ดาราจักร

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
(เปลี่ยนทางจาก แกแลกซี)
ดาราจักร 'NGC 4414' ซึ่งเป็นดาราจักรชนิดก้นหอย มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 56,000 ปีแสง และอยู่ห่างจากโลกประมาณ 60 ล้านปีแสง

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

ในอดีตมีการแบ่งดาราจักรเป็นชนิดต่าง ๆ โดยจำแนกจากลักษณะที่มองเห็นด้วยตา รูปแบบที่พบโดยทั่วไปคือดาราจักรรี (elliptical galaxy)[5] ซึ่งปรากฏให้เห็นเป็นรูปทรงรี ดาราจักรชนิดก้นหอย (spiral galaxy) เป็นดาราจักรรูปร่างแบนเหมือนจาน ภายในมีแขนฝุ่นเป็นวงโค้ง ดาราจักรที่มีรูปร่างไม่แน่นอนหรือแปลกประหลาดเรียกว่าดาราจักรแปลก (peculiar galaxy) ซึ่งมักเกิดจากการถูกรบกวนด้วยแรงโน้มถ่วงของดาราจักรข้างเคียง อันตรกิริยาระหว่างดาราจักรในลักษณะนี้อาจส่งผลให้ดาราจักรมารวมตัวกัน และทำให้เกิดสภาวะที่ดาวฤกษ์มาจับกลุ่มกันมากขึ้นและกลายสภาพเป็นดาราจักรที่สร้างดาวฤกษ์ใหม่อย่างบ้าคลั่ง 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 เทพซูสมีบุตรคนหนึ่งกับสตรีชาวมนุษย์ 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)

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

ดาราจักรรี[แก้]

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]

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]

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)

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

ดาราจักรแคระ[แก้]

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]

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]

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]

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

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. องค์การนาซา.
  3. เผยความลับของดาราจักรแคระหญิงสาว. 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", 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. 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. มหาวิทยาลัยเซนต์แอนดรูส์
  17. 17.0 17.1 17.2 Evans, J. C. (November 24, 1998). Our Galaxy. 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. 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". Press release.
  43. กล้องสปิตเซอร์เผยสิ่งที่เอ็ดวิน ฮับเบิลหาไม่พบ. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (31 พฤษภาคม 2004).
  44. เอ็ม. เอ. บาร์สโตว์ (2005). ดาราจักรชนิดไร้รูปแบบ. มหาวิทยาลัยลีเชสเตอร์.
  45. เอส. ฟิลิปส์, เอ็ม. เจ. ดริงค์วอเตอร์, เอ็ม. ดี. เกร็ก, เจ. บี. โจนส์ (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal 560 (1): 201–206.
  46. คิมม์ โกรชอง. "พบดาราจักรประหลาดโคจรรอบทางช้างเผือก", NewScientist, 24 เมษายน 2006.
  47. 47.0 47.1 47.2 Galaxy Interactions. 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", 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. Astronomical Society of the Pacific.
  78. แซลลี่ โพโบยิวสกี (21 มกราคม 1997). Physics offers glimpse into the dark side of the universe. มหาวิทยาลัยมิชิแกน.
  79. แม็กกี แมคคี (7 มิถุนายน 2005). Galactic loners produce more stars. New Scientist.
  80. Groups & Clusters of Galaxies. NASA Chandra.
  81. พอล ริคเกอร์. When Galaxy Clusters Collide. National Partnership for Advanced Computational Infrastructure.
  82. ไมเคิล ดาห์เลม (24 พฤศจิกายน 2006). Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies. กลุ่มวิจัยด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์และอวกาศวิทยา มหาวิทยาลัยเบอร์มิงแฮม.
  83. ทรีวอร์ พอนแมน (25 กุมภาพันธ์ 2005). Galaxy Systems: Groups. กลุ่มวิจัยด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์และอวกาศวิทยา มหาวิทยาลัยเบอร์มิงแฮม.
  84. เอ็ม. จีราร์ดี, จี. จิวรีชิน (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56.
  85. จอห์น ดูบินสกี (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". 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. IPAC/NASA.
  91. The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals. 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", NASA, 5 ธันวาคม 2006.
  94. โรเบิร์ต ดันน์. An Introduction to X-ray Astronomy. Institute of Astronomy X-Ray Group.

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]