שביל החלב

לאחר שגליליאו השתמש לראשונה בטלסקופ לתצפיות אסטרונומיות, והרשל שיפר את ביצועיו, התברר ששביל החלב הוא אוסף אדיר של כוכבים, הנראים בשמים כטבעת שהצופה נמצא בתוכה. עד אמצע שנות ה-20 של המאה ה-20 גרסו האסטרונומים שכדור הארץ והשמש שוכנים במרכזו של אוסף הכוכבים הזה, שהוא דמוי דיסקוס וקוטרו כ-4,000 פרסק. למען האמת, רק שנים אחדות לפני כן החלו האסטרונומים להבין כי שביל החלב אינו היקום כולו, אלא חלק זעיר ממנו.

מכל מקום, בשנות ה-30, משנמדדו המרחקים מכדור הארץ אל צבירים כדוריים שונים ונחקרה התפלגותם בחלל, התברר שהם מתרכזים סביב נקודה המרוחקת מהשמש כ-9,000 פרסק, בכיוון מזל הקשת. נקודה זו מזוהה כיום כמרכז שביל החלב, שקוטרו - לפי המקובל כיום - כ-30,000 פרסק.

שביל החלב (צילום: רון פלד)

לשביל החלב צורת דיסקה שטוחה שעובייה כ-300 פרסק, ובמרכזה הליבה - בליטה אליפסואידית שקוטרה כ-5,000 פרסק. הדיסקה שוכנת במישור קו המשווה של ההתפלגות הכמעט-כדורית של ההילה, שקוטרה כ-30,000 פרסק. בהילה עצמה שוכנים הצבירים הכדוריים הנ"ל.

שביל החלב שייך למשפחת הגלקסיות החלזוניות (ספירליות): ממרכזה המעובה של הגלקסיה יוצאות שתי זרועות של חומר כוכבי, המתעקלות סביב המרכז. בזרועות החלזוניות הללו, העשירות באבק בין-כוכבי, מתרחשת רוב היווצרות הכוכבים.

מספרם הכולל של כוכבי הגלקסיה נאמד ב-100 עד 200 מיליארד, ונראה שבמרכזה מצוי חור שחור ענקי.

השמש שוכנת בשני שליש המרחק ממרכז שביל החלב החוצה. היא נמצאת בסמוך לשפתו של קטע הזרוע החלזונית המכוּנה אוריון (ע"ש קבוצת הכוכבים שבכיוונה הוא נראה). ממערכת השמש אפשר לראות את קטע הזרוע פרסאוס (הקרוי אף הוא על שם קבוצת הכוכבים המתאימה), החיצוני לשמש ביחס למרכז הגלקסיה והמרוחק כ-2,000 פרסק מכדור הארץ, וקטע מהזרוע הקרויה על שם הקשת; זו קרובה יותר למרכז הגלקסיה (ב-2,000 פרסק בקירוב).

קטע זרוע נוסף קרוי ע"ש קבוצת הכוכבים שדרית. כל זרוע מקיפה את מרכז הגלקסיה פעמיים, ולכן קטעי הקשת והשדרית משתייכים לאותה הזרוע, והוא הדין בפרסאוס ואוריון. את ליבת שביל החלב איננו יכולים לראות, משום שהיא נסתרת מאיתנו מאחורי ענני גז ואבק רבים.

חקר שביל החלב אינו עניין פשוט, כיוון שכדור הארץ והשמש נמצאים בתוכו. גרגירי האבק הבין-כוכבי בולעים את הקרינה הנראית של הכוכבים והערפיליות ומפזרים אותה, ולכן התקבלו רוב ידיעותינו על מבנה שביל החלב מחקר קרינה בתחומי ספקטרום אחרים, כגון גלי רדיו. בסוף שנות ה-40 התברר שאטומי מימן מקרינים באופן טבעי גלי רדיו באורך גל של 21 ס"מ, המסוגלים לעבור בלי הפרעה את התווך הבין-כוכבי. באמצעות תצפיות באורך גל זה אפשר למדוד את כמות המימן ואת מרחקו מאתנו, וכך לקבל "מפת רדיו" של התפלגות המימן בשביל החלב. תצפיות דומות אפשר לבצע בקווי רדיו אחרים, הנפלטים מפחמן חד-חמצני.

את הסביבה הקרובה של השמש, עד כ-3,000 פרסק ממנה, אפשר לחקור באמצעות התפלגותם של הכוכבים הבהירים, שאורם נראה למרחוק.

כל התצפיות הנ"ל מלמדות לא רק על מבנה שביל החלב, אלא גם על התנועות בו. מתברר שהשמש מקיפה את מרכז שביל החלב במהירות של כ-250 ק"מ בשנייה. סיבוב אחד שלה סביב המרכז נמשך כ-225,000,000 שנה. גם שאר הכוכבים בגלקסיה חגים סביב המרכז, במהירות העומדת ביחס ישר למרחקם ממנו. במלים אחרות, שביל החלב מסתובב סביב צירו. על פי מהירות הסיבוב אפשר להעריך את המסה הכללית של שביל החלב, הגדולה פי 10¹² ממסת השמש. מסה זו גדולה פי 10 ממסת כל הכוכבים הנראים בגלקסיה, ומכאן שהיא מכילה הרבה יותר חומר אפל שטיבו אינו ידוע עדיין, מאשר חומר מהסוג המוכר לנו.

שביל החלב נוצר כנראה בדומה לשאר הגלקסיות, מהתכווצות עננת גז מסתובבת שצורתה כמעט כדורית. הכוכבים שנוצרו בעננה תוך כדי תהליך ההתכווצות נראים כיום ככוכבי הצבירים הכדוריים. מאוחר יותר בשלב ההתכווצות הצטבר הגז לדיסקה שטוחה שממנה נוצרו הכוכבים שבשביל החלב, הדומים ברובם לשמש. החומר הבראשיתי שנותר, ועמו חומר שנזרק מהכוכבים בתום חייהם, בצורת גז ואבק, הוא החומר הבין-כוכבי הנצפה היום.