์ของเอกภพ บางทฤษฎีเป็นที่ยอมรับกันแพร่หลายแล้ว แต่ก็ยังมีความเคลื่อนไหวใหม่ ๆ เกิดขึ้นเสมอในแวดวงฟิสิกส์ดาราศาสตร์

การก่อกำเนิด

แก้

แบบจำลองด้านจักรวาลวิทยาในปัจจุบันที่ใช้อธิบายเอกภพในยุคเริ่มต้นตั้งอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีบิกแบง เชื่อว่าประมาณ 300,000 ปีหลังจากเหตุการณ์นั้น อะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมได้เริ่มก่อตัว เป็นเหตุการณ์ที่เรียกว่า recombination ไฮโดรเจนเกือบทั้งหมดมีสภาวะเป็นกลาง (ไม่มีประจุ) และดูดซับแสงไว้ ยังไม่มีดาวฤกษ์ใด ๆ ก่อตัวขึ้น ผลจากเหตุการณ์นั้นเกิดเป็นยุคที่เรียกว่า "ยุคมืด" (Dark Ages) ผลจากการผันผวนของความหนาแน่น (หรือความไม่แน่นอนทางแอนไอโซทรอปี) ภายในสสารยุคเริ่มต้นทำให้เกิดโครงสร้างขนาดใหญ่ขึ้นในเอกภพ มวลของสสารแบริออนเริ่มควบแน่นภายในสสารมืดที่มีอุณหภูมิต่ำ[57] การรวมตัวของโครงสร้างในยุคเริ่มต้นนี้น่าจะทำให้เกิดเป็นดาราจักรดังที่เราเห็นในปัจจุบัน

หลักฐานที่แสดงถึงดาราจักรยุคแรก ๆ ถูกค้นพบในปี ค.ศ. 2006 เมื่อมีการค้นพบ IOK-1 ว่ามีค่าการเลื่อนไปทางแดงสูงอย่างผิดปกติถึง 6.96 สอดคล้องกับช่วงเวลา 750 ล้านปีหลังบิกแบง ทำให้มันเป็นดาราจักรที่ไกลที่สุดและอายุน้อยที่สุดเท่าที่เคยพบมา[58] นักวิทยาศาสตร์จำนวนหนึ่งยังอ้างถึงวัตถุอื่น (เช่น Abell 1835 IR1916) ว่ามีการเลื่อนไปทางแดงสูงกว่า (จึงย้อนไปในอดีตของเอกภพได้ไกลกว่า) แต่อายุและองค์ประกอบของ IOK-1 ก็เป็นที่น่าเชื่อถือมากกว่า การมีอยู่ของดาราจักรก่อนเกิด (protogalaxy) ชี้ให้เห็นว่ามันจะต้องเกิดขึ้นใน "ยุคมืด" ของเอกภพ[57]

รายละเอียดของกระบวนการในช่วงการก่อเกิดดาราจักรในยุคแรกของเอกภพ นับเป็นหัวข้อถกเถียงหลักในแวดวงดาราศาสตร์ ทฤษฎีที่เกี่ยวข้องแบ่งออกได้เป็นสองกลุ่มใหญ่ ๆ คือ กลุ่มจากบนลงล่างและกลุ่มจากล่างขึ้นบน ทฤษฎีของกลุ่มจากบนลงล่าง (เช่น แบบจำลองเอกเกน-ลินเดน-เบลล์-แซนเดจ (Eggen–Lynden-Bell–Sandage : ELS)) เสนอว่าดาราจักรก่อนเกิดก่อตัวด้วยกระบวนการยุบตัวในระดับที่ใหญ่มากพร้อม ๆ กัน โดยใช้เวลายาวนานราวหนึ่งร้อยล้านปี[59] ส่วนทฤษฎีของกลุ่มจากล่างขึ้นบน (เช่นแบบจำลองแซล-ซินน์ (Searle-Zinn : SZ) เสนอว่า มีการก่อตัวของโครงสร้างขนาดเล็ก เช่น กระจุกดาวทรงกลม ขึ้นก่อน จากนั้นโครงสร้างเล็ก ๆ เหล่านี้จึงพอกพูนกันกลายเป็นดาราจักรขนาดใหญ่ขึ้น[60] ทฤษฎีสมัยใหม่จะต้องพยายามอธิบายถึงการมีอยู่ของสสารมืดซึ่งค่อนข้างแน่ชัดว่ามีอยู่จริง

ทันทีที่ดาราจักรก่อนเกิดเริ่มก่อตัวขึ้นและหดตัวลง ดาวกลุ่มแรก (เรียกว่า ดารากร 3) ก็เริ่มเกิดขึ้นภายใน ดาวฤกษ์เหล่านี้มีองค์ประกอบเป็นไฮโดรเจนและฮีเลียมเกือบทั้งหมด และอาจมีมวลสูงมาก ดังนั้นจึงเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วและกลายเป็นซูเปอร์โนวา ปลดปล่อยธาตุหนักออกไปสู่สสารระหว่างดาว[61] ดาวฤกษ์รุ่นแรกสุดนี้ทำให้เกิดประจุขึ้นอีกครั้งกับไฮโดรเจนที่เป็นกลางซึ่งอยู่ในบริเวณโดยรอบ และทำให้ฟองของอวกาศขยายตัวขึ้นขณะที่แสงก็สามารถออกเดินทางได้แล้ว[62]

วิวัฒนาการ

แก้
 
I Zwicky 18 (ล่างซ้าย) ดาราจักรที่เพิ่งเกิดใหม่[63][64] ภาพจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ในเวลาหนึ่งพันล้านปีของการก่อตัวของดาราจักร โครงสร้างหลัก ได้แก่ กระจุกดาวทรงกลม หลุมดำมวลยวดยิ่งที่ศูนย์กลาง และดุมดาราจักรอันประกอบด้วยดารากร 3 ซึ่งมีโลหะอยู่น้อยก็เริ่มปรากฏขึ้น การกำเนิดของหลุมดำมวลยวดยิ่งดูเหมือนจะมีบทบาทสำคัญมากต่อวิธีการเติบโตของดาราจักร มันจำกัดปริมาณสสารโดยรวมที่เพิ่มเข้าไปในดาราจักร[65] ในยุคแรกนี้ ดาราจักรทั้งหลายต่างผ่านกระบวนการดาวกระจายซึ่งเป็นการก่อตัวของดาวฤกษ์ครั้งใหญ่[66]

สองพันล้านปีต่อมา สสารต่าง ๆ ก็เริ่มกลายเป็นจานดาราจักร[67] ดาราจักรจะยังดึงดูดสสารต่าง ๆ จากเมฆที่เคลื่อนด้วยความเร็วสูงและดาราจักรแคระเข้าสู่ตัวมันอยู่ตลอดอายุขัย[68] สสารเหล่านี้ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจนและฮีเลียม วงจรการเกิดและแตกดับของดาวฤกษ์ค่อย ๆ เพิ่มปริมาณธาตุหนักขึ้นอย่างช้า ๆ ซึ่งต่อมาก่อให้เกิดดาวเคราะห์ในท้ายที่สุด[69]

อันตรกิริยาและการชนกันระหว่างดาราจักร สามารถส่งผลต่อวิวัฒนาการของดาราจักรได้อย่างมาก การรวมตัวกันของดาราจักรพบได้เป็นปกติในยุคแรกของเอกภพ และดาราจักรส่วนใหญ่ก็ล้วนแต่มีสัณฐานที่แปลกประหลาดพิสดาร[70] ด้วยระยะห่างระหว่างดาวซึ่งไกลมาก ทำให้ดาวส่วนมากไม่ได้รับผลกระทบจากการชนกันของดาราจักร อย่างไรก็ตาม ผลจากแรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อแก๊สและฝุ่นระหว่างดาวอันเป็นส่วนประกอบแขนก้นหอยของดาราจักร ก็ทำให้เกิดขบวนดาวฤกษ์จำนวนมากเรียกว่า "tidal tails" ตัวอย่างของการก่อตัวในลักษณะนี้พบได้ใน NGC 4676[71] หรือดาราจักรหนวดแมลง[72]

ดาราจักรทางช้างเผือกกับดาราจักรแอนดรอเมดาที่อยู่ใกล้เคียง กำลังเคลื่อนที่เข้าหากันด้วยอัตราเร็วประมาณ 130 กิโลเมตรต่อวินาที และอาจชนกันภายในเวลา 5-6 พันล้านปีข้างหน้า แม้ว่าดาราจักรทางช้างเผือกยังไม่เคยรวมตัวเข้ากับดาราจักรขนาดใหญ่เช่นแอนดรอเมดามาก่อน แต่ก็พบหลักฐานเพิ่มมากขึ้นว่าทางช้างเผือกเคยชนกับบรรดาดาราจักรแคระที่มีขนาดเล็กกว่า[73]

อันตรกิริยาระหว่างวัตถุอวกาศขนาดใหญ่ไม่เกิดขึ้นบ่อยนัก ยิ่งเวลาผ่านไป การรวมกันของระบบดาวที่มีขนาดพอ ๆ กันยิ่งพบเห็นได้ยากขึ้น ดาราจักรสว่างส่วนมากยังคงสภาพเดิมโดยไม่เปลี่ยนแปลงนานหลายพันล้านปีมาแล้ว และอัตราการเกิดดาวฤกษ์ก็อาจผ่านจุดสูงสุดไปแล้วเมื่อราวหนึ่งหมื่นล้านปีก่อน[74]

แนวโน้มในอนาคต

แก้

ปัจจุบันยังคงมีการก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่ในดาราจักรขนาดเล็กที่แก๊สเย็นยังไม่สลายไปจนหมด[70] ดาราจักรชนิดก้นหอยเช่นทางช้างเผือก สามารถสร้างดาวฤกษ์ใหม่นานตราบเท่าที่มันยังมีเมฆโมเลกุลหนาแน่นของไฮโดรเจนระหว่างดาวอยู่ภายในแขนก้นหอย[75] ดาราจักรรีไม่มีแก๊สเหล่านั้นจึงไม่สามารถสร้างดาวฤกษ์ใหม่ ๆ ได้อีก[76] แหล่งกำเนิดสสารที่จำเป็นต่อการกำเนิดดาวฤกษ์นั้นมีจำกัด เมื่อดาวฤกษ์ได้แปลงไฮโดรเจนเหล่านั้นไปเป็นธาตุหนักแล้ว การกำเนิดดาวใหม่ก็เป็นอันสิ้นสุด[77]

ยุคแห่งการก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบันคาดว่าจะดำเนินต่อไปอีกเป็นเวลาอย่างน้อยหนึ่งแสนล้านปี จากนั้น "ยุคดาว" จะค่อย ๆ เสื่อมลงในเวลาราว 10-100 ล้านล้านปี เมื่อดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดและมีชีวิตยาวนานที่สุดในห้วงอวกาศของเรา คือดาวแคระแดง เริ่มจางหายไป ในตอนปลายของยุคดาว ดาราจักรจะประกอบไปด้วยวัตถุที่มีมวลอัดแน่น เช่นดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระขาวที่กำลังเย็นลง ("ดาวแคระดำ") ดาวนิวตรอน และหลุมดำ เมื่อนั้นผลจากความโน้มถ่วงที่เริ่มคลายลงจะทำให้ดาวฤกษ์ทั้งหลายตกลงสู่ใจกลางหลุมดำมวลยวดยิ่ง หรือมิฉะนั้นก็ถูกเหวี่ยงออกไปสู่ห้วงอวกาศระหว่างดาราจักรอันเป็นผลจากการชนกัน[77][78]

โครงสร้างที่ใหญ่กว่า

แก้

การสำรวจอวกาศห้วงลึกแสดงว่าดาราจักรมักอยู่ใกล้กัน พบดาราจักรที่อยู่ลำพัง ไม่มีอันตรกิริยากับดาราจักรขนาดใกล้เคียงกันตลอดช่วงหนึ่งพันล้านปีที่ผ่านมาได้น้อยมาก มีเพียง 5% ของดาราจักรที่ได้สำรวจแล้วเท่านั้นที่ปรากฏว่าเป็นดาราจักรโดดเดี่ยวอย่างแท้จริง อย่างไรก็ดี ดาราจักรเดี่ยวเหล่านี้อาจเคยมีอันตรกิริยาหรือแม้กระทั่งรวมตัวกันกับดาราจักรอื่นมาแล้วในอดีต บ้างก็อาจมีดาราจักรขนาดเล็กโคจรอยู่โดยรอบ ดาราจักรเดี่ยวสามารถก่อกำเนิดดาวฤกษ์ใหม่ได้ในอัตราที่สูงกว่าปกติ เพราะแก๊สของมันไม่ได้ถูกดึงดูดออกไปโดยดาราจักรข้างเคียง[79]

 
Seyfert's Sextet ตัวอย่างกลุ่มดาราจักรที่อยู่ใกล้กัน ภาพจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ในภาพกว้าง เอกภพยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่อง ทำให้แต่ละดาราจักรมีระยะทางเฉลี่ยห่างออกจากกันมากยิ่งขึ้นเรื่อย ๆ (ดู กฎของฮับเบิล) แรงโน้มถ่วงดึงดูดซึ่งกันและกัน ทำให้การรวมตัวกันของดาราจักรในระดับท้องถิ่น สามารถเอาชนะการขยายตัวของเอกภพได้ การรวมกลุ่มกันของดาราจักรเกิดขึ้นนานแล้วนับแต่ยุคต้นของเอกภพ เมื่อกลุ่มของสสารมืดดึงดูดดาราจักรเข้าหากัน กลุ่มที่อยู่ข้างเคียงก็รวมตัวกันเป็นกระจุกซึ่งมีโครงสร้างใหญ่ขึ้น การรวมตัวกันเช่นนี้ทำให้แก๊สระหว่างดาราจักรที่อยู่ในกระจุกเดียวกันมีอุณหภูมิเพิ่มสูงขึ้นอย่างมาก อาจสูงถึง 30-100 ล้านเคลวิน[80] ประมาณ 70-80% ของมวลในแต่ละกระจุกอยู่ในรูปของสสารมืด อีก 10-30% เป็นแก๊สร้อน สสารอีกเล็กน้อยไม่กี่เปอร์เซ็นต์ที่เหลือ อยู่ในรูปของดาราจักร[81]

ดาราจักรส่วนใหญ่ในเอกภพถูกยึดไว้ด้วยแรงโน้มถ่วงกับกลุ่มดาราจักรอื่นอีกจำนวนหนึ่ง ก่อให้เกิดโครงสร้างคล้ายแฟร็กทัลภายในกระจุกดาราจักร ระดับที่เล็กที่สุดของการรวมตัวกันเรียกว่ากลุ่มดาราจักร กลุ่มดาราจักรเป็นรูปแบบพื้นฐานที่สุดของกระจุกดาราจักร และเป็นการรวมตัวกันของดาราจักรที่พบได้มากที่สุดในเอกภพ[82][83] การที่ดาราจักรดึงดูดกันและกันอยู่ได้นั้น ดาราจักรสมาชิกจะต้องมีความเร็วต่ำเพียงพอที่จะไม่หลุดหนีไป ทว่าหากมีพลังงานจลน์ไม่เพียงพอ ก็อาจทำให้จำนวนสมาชิกในกลุ่มลดน้อยลงเนื่องจากเกิดการรวมเข้าด้วยกัน[84]

โครงสร้างที่ใหญ่กว่ากลุ่มดาราจักรเรียกว่ากระจุกดาราจักร (cluster) ประกอบด้วยดาราจักรนับพันรวมกลุ่มกันภายในพื้นที่เพียงไม่กี่เมกะพาร์เซก กระจุกดาราจักรมักมีดาราจักรรีขนาดยักษ์อยู่หนึ่งดาราจักร เรียกว่าดาราจักรสว่างที่สุดในกระจุก (brightest cluster galaxy: BCG) เมื่อเวลาผ่านไป แรงไทดัลจะค่อย ๆ ฉีกทำลายดาราจักรบริวาร แล้วรวมดาราจักรเหล่านั้นเข้าเป็นส่วนหนึ่งของมัน[85]

กลุ่มกระจุกดาราจักร (supercluster) ประกอบไปด้วยดาราจักรจำนวนหลายหมื่น พบรวมตัวกันอยู่เป็นกระจุก เป็นกลุ่ม หรือบางครั้งก็อยู่เดี่ยว ๆ ในระดับนี้ดาราจักรจะวางตัวเป็นแผ่น (sheet) และเส้นใย (filament) ล้อมรอบที่ว่างอันกว้างใหญ่ไพศาล[86] เหนือขึ้นไปจากโครงสร้างนี้ เอกภพจะมีลักษณะเป็นไอโซทรอปีและเป็นเนื้อเดียวกัน[87]

ดาราจักรทางช้างเผือกเป็นสมาชิกอยู่ในโครงสร้างที่เรียกว่า "กลุ่มท้องถิ่น" (Local Group) ซึ่งจัดว่าเป็นกลุ่มดาราจักรขนาดเล็ก มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณหนึ่งเมกะพาร์เซก ทางช้างเผือกกับดาราจักรแอนดรอเมดาเป็นดาราจักรที่สว่างที่สุดในกลุ่มนี้ ส่วนสมาชิกอื่น ๆ เป็นดาราจักรแคระที่อยู่รอบดาราจักรทั้งสอง[88] กลุ่มท้องถิ่นยังเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มกระจุกดาราจักรหญิงสาว ซึ่งประกอบขึ้นจากกลุ่มและกระจุกดาราจักรจำนวนมากโดยมีศูนย์กลางอยู่ที่กระจุกดาราจักรหญิงสาว[89]

การสังเกตการณ์ในหลายความยาวคลื่น

แก้

หลังการค้นพบดาราจักรอื่นนอกเหนือจากทางช้างเผือก การสังเกตการณ์ในยุคแรก ๆ อาศัยเพียงการสังเกตในแสงที่ตามองเห็น ซึ่งดาวฤกษ์แผ่รังสีในย่านนี้ออกมามากที่สุด การสังเกตการณ์ดาวฤกษ์ที่รวมตัวกันเป็นดาราจักรจึงเป็นส่วนประกอบสำคัญในวิชาดาราศาสตร์เชิงแสง มันเป็นย่านสเปกตรัมที่เหมาะที่สุดในการสังเกตการณ์บริเวณเอช 2 และยังเหมาะสำหรับการตรวจสอบการกระจายตัวของฝุ่นในแขนดาราจักร

ความทึบแสงของฝุ่นที่อยู่ในสสารระหว่างดาวทำให้การสังเกตในแสงที่ตามองเห็นทำไม่ได้ นักดาราศาสตร์จึงอาศัยการสังเกตในย่านอินฟราเรดไกลซึ่งสามารถทะลุผ่านฝุ่นระหว่างดาวออกไปได้ค่อนข้างดี การสังเกตในย่านนี้ทำได้อย่างละเอียดสำหรับการสำรวจบริเวณด้านในของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์และแกนกลางของดาราจักร[90] นักดาราศาสตร์ใช้อินฟราเรดในการสังเกตดาราจักรที่อยู่ห่างไกลมากซึ่งมีการเลื่อนไปทางแดงสูง และก่อตัวในช่วงต้นของประวัติศาสตร์เอกภพ แต่การที่ไอน้ำและคาร์บอนไดออกไซด์ในบรรยากาศของโลกดูดซับบางส่วนของอินฟราเรดไว้ จึงจำเป็นต้องติดตั้งกล้องโทรทรรศน์บนที่สูงหรือในอวกาศ

การศึกษาดาราจักรที่มองไม่เห็นครั้งแรก โดยเฉพาะอย่างยิ่งดาราจักรกัมมันต์ กระทำโดยใช้คลื่นวิทยุ ซึ่งความถี่วิทยุระดับ 5-30 เมกะเฮิรตซ์ สามารถผ่านชั้นบรรยากาศของโลกได้ (ไอโอโนสเฟียร์ปิดกั้นสัญญาณที่มีความถี่ต่ำกว่านี้)[91] อินเตอร์ฟีรอมิเตอร์วิทยุ (radio interferometer) ขนาดใหญ่ถูกนำมาใช้ในการทำแผนที่ลำพลังงานที่เปล่งออกมาจากนิวเคลียสของดาราจักร กล้องโทรทรรศน์วิทยุก็สามารถนำมาใช้ในการสังเกตไฮโดรเจนที่เป็นกลาง (โดยตรวจการแผ่รังสีที่ 21 ซม.) รวมถึงสสารที่ไม่แตกตัวเป็นไอออนในยุคต้นของเอกภพซึ่งต่อมาได้ยุบตัวเป็นดาราจักร[92]

กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์และอัลตราไวโอเลต สามารถตรวจสอบปรากฏการณ์ดาราจักรที่ปลดปล่อยพลังงานสูงมาก ๆ ได้ เช่นกรณีที่ดาวฤกษ์ในดาราจักรห่างไกลถูกฉีกออกด้วยแรงโน้มถ่วงของหลุมดำ ซึ่งทำให้เกิดการส่องสว่างของอัลตราไวโอเลต[93] รังสีเอกซ์ก็ช่วยในการทำแผนที่การกระจายตัวของแก๊สร้อนในกระจุกดาราจักร นอกจากนี้ การมีอยู่ของหลุมดำมวลยวดยิ่งที่แกนกลางดาราจักรก็สามารถยืนยันได้ด้วยดาราศาสตร์รังสีเอกซ์[94]

ดูเพิ่ม

แก้

อ้างอิง

แก้
  1. ↑ แอล. เอส. สปาร์ก, เจ. เอส. กัลลาแฮร์ ที่ 3 (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-59704-4.
  2. ↑ อี. ฮัปป์; เอส. รอย; เอ็ม วอทซค์ (21 สิงหาคม 2006). นาซาพบการพิสูจน์โดยตรงถึงวัตถุมืด เก็บถาวร 2020-03-28 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. องค์การนาซา.
  3. ↑ เผยความลับของดาราจักรแคระหญิงสาว เก็บถาวร 2012-07-29(Timestamp length) ที่ archive.today. ESO (3 พฤษภาคม 2000).
  4. ↑ 4.0 4.1 Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View. องค์การนาซา (28 กุมภาพันธ์ 2006).
  5. ↑ แอรอน ฮูเวอร์. "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected" เก็บถาวร 2007-02-25 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน, โต๊ะข่าวฮับเบิล, 16 มิถุนายน 2003.
  6. ↑ 6.0 6.1 ที. เอช. แจร์เร็ต. Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas. สถาบันเทคโนโลยีแห่งแคลิฟอร์เนีย.
  7. ↑ เกลน แม็กกี(1 กุมภาพันธ์ 2002). To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand. มหาวิทยาลัยสวินเบิร์น.
  8. ↑ ดี. กิลแมน. The Galaxies: Islands of Stars เก็บถาวร 2012-08-02(Timestamp length) ที่ archive.today. NASA WMAP.
  9. ↑ กระจุกดาราจักรและโครงสร้างขนาดใหญ่. มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.
  10. ↑ ดี. ฟินเลย์, ดี. อะกีลาร์ (2 พฤศจิกายน 2005). Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core. National Radio Astronomy Observatory.
  11. ↑ Koneãn˘, Lubomír. Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way (PDF). สภาวิทยาศาสตร์แห่งสาธารณรัฐเช็ก.
  12. ↑ พจนานุกรมออนไลน์ว่าด้วยรากศัพท์
  13. ↑ โจ ราว (2 กันยายน 2005). Explore the Archer's Realm. space.com
  14. ↑ ทอม เบิร์นส. "Constellations reflect heroes, beasts, star-crossed lovers", The Dispatch, 31 กรกฎาคม 2007.
  15. ↑ O'Connor, John J. & Robertson, Edmund F., "Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni", MacTutor History of Mathematics archive
  16. ↑ J. J. O'Connor, E. F. Robertson (November 2002). Galileo Galilei เก็บถาวร 2012-05-30(Timestamp length) ที่ archive.today. มหาวิทยาลัยเซนต์แอนดรูส์
  17. ↑ 17.0 17.1 17.2 Evans, J. C. (November 24, 1998). Our Galaxy เก็บถาวร 2016-04-14 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. George Mason University.
  18. ↑ ลอเรนซ์ เอ. มาร์แชล. (21 ตุลาคม 1999). How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy--in other words, how do we know that our solar system is in the arm of a spiral galaxy, far from the galaxy's center?. Scientific American.
  19. ↑ คาร์ล เอฟ. คุห์น; เธโอ คูเปลิส (2004). In Quest of the Universe. สำนักพิมพ์โจนส์และบาร์ทเล็ตต์. ISBN 0-7637-0810-0.
  20. ↑ วี. ทริมเบิล. (1999). "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society (31): 1479.
  21. ↑ เลนนี แอบบีย์. The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown. The Compleat Amateur Astronomer.
  22. ↑ เฮเบอร์ ดี. เคอร์ติส (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100: 6.
  23. ↑ ฮาโรลด์ เอฟ. วีเวอร์. Robert Julius Trumpler. National Academy of Sciences.
  24. ↑ อี. พี. ฮับเบิล (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical JournalEngl 69: 103–158.
  25. ↑ อัลเลน แซนเดจ (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6).
  26. ↑ โจ เทนน์. Hendrik Christoffel van de Hulst เก็บถาวร 2012-05-29(Timestamp length) ที่ archive.today. มหาวิทยาลัยแห่งรัฐโซโนมา.
  27. ↑ เอ็ม. โลเปซ-คอเรดอยรา, พี. แอล. แฮมเมอร์สลีย์, เอฟ. การ์ซอน, เอ. คาบรีรา-ลาเวอร์ส, เอ็น. คาสโตร-โรดริกเกซ, เอ็ม. สคัลเทอิส, ที. เจ. มาโฮนีย์ (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics 373: 139–152.
  28. ↑ 2002 Cosmology Prize Recipient—Vera Rubin, Ph.D.. Peter Gruber Foundation.
  29. ↑ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter", โต๊ะข่าวฮับเบิล, 17 ตุลาคม 1994.
  30. ↑ How many galaxies are there?. องค์การนาซา (27 พฤศจิกายน 2002).
  31. ↑ R. C. Kraan-Korteweg, S. Juraszek (2000). "Mapping the hidden universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of The Astronomical Society of Australia 17 (1): 6–12.
  32. ↑ 32.0 32.1 [Elliptical Galaxies Elliptical Galaxies]. Leicester University Physics Department (2005).
  33. ↑ Galaxies. มหาวิทยาลัยคอร์แนล (20 ตุลาคม 2005).
  34. ↑ จีน สมิท. (6 มีนาคม 2000). Galaxies — The Spiral Nebulae. มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย, ศูนย์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์และอวกาศวิทยาแห่งซานดิเอโก.
  35. ↑ พี. บี. เอสคริดจ์, เจ. เอ. โฟรเจล (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430.
  36. ↑ เอฟ. บูร์โนด์, เอฟ. โคมบ์ส (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392: 83–102.
  37. ↑ เจ. เอช. แนปเพิน, ดี. เปเรซ-รามิเรซ, เอส. เลน (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notice of the Royal Astronomical Society 337 (3): 808–828.
  38. ↑ ซี. อลาร์ด (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics 379 (2): L44-L47.
  39. ↑ โรเบิร์ต แซนเดอร์ส. "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum", ศูนย์ข่าวยูซีเบิร์กเลย์, 9 มกราคม 2006.
  40. ↑ จี. อาร์. เบลล์, เอส. อี. เลวีน (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384.
  41. ↑ อาร์. เอ. เจอร์เบอร์, เอส. เอ. แลมบ์, ดี. เอส. บัลซารา (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911.
  42. ↑ Esa Science News (14 ตุลาคม 1998). "ISO unveils the hidden rings of Andromeda" เก็บถาวร 1999-08-28 ที่ archive.today. Press release.
  43. ↑ กล้องสปิตเซอร์เผยสิ่งที่เอ็ดวิน ฮับเบิลหาไม่พบ. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (31 พฤษภาคม 2004).
  44. ↑ เอ็ม. เอ. บาร์สโตว์ (2005). ดาราจักรชนิดไร้รูปแบบ เก็บถาวร 2012-02-27 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. มหาวิทยาลัยลีเชสเตอร์.
  45. ↑ เอส. ฟิลิปส์, เอ็ม. เจ. ดริงค์วอเตอร์, เอ็ม. ดี. เกร็ก, เจ. บี. โจนส์ (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster"[ลิงก์เสีย]. The Astrophysical Journal 560 (1): 201–206.
  46. ↑ คิมม์ โกรชอง. "พบดาราจักรประหลาดโคจรรอบทางช้างเผือก" เก็บถาวร 2006-11-15 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน, NewScientist, 24 เมษายน 2006.
  47. ↑ 47.0 47.1 47.2 Galaxy Interactions เก็บถาวร 2006-05-09 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. ภาควิชาดาราศาสตร์ มหาวิทยาลัยแมรีแลนด์.
  48. ↑ 48.0 48.1 48.2 Interacting Galaxies. มหาวิทยาลัยสวินเบิร์น.
  49. ↑ 49.0 49.1 Starburst Galaxies. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 สิงหาคม 2006).
  50. ↑ R. C. Kennicutt Jr., J.C. Lee, J.G. Funes, S. Shoko, S. Akiyama (6–10 September 2004). "Demographics and Host Galaxies of Starbursts". Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies: 187-, Cambridge, UK: Dordrecht: Springer.
  51. ↑ จีน สมิท (2006-07-13). Starbursts & Colliding Galaxies. มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย, ศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์และอวกาศวิทยาแห่งซานดิเอโก.
  52. ↑ บิล คีล (กันยายน 2006). Starburst Galaxies. มหาวิทยาลัยอะลาบามา.
  53. ↑ 53.0 53.1 Keel, William C. (2000). Introducing Active Galactic Nuclei. The University of Alabama.
  54. ↑ 54.0 54.1 J. Lochner, M. Gibb. A Monster in the Middle. NASA.
  55. ↑ 55.0 55.1 T. M. Heckman (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics 87: 152–164.
  56. ↑ L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 487: 568–578.
  57. ↑ 57.0 57.1 Search for Submillimeter Protogalaxies. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (18 พฤศจิกายน 1999).
  58. ↑ McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443.
  59. ↑ โอ. เจ. เอกเกน, ดี. ลินเดน-เบลล์, เอ. อาร์. แซนเดจ (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". Reports on Progress in Physics 136: 748.
  60. ↑ แอล. แซล, อาร์. ซินน์ (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379.
  61. ↑ เอ. เฮเกอร์, เอส. อี. วูสลีย์ (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543.
  62. ↑ . Barkana, A. Loeb (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe". Physics Reports 349 (2): 125–238.
  63. ↑ อาร์. วิลลาร์ด, เอฟ. ซาราร์ราย, ที. ทูอัน, จี. ออสตลิน. "Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe", HubbleSite News Center, 1 ธันวาคม 2004.
  64. ↑ ดี. วีเวอร์; อาร์. วิลลาร์ด. "Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy", HubbleSite News Center, 16 ตุลาคม 2007.
  65. ↑ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation" เก็บถาวร 2012-06-04(Timestamp length) ที่ archive.today, มหาวิทยาลัยคาร์เนกีเมลลอน, 9 กุมภาพันธ์ 2005.
  66. ↑ โรเบิร์ต แมสซีย์. "Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe", Royal Astronomical Society, 17 เมษายน 2007.
  67. ↑ มาสะฟุมิ โนกุชิ (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95.
  68. ↑ ซี. โบ, ซี. เฟรงค์ (พฤษภาคม 1999). How are galaxies made?. Physics Web.
  69. ↑ Gonzalez, G. (1998). "The Stellar Metallicity — Planet Connection". Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets: 431.
  70. ↑ 70.0 70.1 Conselice, Christopher J. (กุมภาพันธ์ 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41.
  71. ↑ H. Ford et al. "Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe", Hubble News Desk, 30 เมษายน 2002.
  72. ↑ Struck, Curtis (1999). "Galaxy Collisions". Galaxy Collisions 321.
  73. ↑ เจเน็ต หว่อง. "Astrophysicist maps out our own galaxy's end", มหาวิทยาลัยโตรอนโต, 14 เมษายน 2000.
  74. ↑ Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop (2004). "The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies". Nature 428: 625–627.
  75. ↑ อาร์. ซี. เคนนิกัตต์ จูเนียร์, พี. แทมบลิน, ซ๊ง อี. กองดอน (1994). "Past and future star formation in disk galaxies". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36.
  76. ↑ G. R. Knapp (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. ISBN 1-886733-84-8.
  77. ↑ 77.0 77.1 เฟรด อดัมส์, เกรก ลาฟลิน (2006-07-13). The Great Cosmic Battle เก็บถาวร 2012-07-31(Timestamp length) ที่ archive.today. Astronomical Society of the Pacific.
  78. ↑ แซลลี่ โพโบยิวสกี (21 มกราคม 1997). Physics offers glimpse into the dark side of the universe เก็บถาวร 2012-06-04(Timestamp length) ที่ archive.today. มหาวิทยาลัยมิชิแกน.
  79. ↑ แม็กกี แมคคี (7 มิถุนายน 2005). Galactic loners produce more stars เก็บถาวร 2012-09-11(Timestamp length) ที่ archive.today. New Scientist.
  80. ↑ Groups & Clusters of Galaxies. NASA Chandra.
  81. ↑ พอล ริคเกอร์. When Galaxy Clusters Collide เก็บถาวร 2007-01-11 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. National Partnership for Advanced Computational Infrastructure.
  82. ↑ ไมเคิล ดาห์เลม (24 พฤศจิกายน 2006). Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies เก็บถาวร 2007-06-13 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. กลุ่มวิจัยด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์และอวกาศวิทยา มหาวิทยาลัยเบอร์มิงแฮม.
  83. ↑ ทรีวอร์ พอนแมน (25 กุมภาพันธ์ 2005). Galaxy Systems: Groups เก็บถาวร 2009-02-15 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. กลุ่มวิจัยด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์และอวกาศวิทยา มหาวิทยาลัยเบอร์มิงแฮม.
  84. ↑ เอ็ม. จีราร์ดี, จี. จิวรีชิน (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups"[ลิงก์เสีย]. The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56.
  85. ↑ จอห์น ดูบินสกี (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies" เก็บถาวร 2011-05-14 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. Astrophysical Journal 502 (2): 141–149.
  86. ↑ Bahcall, Neta A. (1988). "Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters". Annual review of astronomy and astrophysics 26: 631–686.
  87. ↑ N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature 319: 751–753.
  88. ↑ van den Bergh, Sidney (2000). "Updated Information on the Local Group". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (770): 529–536.
  89. ↑ R. B. Tully (1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal 257: 389–422.
  90. ↑ Near, Mid & Far Infrared เก็บถาวร 2006-12-30 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. IPAC/NASA.
  91. ↑ The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals เก็บถาวร 2012-05-29(Timestamp length) ที่ archive.today. NASA.
  92. ↑ "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible", ScienceDaily, 14 ธันวาคม 2006.
  93. ↑ "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star" เก็บถาวร 2012-06-04(Timestamp length) ที่ archive.today, NASA, 5 ธันวาคม 2006.
  94. ↑ โรเบิร์ต ดันน์. An Introduction to X-ray Astronomy. Institute of Astronomy X-Ray Group.

แหล่งข้อมูลอื่น

แก้
 
วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับ ดาราจักร
เข้าถึงจาก "https://th.wiki.x.io/w/index.php?title=ดาราจักร&oldid=11914187"