תצפית חדשה
על שביל החלב

בקיצור

• מפתיע לגלות כמה מעט יודעים האסטרונומים על המבנה של גלקסיית שביל החלב שלנו – למשל, מה מספר הזרועות הלולייניות שלה והיכן בה נמצאת השמש שלנו.
• אולם לאחרונה הרכיבו מדענים את המפה הטובה ביותר של הגלקסיה שלנו עד כה, בעזרת נתונים שנאספו בכמה מיזמי מחקר חדשים, ובפרט בסקר הרדיו BeSSeL (מורשת מבנה המוט והסליל הלולייני).
• המפה החדשה חושפת שיש לשביל החלב ארבע זרועות לולייניות לפחות, וכן כמה מאפיינים קטנים יותר בהיקפם, ומראה שהשמש שוכנת כמעט בדיוק על המישור המרכזי של דיסקת הגלקסיה.

לפני מאות שנים הפליגו חוקרים במרחבי האוקיינוסים וחצו יבשות לא נודעות כדי למפות את כדור הארץ, ובחמישים השנים האחרונות צילמו גשושיות חלל את רוב מערכת השמש שלנו. עם זאת, אף על פי שלמדנו להכיר לא רע את החצר האחורית האסטרונומית שלנו, התמונה שיש לנו מהשכונה הגדולה יותר – גלקסיית שביל החלב שלנו – נותרה עמומה. הסיבה מובנת מאליה: איננו יכולים לצאת ממנה כדי להעיף בה מבט.

תארו לעצמכם שאתם שולחים חללית למשימה של מיליוני שנים, לצאת אל מעבר לגלקסיה שלנו, להפנות את מבטה לאחור ולצלם את מה שהיא רואה: בלתי מעשי בעליל. נותרנו אפוא עם הרבה מאוד שאלות פתוחות על ביתנו הקוסמי. למשל כמה זרועות לולייניות (ספירליות) יש לגלקסיה, האם המבנה הגדול הקרוב ביותר לשמש נחשב זרוע, והיכן בגלקסיה שוכנת מערכת השמש שלנו.

אולם לאחרונה נעשים מאמצים להתחיל למפות את שביל החלב מבפנים החוצה, וכך לאפשר לנו להרכיב לראשונה תמונה מדויקת של מבנה הגלקסיה. הנוף הנגלה לעינינו הוא תולדה של כמה מיזמים גדולים הכוללים טלסקופים אופטיים וטלסקופי רדיו מתקדמים. עימם נמנה גם הפרויקט שלנו, סקר מורשת מבנה המוט והסליל הלולייני (Bar and Spiral Structure Legacy, או BeSSeL בראשי תיבות). לצורך המאמץ הזה קיבלנו זמן תצפית חסר תקדים בהיקפו – 5,000 שעות – ב"מערך קו הבסיס הארוך מאוד" (VLBA), מערכת המופעלת על ידי מצפה אסטרונומיית הרדיו האמריקאי, במימון הקרן הלאומית למדע של ארצות הברית.

ממצאינו הראשונים מספקים תצפית חדשה ומשופרת על שביל החלב. לא זו בלבד שזכינו להבין יפה יותר איך שביל החלב נראה, אנחנו גם מתחילים להבהיר לעצמנו מדוע גלקסיות דומות לזו שלנו מתאפיינות במבנה לולייני ואיך הבית האסטרונומי שלנו משתבץ ביקום בכללותו.

השכונה הקוסמית

בראשית המאה ה-19 בנה ויליאם פרסונס (Parsons), רוזן רוס השלישי, טלסקופ בקוטר של 183 ס"מ – שנחשב עצום בזמנו. הוא צפה בגלקסיה שאנו מכנים כיום "גלקסיית המערבולת", שמתאפיינת במבנה לולייני מובהק, ואף שרטט אותה. אולם כל עוד לא ידענו עד כמה המערבולת רחוקה מאיתנו, או מה גודלו של שביל החלב, לא היה ברור אם היא מבנה קטן בתוך הגלקסיה שלנו או ערפילית גדולה הדומה לה. הוויכוח על הסוגיות האלו לא פסק עד תחילת המאה ה-20, אז אדווין האבל, שהשתמש בשיטות שפיתחה הנרייטה ליוויט (Leavitt) כדי למדוד את המרחק שלנו מכוכבים בוהקים, הראה שהמערבולת ומבנים לולייניים דומים לה נמצאו הרחק מחוץ לשביל החלב. תגליתו סתמה את הגולל על הרעיון שהיקום כולו כלול בשביל החלב.

האסטרונומים הבינו שאנחנו חיים בגלקסיה לוליינית על ידי מדידת תנועות הגז ברחבי הדיסקה – האזור הגדול דמוי החביתית שממנו מורכב עיקר גופה של גלקסיית שביל החלב. גלקסיות לולייניות, וכך גם אחיותיהן האליפטיות-עגלגלות, הן סוגים נפוצים של גלקסיות. הגלקסיות הלולייניות הסמוכות אלינו, NGC 1300 וגלקסיית מֶסיֵה 101 (M101) עשויות לייצג היטב את מראהו של שביל החלב מרחוק.

במרכזה של NGC 1300 יש מבנה ישר ובוהק שהאסטרונומים מכנים "מוט", ושתי זרועות לולייניות כחלחלות צומחות מקצותיו של המוט ומתעקלות אט-אט סביבו. במרבית הגלקסיות הלולייניות רואים מוטות, ולפי הסברה הם נוצרים בעקבות כיסים של אי-יציבות כבידתית בדיסקה הדחוסה של הגלקסיה. תנועת הערבול של המוט המרכזי, החג סביב צירו, יוצרת בתורה את הזרועות הלולייניות. (תהליכים אחרים, כגון כיסי אי-יציבות הכרוכים בריכוזי מסה גדולים בתוך דסקה או הפרעות כבידתיות מגלקסיות סמוכות – יכולים להוביל גם הם ליצירת זרועות).

זרועות לולייניות נוטות לזהור באור כחול, שמגיע מתוך עריסות הכוכבים העצומות שבהן נוצרים כוכבים עתירי מסה. M101, המועמדת אף היא לייצג את דמותה של שביל החלב, ידועה בשם "גלקסיית גלגל הרוח"; אומנם אין לה מוט בוהק כמו ל-NGC 1300, אבל היא מתהדרת במספר רב יותר של זרועות לולייניות.

המוט והזרועות הלולייניות של גלקסיית NGC 1300 | הדמיה: נאס"א, ESA וצוות מורשת האבל

כבר זמן רב האסטרונומים סבורים שלשביל החלב יש מאפיינים שנלקחו משתי הגלקסיות הללו גם יחד. לגלקסיה שלנו יש כנראה מוט ניכר לעין, בדומה למוט שרואים ב-NGC 1300, אך גם כמה זרועות לולייניות, כמו ב-M101. אך מעבר למסקנות הבסיסיות הללו שוררות מחלוקות רבות בין האסטרונומים.

תצפיות בתחום האור התת-אדום שנערכו לפני למעלה מעשר שנים בטלסקופ החלל שפיצר העלו את האפשרות שאולי יש לגלקסיה שתי זרועות לולייניות בלבד. אולם תצפיות שנערכו בתחום גלי הרדיו מצאו מימן אטומי ופחמן חד-חמצני, שבגלקסיות אחרות מרוכזים בזרועות הלולייניות שלהן, דבר שמעיד על קיומן של ארבע זרועות בשביל החלב. סוגיה נוספת השנויה במחלוקת בקהילת האסטרונומים היא השאלה עד כמה רחוקה השמש שלנו ממרכז הגלקסיה ומה הגובה שלה מעל "קו המשווה" של שביל החלב – המישור המרכזי של הדיסקה.

לפני כמעט 70 שנה חישבו המדענים את המרחק שלנו מכמה כוכבים כחולים זוהרים סמוכים. התוויית הנקודות האלו על מפה חשפה חלקים של שלוש זרועות לולייניות סמוכות, שאנחנו מכנים זרוע קשת, הזרוע המקומית וזרוע פרסאוס. בערך באותה תקופה, בשנות ה-50, התחילו אסטרונומי רדיו לזהות בתצפיותיהם מימן אטומי – גז שחושף את קיומו באמצעות פליטת חותמת אור באורך גל של 21 סנטימטר. כשהגז הזה נע יחסית לכדור הארץ, התדירות של חותמת המימן האטומי הזה מוסחת בשל תופעת דופלר, ומאפשרת לאסטרונומים למדוד את מהירות הגז וכך לקבל רמזים בנוגע למקומו בגלקסיה.

משרטטי מפות גלקטיים משתמשים במדידות כאלו כדי לבנות מערכת קואורדינטות נוחה עבור שביל החלב כפי שהוא נצפה מהשמש: בהקבלה לקווי האורך וקווי הרוחב של כדור הארץ, קו האורך הגלקטי (l) הוא אפס בכיוון מרכז הגלקסיה, והוא גדל לאורך המישור ה"משווני" של שביל החלב כפי שהוא נצפה מההמיספרה הצפונית; קו הרוחב הגלקטי (b) מציין את הזווית בניצב למישור. כשחוקרים שרטטו את "תרשימי מהירות קו האורך" של חותמות האור באורך גל של 21 סנטימטר מגז מימן (ובמחקרי המשך: מפחמן חד-חמצני) הם חשפו קשתות מתמשכות של פליטה, וסביר מאוד להניח שהן תואמות לנתיבן של זרועות לולייניות. אולם שיטת המיפוי הזו לוקה בעמימויות רבות ואינה מדויקת די הצורך כדי לחשוף בבירור את המבנה הלולייני של הגלקסיה.

מבט חדש

אחת הסיבות למיעוט הידע שלנו על שביל החלב היא שהגלקסיה מלאה בכמויות עצומות של אבק. אבק בולע אור אופטי ביעילות, כך שלאורך מרבית קווי הראייה החוצים את הדיסקה, איננו יכולים לראות למרחק רב במיוחד, כי האבק מסתיר את הנוף. סיבה נוספת היא ששביל החלב משתרע על פני מרחב מסחרר בג ודלו. אור המגיע מכוכבים שנמצאים בצד הרחוק של הגלקסיה זקוק ל-50 אלף שנה כדי להגיע לכדור הארץ. במרחקים כאלה אנו מתקשים להכריע אפילו מהם הכוכבים הקרובים אלינו ואילו מהם רחוקים מאיתנו.

טלסקופי חלל חדשים הפועלים באורכי גל אופטיים, וטלסקופים שקולטים גלי רדיו ברחבי כדור הארץ מתקדמים כעת בצעדי ענק למצוא תשובות לשאלותינו על שביל החלב. מטרתה של משימת גאיה (Gaia), טלסקופ חלל ששוגר ב-2013, היא למדוד את המרחק בינינו לבין יותר ממיליארד כוכבים בגלקסיה, ואין ספק שהמשימה הזאת תחולל מהפכה בהבנתנו את אוכלוסיות הכוכבים שהיו מעורבות ביצירת שביל החלב. אבל מאחר שגאיה משתמשת באור אופטי, שנבלע מאחורי גרגירי אבק בין-כוכבי, היא לא מסוגלת לחקור באין מפריע זרועות לולייניות רחוקות. לעומת זאת, גלי רדיו חודרים בקלות את האבק ומאפשרים לנו לחקור את הדיסקה כולה ולמפות את המבנה שלה.

רדיו טלסקופ בשיטת VLBI במדבר מוהאבי בארצות הברית | צילום: נאס"א, SPL

שני מיזמים עיקריים ממפים כיום את שביל החלב באמצעות טכניקה של אסטרונומיית רדיו הקרויה "אינטרפרומטריית קו-בסיס ארוך מאוד" (VLBI). פרויקט ורה (VERA: חקר אסטרומטריית-רדיו באמצעות VLBI) מפעיל ארבעה טלסקופי רדיו בכל רחבי יפן, מצפון המדינה (מיזוסאווה) ועד האי הדרומי ביותר (אישיגאקי) והמזרחי ביותר (אוגסווארה) שלה. סקר BeSSeL משתמש במערך קו הבסיס הארוך מאוד, הכולל עשרה טלסקופים ומשתרע על פני מרבית חצי הכדור המערבי – מהוואי, דרך ניו אינגלנד ועד סנט קרואה, שהוא אחד מאיי הבתולה של ארצות הברית.

המרחק שמבדיל בין הטלסקופים מגיע כמעט לקוטר כדור הארץ, ועל כן המערכים הללו מגיעים להפרדה זוויתית שמגמדת את זו של כל טלסקופ אחר בימינו, בכל אורכי הגל. החוקרים נדרשים לצפות בעת ובעונה אחת בכל הטלסקופים ולסנכרן את הנתונים הנשמרים בכונני מחשב בכל אתר באמצעות השעונים האטומיים הטובים ביותר. לאחר מכן הם מעבירים את הנתונים שתיעדו למחשב מיוחד שעושה ניתוח מתאם צולב של האותות המגיעים מכל הטלסקופים. אחרי כמה כיולים מתקבלת תמונה דיגיטלית של מה שהיינו רואים אילו עינינו היו רגישות לגלי רדיו והמרחק ביניהן היה דומה למלוא רוחבו של כוכב הלכת שלנו.

דימות כזה מייצג הפרדה זוויתית מדהימה, של יותר מ-0.001 שניות קשת (יש 3,600 שניות קשת במעלה אחת, ו-360 מעלות בכיפת השמיים הכדורית כולה). לשם השוואה, העין האנושית מסוגלת להפריד בין מבנים שנבדלים זה מזה ב-40 שניות קשת לכל היותר, ואפילו טלסקופ החלל האבל מגיע להפרדה של כ-0.04 שניות קשת בלבד.

בעזרת VLBI אנחנו יכולים למדוד את מקומו של כוכב הפולט גלי רדיו עזים, לעומת הקווזארים שברקע (קווזארים הם חורים שחורים פעילים ובוהקים שנמצאים בליבן של גלקסיות רחוקות), בדיוק המגיע ל-0.00001 שניות קשת. בזכות ההשוואה הזאת אנחנו יכולים לסרוק מרחקים כבירים דרך צפייה באפקט הפרלקסה – התופעה שגורמת לנו לראות שעצם קרוב משנה את מקומו לעומת רקע רחוק, כשצופים בו מנקודות תצפית שונות.

להמחשת האפקט הזה די אם נפשוט את זרוענו לפנים ונתבונן באגודלנו, תחילה כשאנו עוצמים את עין ימין ואז את עין שמאל. המרחק בין עינינו הוא כמה סנטימטרים, כך שאגודל שנמצא במרחק של זרוע מאיתנו ייראה כאילו הוא נע בזווית של כשש מעלות כשמתבוננים בו מבעד לעין אחת ולאחר מכן מבעד לחברתה. אם יודעים את המרחק המפריד בין נקודות התצפית ואת הסטייה הזוויתית הנצפית, קל לחשב את המרחק. מודדי קרקעות משתמשים בעיקרון הזה למיפוי ערים.

איור: אלנה הרטלי

במצב אידיאלי, אסטרונומים שמבקשים למפות מבנה לולייני יעדיפו לצפות בכוכבים צעירים עתירי מסה. כוכבים קצרי ימים כאלה מזוהים לא פעם עם התקופות התוססות שבהן נוצרים כוכבים, והם חמים עד כדי כך שהם מייננים את הגז הסובב אותם, גורמים לו לזהור באור כחול ויוצרים אלומת איכון לאורך הזרוע הלוליינית שאפשר לחזות בה מהצד הרחוק של היקום.

אולם אנחנו, הלכודים בתוך הדיסקה המאובקת של שביל החלב, איננו יכולים לצפות בקלות בכוכבים כאלה מבעד לגלקסיה שלנו. אך למזלנו, מולקולות של מים ושל כוהל מתילי המצויות ממש בשולי האזורים שהכוכבים החמים הללו מייננים, עשויות ליצור מקורות בוהקים להפליא של גלי רדיו, שכן הם פולטים פליטות "מֵייזֶר" טבעיות שהאבק הגלקטי כמעט שאינו מעמעם.

המילה מייזר היא ראשי תיבות של "הגברת גלי מיקרו על ידי פליטה מאולצת של קרינה", והקרינה הזו היא גירסת גלי הרדיו של לייזר אופטי. במערכים אסטרופיזיקליים, פליטות מייזר מגיעות מענני גז בסדר גודל של מערכת השמש, שהמסה שלהם דומה פחות או יותר לזו של כוכב הלכת צדק. דימות גלי רדיו מראה לנו "נקודות" בוהקות מאוד, שמספקות מטרות כמעט מושלמות למדידות פרלקסה.

מפת שביל החלב החדשה. תרשים: צ'ינג-וו צ'אנג ומרק ג' ריד, BeSSeL, אוניברסיטת נאנצ'ין והמרכז לאסטרופיזיקה: הרווארד והסמית'סוניאן

התמונה העדכנית

סקר BeSSeL ופרוייקט VERA סיפקו יחד לאסטרונומים מאגר של 200 מדידות מרחק מבוססות פרלקסה לאיתור מקומם המדויק של כוכבים צעירים וחמים במרחבי אזורים גדולים של שביל החלב. הנתונים הללו, שמכסים היטב כשליש משביל החלב, חושפים ארבע זרועות שמשתרעות על פני מרחקים עצומים.

המפה מראה גם שהשמש קרובה מאוד למבנה חמישי המכונה "הזרוע המקומית", שהוא כנראה מקטע נפרד של זרוע לוליינית. בעבר, קראו למקטע הזה "שלוחת אוריון", שם שנועד לתאר מבנה שולי הדומה לשלוחות קטנות יותר המסתעפות מזרועות לולייניות בגלקסיות אחרות. אולם הפרשנות המתארת את המבנה הזו כ"שלוחה" היא שגויה כנראה. נתונינו מראים שהמקטע הזה מזכיר חתיכת זרוע מיותמת, הנכרכת סביב פחות מרבע משביל החלב. אבל כמות מערכי הכוכבים עתירי המסה שנראים לאורכה המצומצם של הזרוע המקומית מתחרה בקלות בזו שאנו רואים על פני אורך דומה בזרוע פרסאוס הסמוכה.

מעניין לציין שהיו אסטרונומים שסברו שזרוע פרסאוס היא אחת מתוך שתי הזרועות העיקריות של שביל החלב – השנייה היא זרוע מגן-קנטאור – מגן-קנטאור-החיצונית. אולם ממצאינו מעלים שהיווצרות כוכבים עתירי מסה פוחתת מאוד כשהזרוע מתעקלת פנימה, הלאה מהשמש. מזה אפשר ללמוד שהזרוע הזאת לא תבלוט במיוחד לעיני צופה חיצוני.

על סמך המיקומים התלת-ממדיים של הכוכבים הצעירים ועתירי המסה שלנו, ובעזרת מודלים המבוססים על מדידת התנועה שלהם, ביכולתנו לאמוד את ערכיהם של משתני יסוד של שביל החלב. אנו מגלים שהמרחק מהשמש למרכז הגלקסיה הוא 8,150 פארסקים (או 26 אלף שנות אור), עם טווח סטייה של 150 פארסקים. האומדן הזה נמוך יותר מהאומדן הקודם שהציע איגוד האסטרונומיה הבינלאומי לפני עשרות שנים, שעמד על 8,500 פארסקים.

כמו כן מתברר שהשמש חגה סביב מרכז שביל החלב במהירות משיקית של 236 קילומטר לשנייה, מהירות הגבוהה בערך פי שמונה מהמהירות של כדור הארץ בתנועתו סביב השמש. מכך עולה שהשמש משלימה הקפה סביב שביל החלב פעם ב-212 מיליון שנה. המספר הזה יראה קצת יותר מוחשי אם תחשבו שבפעם הקודמת שמערכת השמש שלנו הייתה בחלק הזה של שביל החלב לעומת שאר היקום, דינוזאורים שוטטו עדיין עלי אדמות.

החלק של הגלקסיה הנמצא פנימה מהשמש שלנו הוא דק מאוד וצורתו כמעט מישורית ושטוחה. אף שהעובדה הזאת ידועה כבר זמן רב, שררה מחלוקת ביחס למיקומה של השמש לעומת המישור הזה. לאחרונה הגיעו אסטרונומים להסכמה שמדובר בכ-25 פארסקים (82 שנות אור) מעל המישור, אולם ממצאינו כלל אינם עולים בקנה אחד עם האומדן הזה.

כששרטטנו מישור דרך מקומם של כוכבים עתירי מסה שאנחנו יודעים בדיוק רב את המרחק שלהם מאיתנו, מצאנו שהשמש שוכנת בגובה של לא יותר משישה פארסקים (20 שנות אור) מעל המישור הזה. המרחק הזה הוא 0.07 אחוז בלבד מהמרחק של השמש ממרכז המישור, כך שהיא קרובה להפליא לקו המשווה הגלקטי. כמו כן, איששנו תצפיות קודמות שהעידו כי באזורים רחוקים יותר של שביל החלב, המישור מתעקל למעלה בצידו הצפוני ולמטה בצידו הדרומי, כך שהגלקסיה שלנו דומה קצת לפתית חטיף צ'יפס דק.

תרשים: צ'ינג-וו צ'אנג ומרק ג' ריד, BeSSeL, אוניברסיטת נאנצ'ין והמרכז לאסטרופיזיקה: הרווארד והסמית'סוניאן

אסטרונומים שמתארים את תצפיותיהם נוהגים לחלק את שביל החלב לרבעים, שבמרכזם נמצאת השמש שלנו. בהתאם למוסכמה הזאת זיהינו את תוואי הזרועות הלולייניות בשלושת הרביעים הראשונים. כדי להשלים את הרביע הרביעי של המפה אנו זקוקים לתצפיות שייעשו מחצי הכדור הדרומי. תצפיות כאלו נמצאות כבר בתכנון והן ייעזרו בטלסקופים הפזורים ברחבי אוסטרליה וניו זילנד. עד שיגיעו הממצאים האלה, אנחנו יכולים לקחת את הידוע לנו על הזרועות ולהסיק מכך את מראה הרביע הרביעי, על סמך נתוני עזר מהתצפיות על מימן אטומי ועל פחמן חד-חמצני מולקולרי.

הארכיטקטורה שחושפות התצפיות הללו עולה בקנה אחד עם מבנים שהוצעו בעבר בתיאוריות אלה ואחרות, וכונו זרוע סרגל-הזרוע החיצונית, זרוע מגן-קנטאור – מגן-קנטאור החיצונית, זרוע קשת-שדרית וזרוע פרסאוס. אולם קחו בחשבון שיש ברשותנו רק מדידת מרחק אחת של אזור היווצרות כוכבים הנמצא במרחק רב ממרכז הגלקסיה. המקום שנמדד לאזור הזה, לצד מיקומו בתרשימי מהירות קו-אורך גלקטיים של פליטות פחמן חד-חמצני, מעניקים לנו מידה כלשהי של אמון בצורה שבה חיברנו זרועות בצד שמעבר למרכז הגלקסיה. אולם אנו זקוקים עדיין למדידות נוספות מהסוג הזה לפני שנוכל להיות בטוחים במודל שלנו.

כעת יש בידינו תמונה ברורה יותר של השכונה הקוסמית שלנו. אנחנו דרים כנראה בגלקסיה לוליינית בעלת ארבע זרועות, עם מוט מרכזי בוהק ומידה סבירה של סימטריה. השמש שלנו כמעט צמודה לקו המשווה הגלקטי, אבל רחוקה מהמרכז, בערך בשני שליש המרחק ממנו אל שולי הגלקסיה. פרט לזרועות, שחובקות כמעט את כל הגלקסיה, יש לשביל החלב עוד מקטע זרוע אחד לפחות (הזרוע המקומית) וכנראה גם כמה שלוחות.

לפי המאפיינים הללו, הגלקסיה שלנו נראית רגילה למדי, אבל היא בהחלט אינה גלקסיה אופיינית. בערך לשני שליש מהגלקסיות הלולייניות יש מוט, כך שגלקסיית שביל החלב נמנית עם הרוב. אולם העובדה שיש לה ארבע זרועות לולייניות מובחנות היטב וסימטריות במידה רבה מבדלת אותה מרוב הגלקסיות הלולייניות האחרות, שזרועותיהן מעטות יותר ומסודרות פחות.

תעלומות נוספות

אומנם קיבלנו תשובות חדשות, אך נותרו לנו עדיין שאלות כבדות משקל. בין האסטרונומים מתנהל עדיין עימות סוער בשאלה איך בכלל נוצרות זרועות לולייניות. קיימות שתי תיאוריות מתחרות – האחת גורסת שכיסי אי-יציבות כבידתית בקנה מידה של גלקסיה שלמה יוצרים דפוסים לולייניים עמידים; האחרת טוענת שכיסי אי-יציבות בקנה מידה קטן יותר נמתחים ומתרחבים עם הזמן ויוצרים מקטעי זרועות שמתחברים לאחר מכן לזרועות ארוכות. על פי התיאוריה הראשונה, זרועות לולייניות יכולות להחזיק מעמד מיליארדי שנים, ואילו על פי התיאוריה השנייה הזרועות אינן מאריכות ימים, וזרועות חדשות צומחות שוב ושוב במרוצת חייה של הגלקסיה.

כמו כן, קשה לקבוע מה גילו של שביל החלב, שכן אין לו תאריך לידה ברור. מקובל כיום לחשוב שהוא התגבש בהדרגה במשך עידנים רבים כשקדם-גלקסיות קטנות רבות, שנוצרו בשלבים מוקדמים יותר בתולדות היקום, התנגשו זו בזו והתמזגו. נראה כי אפשר היה לקרוא לשביל החלב "גלקסיה גדולה" לפני כחמישה מיליארדי שנים, אבל ייתכן שהיא נראתה אז שונה מאוד, שכן סביר להניח שהתמזגויות גדולות ערבלו את כל המבנים הלולייניים הקודמים.

נזדקק עוד לתצפיות רבות נוספות כדי לקבל תמונה מלאה יותר של שביל החלב. נוכל לשם כך להיעזר בדור הבא של מערכי טלסקופי רדיו בעלי יכולת VLBI. מערכים כאלו מצויים כיום בתכנון, ונכללים בהם מערך הקילומטר הרבוע באפריקה, והמערך הגדול מאוד – הדור הבא, באמריקה הצפונית. בשני המקרים מדובר במערכי ענק של טלסקופי רדיו שמיועדים להתפרש על פני כל היבשת שלהם, ועתידים להיכנס לפעילות מלאה לקראת סוף העשור הנוכחי. המערכים המתוכננים, שיגדילו מאוד את אזורי איסוף הנתונים הטלסקופיים, לעומת המערכים שנמצאים ברשותנו כיום, יאפשרו לנו לזהות פליטות רדיו כוכביות הרבה יותר חלשות, וכך לראות למרחק רב יותר במעבה שביל החלב.

בסופו של דבר אנו מקווים להתוות בבירור את ארכיטקטורת הגלקסיה שלנו בקנה מידה גדול, כדי לאשש או לדחות את התיאוריות המתחרות המנסות להסביר איך בא לעולם המבנה הלולייני נורא ההוד של ביתנו הקוסמי.

פורסם במקור בגיליון אפריל 2020 של כתב העת סיינטיפיק אמריקן

לקריאה נוספת

• Studies in Galactic Structure. I. A Preliminary Determination of the Space Distribution of the Blue Giants. W. W. Morgan et al. in Astrophysical Journal, Vol. 118, pages 318–322; September 1953.
• The Milky Way in Molecular Clouds: A New Complete CO Survey. T. M. Dame et al. in Astrophysical Journal, Vol. 547, No. 2, pages 792–813; February 1, 2001.
• Mapping Spiral Structure on the Far Side of the Milky Way. Alberto Sanna et al. in Science, Vol. 358, pages 227–230; October 13, 2017.
• Trigonometric Parallaxes of High-Mass Star-Forming Regions: Our View of the Milky Way. M. J. Reid et al. in Astrophysical Journal, Vol. 885, No. 2, Article 131; November 10, 2019.

מארכיון סיינטיפיק אמריקן

• The Spiral Structure of the Galaxy. W. W. Morgan; May 1955.
• Fossil Hunting in the Milky Way. Kathryn V. Johnston; December 2014.