งานวิจัยยุคใหม่ของดาราจักร
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
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
ดาราจักรชนิดต่างๆ ตามการจำแนกของฮับเบิล E หมายถึงดาราจักรรี (elliptical) S หมายถึงดาราจักรชนิดก้นหอย (spiral) และ SB คือชนิดก้นหอยมีคาน (barred-spiral)
ดูบทความหลักที่: การแบ่งชนิดและสัณฐานของดาราจักร
ดาราจักรแบ่งออกได้เป็นสามชนิดใหญ่ ๆ คือ แบบรี แบบก้นหอย และแบบไม่แน่นอน นอกจากนี้ยังมีความแตกต่างในรายละเอียดตามลักษณะปรากฏ ดังที่พบได้ในลำดับของฮับเบิล ทั้งนี้ ลำดับของฮับเบิลได้แยกแยะประเภทของดาราจักรตามลักษณะภายนอกที่มองเห็น ดังนั้นจึงอาจมีลักษณะเฉพาะบางอย่างของดาราจักรที่ถูกละเลยไป เช่น อัตราการก่อกำเนิดของดาวฤกษ์ (ในดาราจักรชนิดดาวกระจาย) หรือกิจกรรมที่เกิดขึ้นที่แกนกลาง (ในดาราจักรกัมมันต์) เป็นต้น[6]
ดาราจักรรี
ดูบทความหลักที่: 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]
