لماذا لايمكن مشاهدة مجرة درب التبانة كاملة من الارض

لماذا لا يمكنا مشاهدة مجرة درب التبانة كاملة من الأرض 

من المستحيل رؤية مجرة درب التبانة كاملة من الارض وذلك بسبب أن الأرض هي جزء من النظام الشمسي، والنظام الشمسي هو جزء من مجرة درب التبانة، ومجرة درب التبانة هي الأصل والنظام الشمسي هو جزء صغير جداً منها والأرض هي جزء صغير جداً من النظام الشمسي، ولهذا من غير الممكن رؤية مجرة درب التبانة من الأرض. 

تم تسمية مجرة درب التبانة بهذا الاسم نسبة إلى شكل القش الذي كان يتساقط من الماشية في الماضي ويشبه شكل النجوم في تلك المجرة 

تعد مجرة درب التبانة واحدة من أهم المجرات في الكون، وتحتوي على النظام الشمسي والأرض والنجوم، ويتجاوز عدد نجومها 200 مليار نجم، وهي مجرة غير منتظمة

لماذا لا نستطيع رؤية مركز درب التبانة

عندما نريد الإجابة على هذا السؤال، يجب أن نقوم بعدة عمليات للتحقق من الواقع. في الليالي المظلمة والأجواء الصافية، يمكننا بالتأكيد رؤية الحلقة المغبرة لمجرة درب التبانة في سماء الليل. ومع ذلك، نستطيع رؤية ما يقرب من 6000 سنة ضوئية فقط من الجزء المرئي للمجرة بالعين المجردة، وهذا يظهر عظمة الله في خلق الكون واعتمادنا على الطيف المرئي 

أسباب عدم رؤية مركز درب التبانة 

• الحجم والبنية 

الحجم الهائل لمجرتنا كافٍ لتحير العقل، وتقدر ناسا أن قطر مجرة درب التبانة يتراوح بين 100.000 – 120.000 سنة ضوئية – على الرغم من أن بعض المعلومات تشير إلى أنها قد تصل إلى 150.000 – 180.000 سنة ضوئية، نظرًا لأن سنة ضوئية واحدة تبلغ حوالي 9.5 × 10 12 كم، فإن هذا يجعل قطر مجرة درب التبانة حوالي 9.5 × 10 17 – 1.14 × 10 18 كم في القطر. 

لوضع ذلك في شروط الشخص العادي، فإن 950 كوادريليون (590 كوادريليون ميل) إلى 1.14 كوينتيليون كيلومتر (7 سبعين مليون ميل)، ومن المقدر أيضًا أن مجرة درب التبانة تحتوي على 100-400 مليار نجم (على الرغم من أن هذا قد يصل إلى تريليون)، وقد يصل عدد الكواكب إلى 100 مليار. 

في المركز، قياس تقريبا يبلغ قطرها 10000 سنة ضوئية، وهي مجموعة النجوم شديدة الترابط المعروفة باسم “الانتفاخ” يوجد في مركز هذا الانتفاخ مصدر راديو مكثف، يُدعى Sagittarius A *، والذي من المحتمل أن يكون ثقبًا أسود هائلاً يحتوي على 4.1 مليون ضعف كتلة شمسنا. 

في نظامنا الشمسي المتواضع، نحن على بعد حوالي 28000 سنة ضوئية من هذه المنطقة، وببساطة هذا يعنيأن هذه المنطقة بعيدة جدًا عنا لدرجة أننا لا نستطيع رؤيتها بالعين المجردة، ولكن هناك أشياء أكثر من ذلك تحدث في هذه المنطقة 

سطوع سطح منخفض 

بالإضافة إلى أنها مجرة ذات قضبان حلزونية، مجرة درب التبانة معروفة أيضا باسم مجرة سطوع السطح المنخفض (LSB). هذا التصنيف يشير إلى المجرات التي يكون سطوع سطحها، عند مشاهدتها من الأرض، أقل بمقدار واحد على الأقل من سطوع سماء الليل المحيطة. وهذا يعني أساسا أن السماء يجب أن تكون أغمق من حوالي 20.2 درجة لكل ثانية قوسية حتى يمكن رؤية درب التبانة. 

هذا يجعل من الصعب رؤية مجرة درب التبانة من أي مكان على الأرض يشيع فيه التلوث الضوئي مثل المواقع الحضرية أو الضواحي – أو عندما يكون الضوء الشارد من القمر عاملاً، ولكن حتى عندما تكون الظروف مثالية، فلا يزال هناك الكثير مما يمكننا رؤيته بالعين المجردة، لأسباب لها علاقة كبيرة بكل ما يقع بيننا وبين قلب المجرة. 

الغبار والغاز 

على الرغم من أنها قد لا تبدو كذلك للمراقب العادي، فإن درب التبانة مليئة بالغبار والغاز تُعرف هذه المادة بالوسط النجمي، وهو قرص يشكل نسبة هائلة من 10-15٪ من المادة المضيئة / المرئية في مجرتنا ويملأ الفراغات الطويلة بين النجوم، وتعمل سماكة الغبار على انحراف الضوء المرئي، تاركًا فقط ضوء الأشعة تحت الحمراء للمرور عبر الغبار. 

تظهر هذه الصورة المبهرة بالأشعة تحت الحمراء من تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا مئات الآلاف من النجوم محتشدة في القلب الملتف لمجرة درب التبانة الحلزونية الائتمان: NASA / JPL-Caltech 

هذا يجعل تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء مثل تلسكوب سبيتزر الفضائي أدوات قيمة جدا في رسم خرائط المجرة ودراستها، حيث تستطيع النظر من خلال الغبار والضباب وتقديم مناظر واضحة جدا لما يحدث في قلب المجرة وتشكل المناطق النجمية. وعلى الرغم من ذلك، عند النظر في الطيف المرئي، يقلل الضوء القادم من الأرض وتأثير التداخل للغبار والغاز من المسافة التي يمكننا رؤيتها، ويمكن معرفة عدد المجرات

أجهزة محدودة 

ظل علماء الفلك يحدقون في النجوم منذ آلاف السنين، ومع ذلك، لم يعرفوا حتى ما كانوا يبحثون عنه إلا في الآونة الأخيرة نسبيًا، على سبيل المثال، في كتابه Meteorologica، كتب أرسطو (384-322 قبل الميلاد) أن الفلاسفة اليونانيين أناكساغوراس (500-428 قبل الميلاد) وديموقريطس (460-370 قبل الميلاد) قد اقترحوا أن مجرة درب التبانة قد تتكون من نجوم بعيدة. 

ومع ذلك، يعتقد أرسطو نفسه أن درب التبانة نتجت عن “اشتعال الزفير الناري لبعض النجوم التي كانت كبيرة ومتعددة وقريبة من بعضها البعض” وأن هذه الاشتعال تحدث في الجزء العلوي من الغلاف الجوي، مثل العديد من نظريات أرسطو، سيظل هذا قانونًا للباحثين الغربيين حتى القرنين السادس عشر والسابع عشر، وفي ذلك الوقت، سيبدأ علم الفلك الحديث في الترسخ. 

في نفس الوقت، في العالم الإسلامي، كان لدى العديد من علماء العصور الوسطى وجهة نظر مختلفة، فعلى سبيل المثال، اقترح العالم الفلكي الفارسي أبو ريحان البيروني أن مجرة درب التبانة تتكون من `مجموعة غير محدودة من أجزاء طبيعة النجوم الغامضة`، واقترح ابن قيم الجوزية (1292-1350) من دمشق أيضا أن مجرة درب التبانة تتكون من `عدد لا يحصى من النجوم الصغيرة المتجمعة في سماء النجوم الثابتة` وأن هذه النجوم أكبر من الكواكب. 

على الرغم من هذه الاختراقات النظرية، لم يكن ذلك حتى عام 1610، عندما وجه جاليليو جاليلي تلسكوبه نحو السماء، كان هذا الدليل موجودًا لدعم هذه الادعاءات بمساعدة التلسكوبات، أدرك علماء الفلك لأول مرة أن هناك الكثير والكثير من النجوم في السماء أكثر من تلك التي نراها، وأن كل تلك التي يمكننا رؤيتها هي جزء من درب التبانة. 

بعد أكثر من قرن من الزمان، أنشأ ويليام هيرشل أول رسم تخطيطي نظري لما تبدو عليه مجرة درب التبانة (1785)، وقد وصف شكل مجرة درب التبانة كمجموعة كبيرة من النجوم تشبه السحب، وادعى أن النظام الشمسي كان قريبًا من المركز على الرغم من أنها كانت خاطئة، كانت هذه المحاولة الأولى لفرضية شكل الفناء الخلفي الكوني. 

لم يتمكن علماء الفلك حتى القرن العشرين من الحصول على صورة دقيقة لما تبدو عليه مجرتنا بالفعل، وبدأ هذا بقياس عالم الفلك هارلو شابلي توزيعات ومواقع عناقيد النجوم الكروية، ومن هذا، قرر أن مركز مجرة درب التبانة كان على بعد 28000 سنة ضوئية من الأرض، وأن المركز كان انتفاخًا وليس منطقة مسطحة. 

في عام 1923، استخدم الفلكي إدوين هابل أكبر تلسكوب في عصره في جبل مرصد ويلسون بالقرب من باسادينا ، كاليفورنيا، لرصد المجرات خارج مجراتنا، ومن خلال مراقبة شكل المجرات الحلزونية في جميع أنحاء الكون، تمكن علماء الفلك والعلماء من تكوين فكرة عن شكل مجراتنا. 

منذ ذلك الوقت، ساعدتنا القدرة على مراقبة مجرتنا من خلال أطوال موجية متعددة (مثل موجات الراديو والأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية وأشعة جاما) وليس فقط الطيف المرئي في الحصول على صورة أفضل، وبالإضافة إلى ذلك، فإن تطوير التلسكوبات الفضائية – مثل Hubble و Spitzer وWISE و Kepler– كان مفيدًا في السماح لنا بإجراء ملاحظات لا تخضع للتداخل من غلافنا الجوي أو ظروف الأرصاد الجوية. 

ولكن على الرغم من الجهود التي نبذلها، لا نزال مقيدون بمجموعة من حواجز المنظور والحجم والرؤية، وحتى الآن، جميع الصور التي تصور مجرتنا هي إما عمليات نقل للفنان أو صور لمجرات حلزونية أخرى حتى وقت قريب جدًا من تاريخنا، كان من الصعب جدًا على العلماء قياس شكل مجرة درب التبانة، ويرجع ذلك أساسًا إلى أننا جزء من داخلها. 

للحصول على عرض فعلي لمجرة درب التبانة، يجب أن تحدث عدة أشياء أولاً، سنحتاج إلى كاميرا تعمل في الفضاء ذات مجال رؤية واسع (يُعرف أيضًا باسم Hubble و Spitzer ، إلخ)، ثم سنحتاج إلى نقل تلك الكاميرا إلى مكان يقترب من 100000 سنة ضوئية فوق مجرة درب التبانة وتوجيهها مرة أخرى إلى الأرض مع تقنية الدفع الحالية لدينا، سيستغرق تحقيق ذلك 2.2 مليار سنة. 

لحسن الحظ، كما لوحظ بالفعل، يمتلك علماء الفلك عددًا قليلاً من الأطوال الموجية الإضافية التي يمكنهم استخدامها لرؤية المجرة، وهذا يجعل الكثير من المجرة مرئية، بالإضافة إلى رؤية المزيد من النجوم والمزيد من العناقيد النجمية، يمكننا أيضًا رؤية المزيد من مركز مجرتنا، والذي يتضمن الثقب الأسود الهائل الذي تم افتراض وجوده هناك. 

لبضعة فترة من الوقت، استخدم علماء الفلك مصطلحا لوصف منطقة السماء التي تختفي فيها درب التبانة – `منطقة التجنب`. وفي الأيام التي كان يعتمد فيها الفلكيون على الملاحظات البصرية فقط، كانت منطقة التجنب تشكل حوالي 20٪ من سماء الليل. ولكن باستخدام المراقبة في أطوال موجية أخرى مثل الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية والأشعة الجاما، بالإضافة إلى الموجات الإذاعية، يمكن لعلماء الفلك الآن رؤية جميع أجزاء السماء باستثناء حوالي 10٪. والمعلومات الواردة حول مجرة درب التبانة تشكل معظم ما يوجد في النسبة المتبقية 10٪