ระบบสุริยะ

การกำเนิดของระบบสุริยะ

ระบบสุริยะ มีขนาดเล็กเมื่อเทียบกับขนาดของเอกภพ แต่มีขนาดใหญ่โตมากหากแลดูจากโลก แต่จากการสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์และจากภารกิจด้าวอวกาศต่างๆ ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถรวบรวมข้อมูลเพื่อช่วยอธิบายถึงการกำเนิดระบบสุริยะได้ ซึ่งส่วนใหญ่เชื่อว่าเกิดขึ้นเมื่อห้าพันล้านปีที่ผ่านมา ระบบสุริยะเกิดขึ้นตามขั้นตอนต้อไปนี้หมอกไฟต้นกำเนิด

เมื่อประมาณห้าพันล้านปีก่อน กลุ่มหมอกของแก๊สและละอองธุลี (เนบิวลา) แยกตัวออกจากกลุ่มหมอกเมฆขนาดใหญ่กว่ากาแลกซี่ทางช้างเผือก เพื่อก่อตัวขึ้นเป็นระบบสุริยะ การดึงของแรงโน้มถ่วงในบริเวณศูนย์กลางของกลุ่มหมอกเมฆได้ดึงเอาสสารต่างๆ เข้าสู่ด้านใน ทำให้กลุ่มหมอกเมฆมีขนาดเล็กลงและหมุนไปรอบๆ

 แผ่นจานที่กำลังหมุนตัว

ขณะที่กลุ่มหมอกเมฆหมุนไปรอบๆ สสารที่อยู่ตรงกลางมีการอัดแน่นมากขึ้น และมีสภาพร้อนจัดเกิดเป็นสิ่งซึ่งต่อมากลายเป็นดวงอาทิตย์หรือดวงอาทิตย์ยุคแรก แก๊สและละอองธุลีที่ล้อมรอบส่วนนูนตรงกลางของกลุ่มเมฆได้แฟบลงจนกลายเป็นแผ่นจานขนาดใหญ่การเกิดดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่ง

ในขณะที่ส่วนตรงกลางของแผ่นจานร้อนขึ้นอย่างต่อเนื่อง ส่วนขอบนอกเย็นตัวลง แก๊สและละอองธุลีจับตัวแน่นเป็นอนุภาค เป็นกลุ่มก้อนกลายเป็นดาวเคราะห์ดวงน้อยๆ ประกอบด้วย เหล็ก นิเกิล หิน และน้ำแข็ง บางทีอาจมีดาวเคราะห์น้อยยิ่งเป็นล้านๆ ดวงวนเป็นกลุ่มรอบดวงอาทิตย์ยุคแรก

การชนกันของดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่ง

เมื่อดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่งกระแทกเข้าหากัน ส่วนใหญ่จะแตกกระจายเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย แต่ก็มีบ้างที่รวมกันเข้าเป็นก้อนเดียวกัน โดยปกติแล้วดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่งขนาดใหญ่ จะดึงเอาดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่งขนาดเล็กเข้ามารวมไว้กันตัวเองเสมอ ดังนั้นการนกันในแต่ละครั้งจะทำให้ขนาดนั้นใหญ่ขึ้นเรื่อยๆ

การก่อตัวของดาวเคราะห์ยุคแรก

ดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่งที่มาขนาดเล็กใหญ่ที่สุดบางดวง สามารถรวมเอาสสารต่างๆเข้าไว้จนเปลี่ยนเป็นดาวเคราะห์ยุคแรก ซึ่งต่อมาพัฒนาเป็นดาวเคราะห์ทั้งเก้าดวงในระยะแรกๆ นี้ดวงอาทิตย์ยุคแรกก็มีการรวมกันสสารต่างๆเข้าสู่แกนของมันเช่นกัน จนมีความหนาแน่ขึ้นเรื่อย

การก่อตัวของดวงจันทร์

ดาวเคราะห์ดวงน้อยยิ่งที่หลงเหลืออยู่บางส่วนลงเอยด้วยการโคจรไปรอบๆดาวที่เกิดขึ้นมา และกลายเป็นดวงจันทร์และแถบวงแหวนในที่สุด ดวงอาทิตย์ยุคแรกเกิดการเผาไหมที่แกนส่วนในจนร้อนแดง กำจัดเศษวัสดุที่ล่องลอยอยู่ส่วนบนออกไปกับการกรรโชกอย่างรุนแรงของลมสุริยะที่ยังคงปรากฏจนถึงทุกวันนี้

ดาวเคราะห์

 

ดาวเคราะห์แข็ง(Terrestrial Planets) หรือดาวเคราะห์หิน คือ ดาวเคราะห์ที่มีพื้นผิวดาวเป็นพื้นแข็งชัดเจนหรืออาจจะเป็นหินแบบเดียวกับโลก เรียกว่า ดาวเคราะห์แบบโลก มีขนาดเล็กและมีธาตุองค์ประกอบเป็นโลหะ เช่น เหล็กหรือนิเกิล โดยคาดว่าใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีจึงจะเกิดเป็นดาวเคราะห์ชั้นใน

 

ดาวเคราะห์แก๊ส(Jovian Planets) หรือดาวเคราะห์ยักษ์ คือ ดาวเคราะห์ที่มีองค์ประกอบแก๊สเกือบทั้งดวง โดยมากจะเป็นไฮโดรเจน(ดาวพฤหัสและดาวเสาร์) หรือแก๊สแอมโมเนียและมีเทน(ดาวยูเรนัสปและดาวเนปจูน) ดาวเคราะห์แก๊สไม่มีพื้นที่ผิวดาวชัดเจนจึงไม่มีหลุมอุกกาบาต เป็นดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ มีอุณหภูมิและความดันสูง

ดาวเคราะห์น้อย(Asteriod) อาจจะเป็นชิ้นส่วนที่หลงเหลือมาตั้งแต่เกิดระบบสุริยะหรือเศษที่มาจากการพอกพูนเป็นดาวเคราะห์หิน ซึ่งไม่สามารถรวมตัวดาวเคราะห์ขนาดใหญ่มากได้เนื่องจากผลกระทบจากแรงรบกวนของดาวพฤหัส ดาวเคราะห์น้อยจึงโคจรระหว่าดาวอังคารและดาวพฤหัส

6.2 ดาวหาง

วัตถุชนิดหนึ่งในระบบสุริยะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ มีส่วนที่ระเหิดเป็นแก๊สเมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ ทำให้เกิดชั้นฝุ่นและแก๊สที่ฝ้ามัวล้อมรอบ และทอดเหยียดออกไปภายนอกจนดูเหมือนหาง ซึ่งเป็นปรากฏการณ์จากการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ไปบนนิวเคลียสของดาวหาง นิวเคลียสหรือใจกลางดาวหางเป็น “ก้อนหิมะสกปรก” ประกอบด้วยน้ำแข็ง คาร์บอนไดออกไซด์ มีเทน แอมโมเนีย และมีฝุ่นกับหินแข็งปะปนอยู่ด้วยกัน มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ไม่กี่กิโลเมตรไปจนถึงหลายสิบกิโลเมตร

คาบการโคจรของดาวหางมีความยาวนานแตกต่างกันได้หลายแบบ ตั้งแต่คาบโคจรเพียงไม่กี่ปี คาบโคจร 50-100 ปี จนถึงหลายร้อยหรือหลายพันปี เชื่อว่าดาวหางบางดวงเคยผ่านเข้ามาในใจกลางระบบสุริยะเพียงครั้งเดียว แล้วเหวี่ยงตัวเองออกไปสู่อวกาศระหว่างดาว ดาวหางที่มีคาบการโคจรสั้นนั้นเชื่อว่าแต่เดิมเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในแถบไคเปอร์ที่อยู่เลยวงโคจรของดาวเนปจูนออกไป ส่วนดาวหางที่มีคาบการโคจรยาวอาจมาจากแหล่งอื่น ๆ ที่ไกลจากดวงอาทิตย์ของเรามาก เช่นในกลุ่มเมฆออร์ตซึ่งประกอบด้วยเศษซากที่หลงเหลืออยู่จากการบีบอัดตัวของเนบิวลา ดาวหางเหล่านี้ได้รับแรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวเคราะห์รอบนอก (กรณีของวัตถุในแถบไคเปอร์) จากดวงดาวอื่นใกล้เคียง (กรณีของวัตถุในกลุ่มเมฆออร์ต) หรือจากการชนกัน ทำให้มันเคลื่อนเข้ามาใกล้ดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์น้อยมีกำเนิดจากกระบวนการที่ต่างไปจากนี้ อย่างไรก็ดี ดาวหางที่มีอายุเก่าแก่มากจนกระทั่งส่วนที่สามารถระเหิดเป็นแก๊สได้สูญสลายไปจนหมดก็อาจมีสภาพคล้ายคลึงกับดาวเคราะห์น้อยก็ได้ เชื่อว่าดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกหลายดวงเคยเป็นดาวหางมาก่อนดาวหางที่สว่างมากจนสามารถสังเกตเห็นด้วยตาเปล่าได้โดยง่ายมักเรียกว่าดาวหางใหญ่ (Great Comet) นอกจากนี้ยังมีดาวหางประเภทเฉียดดวงอาทิตย์ ซึ่งมักจะแตกสลายเมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากๆ อันเป็นผลจากแรงโน้มถ่วงมหาศาล เป็นที่มาของฝนดาวตกต่างๆ และดาวหางอีกจำนวนนับพันดวงที่มีวงโคจรไม่เสถียร

ดาวหางเกิดขึ้นได้อย่างไร

เมื่อใจกลางหัวดาวหางอยู่ไกลจากดวงอาทิตย์จะไม่มีหัวหรือหาง ส่วนหาง(Tail) ของดาวหางมักปรากฏเป็นทางยางนับหลายร้อยล้านกิโลเมตร และจะชี้ออกในทิศทางตรงข้ามดวงอาทิตย์เสมอ เพราะถูหกเป่าและพัดด้วยลมสุริยะ หางของดาวนั้นที่สว่างมากๆมักปรากฏให้เห็นเป็นสองทางชัดเจนคือ หางฝุ่นและหางไอออนหรือหางแก๊ส

หางที่โดดเด่นมากที่สุดมักจะเป็นดาวฝุ่น(Dust Tail) เกิดจากอนุภาคจาหกฝุ่นขนาดเล็กที่หลุดออกจากนิวเคลียส

หางไอออน(Ion Tail) มักมีความยาวมากแต่จะสว่างน้อยกว่าหางฝุ่น หางไอออนที่เกิดขึ้นจากแก๊สบริเวณหัวของดาวหางที่เรืองแสงขึ้นเนื่องจากได้รับพลังงานจากลมสุริยะ หางไอออนจึงมีทิศทางชี้ออกจากดวงอาทิตย์อย่างชัดเจน

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่เราพบเห็นบ่อยที่สุดบนท้องฟ้า จัดเป็นดาวฤกษ์สีเหลืองชนิดสเปกตรัม G อุณหภูมิผิวประมาณ6,000  เคลวิน  ดวงอาทิตย์เป็นบ่อเกิดแหล่งพลังงานที่สำคัญยิ่งในระบบสุริยะของเราเป็นผู้ให้พลังงานในการดำรงชิตแก่มนุษย์  สัตว์ และพืช

 

 

 

ดาวฤกษ์ 2

กำเนิดและวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์

ดวงอาทิตย์มีความสำคัญต่อโลกและชีวิตบนโลกมาก ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุด มีมวลน้อยถึงปานกลางเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ แต่เมื่อมองจากพื้นโลก จะมีความรู้สึกว่าดวงอาทิตย์มีขนาดใกล้เคียงกับดวงจันทร์ ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากโลกประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร  แสงจากดวงอาทิตย์ใช้เวลาเดินทาง 8.3 นาที จึงจะมาถึงโลก

ดวงอาทิตย์

คือ ก้อนแก๊สขนาดมหึมาที่ลอยอยู่ในอวกาส ผิวของดวงอาทิตย์ที่ส่องแสงสว่างจ้ามีการระเบิดที่รุนแรงและแปรปรวนตลอดเวลาอย่างไม่เคยหยุดนิ่ง เนื้อสารของดวงอาทิตย์ทั้งดวงเป็นแก๊ส เนื่องจากอุณภูมิภายในดวงอาทิตย์สูงมากจนสสารทุกชนิดแม้แต่เหล็กและทองคำยังระเหยกลายเป็นไอ หากนักบินอวกาสขับยานที่สมมติสามารถทนความร้อนนับสิบล้านเคววินได้ บินตรงเข้าหาดวงอาทิตย์ ยานอวกาสลำนั้นจะบินทะลุดวงอาทิตย์ไปได้โดยไม่ชนกับของแข็งใดๆเลย

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยแก๊สไฮโดรเจนประมาณ 70% แก๊สฮีเลียม ประมาณ28%  และธาตุหนักอื่นๆอีกประมาณ 2% โดยมวล มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1392000กิโลเมตร มีมวลถึงสองพันล้านล้านล้านตัน เปนมวลกว่า98% ของมวลของวัตถุทั้งหมดในระบบ ดวงอาทิตย์จึงเป็นเสมือนหัวหน้าครอบครัว ที่ดึงดูดให้ดาวเคราะห์ทุกดวงและวัตถุทุกอย่างในระบบสุริยะรวมทั้งโคจรไปรอบๆ

ชั้นนอกของดวงอาทิตย์มีความหนาแน่นไม่มากนักแต่น้ำหนักอันมหาศาลทำให้บริเวณที่ลึกลงไปภายในใต้ผิวดวงอาทิตย์ มีความหนาแน่นยิ่งยวด มวลกว่า 60% ของดวงอาทิตย์กระจุกกันอยู่ตรงกลางที่มีรัศมีประมาณ 200000 กิโลเมตร เท่านั้น พลังงานที่กำเนิดขึ้นจะแผ่ออกมายังผิวโดยอุณหภูมิประมาณ 5700-5800 เคลวิน อันเป็นอุณหภูมิที่สูงมากแต่ก็ไม่สมารถเทียบได้กับอุณภูมิ15 ล้านเคลวินที่แกนกลาง

ดวงอาทิตย์ไม่มีพันธะใดๆยึดเหนี่ยวเนื้อสารที่เป็นแก๊สเข้าไว้ด้วยกัน แต่ดวงอาทิตย์ก็ยังคงรูปอยู่ได้ด้วยความสมดุลย์ของแรงเนื่องจากความดันจากการระเบิดภายในที่มีทิศพุ่งออกจากแกนกลาง และน้ำหนักมวลสารที่ออกแรงกดเข้าสู้แกนกลาง

ดวงอาทิตย์มาจากไหน

ดวงอาทิตย์ก็คล้ายกับดาวฤกษ์ทั้งหลาย ที่เกิดขึ้นมาจากการหดตัวของเมฆหมอก ของแก๊วและธุลี(เนบิวลา) อนุภาคของแก๊สบริเวณขอบด้านนอกของกลามหมอกไฟ เริ่มเคลื่อนตัวเข้าสู่ศูนย์กลางโดยแรงโน้มถ่วงช่วยดึงดูดเอาอะตอมเข้าสู่ภายในมากขึ้น เป็นเวลาประมาณ 10 ล้านปีแสงเมฆหมอกของแก๊สเริ่มหนาแน่นและร้อนขึ้นแล้วเกิดการเปลี่ยนแปลงที่สำคัญขึ้นที่แกนกลาง เนื่องด้วยแรงโน้มถ่วง ความดันที่เพิ่มสูงขึ้นจะทำให้อุณหภูมิของแก๊สสูงขึ้นสูงกว่าขอบนอก เมื่ออุณภูมิที่แกนกลางสูงมากขึ้นเป็นแสนองศาเซลเซียส เรียกช่วงนี้ว่า ดาวฤกษ์ก่อนเกิด เมื่อแรงโน้มถ่วงดึงให้แก๊สยุบตัวลงไปอีกความดัน ณ แกนกลางจะสูงขึ้นจนบังคับนิวเคลียสของอะตอมเกิดการหลอมเหลวตัวขึ้นด้วยวิธีการที่เรียกว่า การหลอมนิวเคลียส ปลดปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาล อุณภูมิสูงถึง 15 ล้านเคลวิน ซึ่งอุณภูมิสูงมากพอที่จะเกิด ปฎิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียสที่อุณภูมินี้นิวเคลียสของแก๊สไฮโดรเจนจะหลอมรวมกันเป็นนิวเคลียสฮีเลียม เรียกว่า ปฎิกิริยาฟิวชัน เมื่อเกิดความดุลย์ระหว่างแรงโน้มถ่วงกับแรงดันของแก๊สร้อน ทำให้ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่สมบูรณ์

ดวงอาทิตย์ส่องแสงได้นานเท่าไร

ห้าพันล้านปีจากนี้ ดวงอาทิตย์จะหลอมเหลวไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียมอย่างมาก เพื่อรักษาอุณภุมิไว้ ไฟภายในดวงอาทิตย์ต้องเผาเชื้อเพลิงมากขึ้น ทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นและส่องสว่างมากขึ้น ขณะนี้ดวงอาทิตย์ผ่านช่วงชีวิตไปแล้วครึ่งหนึ่งและยังคงส่องแสงต่อไปโดยไม่เปลี่ยนแปลงอีกเป็นเวลาห้าพันล้านปีทุกวันนี้ครึ่งหนึ่งของไฮโดรเจนภายในแก่นกลางของดวงอาทิตย์เปลี่ยนไปเป็นฮีเลียมซึ่งแทบจะไม่เปลี่ยนลักษณะของดวงอาทิตย์เลยแต่เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดเริ่มเสื่อมสลาย จะขยายตัวเป็น 100 เท่าของปัจจุบัน ด้านนนอกขยายตัว อุณภูมิผิวลดลง สีจะเปลี่ยนจากสีเหลืองเป็นสีแดง กลายเป็นดาวฤกษ์สีแดงขนาดใหญ่มาก เรียกว่า ดาวยักษ์แดง เป็นช่วงที่ดวงอาทิตย์ปล่อยพลังงานในอัตตราสูงมากต่อมาแรงโน้มถ่วงจะทำให้แก่นกลางของดาวยักษ์แดงยุบตัวกลายเป็น ดาวเคระขาว ที่มีขาดประมาณ1 ใน100 ของดวงอาทิตย์ปัจจุบัน ในขณะที่แกนกลางเกิดการยุบตัวมวลของผิวดาวเคราะขาวรอบนอกจะไม่ยุบเข้ามารวมด้วย ขั้นของก๊าซหุ้มอยู่โดยรอบเกิดเป็น เนบิวลาดาวเคราะห์ เนบิวลาดาวเคราะห์จะเรืองแสงอยู่ระยะแรก ต่อมาเย็นตัวและขยายออกไปเรื่อยๆ และจะจางหายไปในห้วงอวกาสในที่สุด ดวงอาทิตย์ในสภาพดาวเคราะห์ขาวจะส่องสว่างไปได้นานอีกนับล้านปี โดยผลิตจากปฎิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมรวมนิวเคลียสธาตุไฮโดรเจนที่เกิดในชั้นรอบแก่นของดาวเคราะขาว ดาวเคราะขาวมีความสว่างน้อยลง เพราะอุณภูมิภายในลดต่ำลงจนไม่เกิดปฎิกิริยาเทอร์โมนิวเครียร์ ในที่สุดก้อหยุดส่องสว่างกลายนเป็น ดาวแคราะดำ วึ่งเป็นก้อนมวลสารที่ไร้ชีวิต

ความสว่างและอันดับความสว่างของดาวฤกษ์

ความสว่างของดาวฤกษ์ เป็นพลังงานแสงจากดาวฤกษ์ดวงนั้นในเวลาหนึ่งวินาที ความสว่างมีหน่วยเป็นหน่วยของพลังงาน โดนปกติความสว่างของดาวจะแสดงเป็น แมกนิจูด ดวงดาวที่มีความสว่างเป็นแมกนิจูดที่หนึ่งจะมีความสว่างประมาณ2.5 เท่าของดวงดาวที่มีความสว่างเป็นแมกนิจูดที่สอง และดวงดาวที่มีความสว่างเป็นแมกนิจูดที่สาม อย่างนี้เรื่อยไป ดาวที่มีเลขแมกนิจูดมากก็ยิ่งสว่างน้อย
อันดับความสว่างจะไม่มีหน่วย เป็นเพียงตัวเลขที่กำหนดขึ้นโดยมีหลักว่า ดาวฤกษ์ริบหรี่ที่สุดที่ตาเปล่ามองเห็น มีอันดับความสว่าง 6 และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดมีอันดับความสว่าง 1 ดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 1 จะมีความสว่างต่างกัน 2.5 เท่า ถ้าอันดับความสว่างต่างกัน 5  จะมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า อันดับความสว่างของดาวฤกษ์ที่สังเกตได้จากโลกเรียกว่า อันดับความสว่างปรากฏ ความสว่างที่ปรากฏให้เราเห็นบนโลกขึ้นอยู่กับระยะของดาวที่อยู่ห่างจากโลก

สีและอุณภูมิผิวของดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์บนท้องฟ้าจะมีความสว่างมากน้อยต่างกัน สีของดาวฤกษืก็เช่นกัน เมื่อเรามองดูดาวอย่างปิวเผินจะเห็นเป็นจุดสีขาวๆ คล้ายกันหมด แต่หากเพ่งดูสักครู่จะพบว่าจะไม่ได้เป็นจุดสีขาวไปเสียทีเดียว ความแตกต่างของสีเป็นเพราะดาวแจต่ละดวงมีอุณภูมิที่ผิวต่างกัน โดยสีของดาวจะมีความสัมพันธ์โดยตรงกับอุณภูมิของผิวดาว คือ ถ้าดาวฤกษ์มีผิวค่อนข้างสีน้ำเงินแสดงว่ามีอุณภูมิสูงกว่าดาวฤกษ์ที่มีสีค่อนข้างแดง กลไกสีต่างๆนี้เรียกว่า การแผ่รังสีเนื่องจากความร้อน ดวงดาวทุกดวงจัดไว้เป็นกล่มตามสเปกตรัม ตามสเปกตรัมจะได้ดังนี้O , B , A , F , G ,K ,M

สีของดาวฤกษ์นอกจากจะสัมพันธ์กับอุณภูมิผิวของดาวแล้ว ยังสัมพันธ์กับอายุของดาวฤกษ์อีกด้วย นั้นคือ ดาวที่มีอายุน้อย จะมีอุณภูมิสูง มีสีน้ำเงินขาว แต่ดาวที่มีอายุมากใกล้จุดสุดท้ายของชีวิตจะมีสีส้มแดง อุณภูมิผิวต่ำ

ระยะห่างของดวงดาว

ระยะทางถึงดวงดาว

การวัดระยะห่างระหว่างโลกและดวงดาวมีความสำคัญมาก เพราะระยะห่างจำเป็นในการคำนวณหาค่าความสว่างสมบูรณ์ของดวงดาวจากค่าความสว่างปรากฏที่วัดได้บนโลก ระยะทางระหว่างดวงดาวสามารถวัดได้โดยวิธีการที่เรียกว่า แพรัลแลกซ์ คือ การเลื่อนตำแหน่งของภาพที่เกิดขึ้นจากการเปลื่อนตำแหน่งสังเกต มุมแพรัลแลกซ์(Parallax Angle)มุมนี้จะมีค่าลดลงเมื่อระยะห่างของดินสอมากขึ้น

นักดาราศาสตร์จะถ่ายภาพดวงดาวที่ต้องการวัดระยะห่าง2ครั้งในเวลาห่างกัน6เดือน  การวัดระยะห่างของดาวด้วยวิธีแพรัลแลกซ์นิยมวัดระยะห่างในหน่วย พาร์เสค

เนบิวลา แหล่งกําเนิดดาวฤกษ์

    เนบิวลา(Nebula)

หรือกลุ่มหมอกเพลิง คือ กลุ่มก๊าซและฝุ่นที่ไม่มีแสงสว่างในตัวเองรวมกันอยู่หนาแน่นมากเป็นปริมาณมหาศาล อยู่ระหว่างดาวฤกษ์ในระบบกาแล็กซี่ ลักษณะของเนบิวลาจะปรากฏเป็นฝ้ามัวๆ บริเวณนี้จะเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ต่างๆ และเนบิวลาบางส่วนอาจเกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์กลายเป็นซากก๊าซและฝุ่น  เนบิวลามี 2 ลักษณะ คือ เนบิวลาสว่าง และ เนบิวลามืด

เนบิวลาสว่าง แบ่งออกเป็น 2 ประเภท คือ เนบิวลาประเภทสะท้อนแสง เช่น เนบิวลาสว่างใหญ่ในกระจุกดาวลูกไก่ จะสะท้อนแสงสีน้ำเงิน และ เนบิวลาประเภทเรืองแสง โดยวัตถุที่สะท้อนแสงคือ ฝุ่นอวกาศ เช่น เนบิวลา M-42 ในกลุ่มดาวนายพราน เนบิวลาวงแหวน M-52 ในกลุ่มดาวพิณ เนบิวลาปูในกลุ่มดาววัว สำหรับเนบิวลาสว่างใหญ่ที่มีทั้งสะท้อนแสงและเรืองแสง เช่น เนบิวลาสามแฉก M-20 ในกลุ่มดาวคนยิงธนู

       เนบิวลามืด เป็นก๊าซและฝุ่นท้องฟ้าที่บังและดูดกลืนแสงดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง จึงทำให้มองเห็นเป็นบริเวณดำ เช่นเนบิวลามืดรูปหัวม้าในกลุ่มดาวนายพราน และ เนบิวลารูปถุงถ่านหิน ในกลุ่มดาวกางเขนใต้

เนบิวลามืด 

 

 

 

 

ต้นกำเนิดของเนบิวลา คือ สสารดั้งเดิมหลังจากการกำเนิดโมเลกุลของไฮโดรเจนและฮีเลียมภายในเนบิวลา เป็นองค์ประกอบสำคัญอย่างหนึ่งของกาแล็กซี โดยเนบิวลาเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์และระบบของดาวฤกษ์ภายในกาแล็กซี

–   ระบบดาวฤกษ์ ประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมาก คือ กระจุกดาว ดาวฤกษ์ และกระจุกดาวฤกษ์ มักจะอยู่ในกาแล็กซี  การที่เกิดดาวฤกษ์ต่างกันเป็นเพราะเนบิวลามีขนาดต่างกัน

–    มวลดาวฤกษ์ ต่างกัน เนื่องจากเนบิวลาก่อกำเนิดด้วยมวลไม่เท่ากัน

ดาวฤกษ์ 1

คือ ก้อนสสารขนาดใหญ่ที่รวมตัวอยู่ด้วยกันเป็นก้อน เนื่องจากแรงดึงดูดระหว่างอะตอมของสารนั้น เชื่อกันว่าเกิดมาจากการยุบตัวของแก็ส และฝุ่นขนาดมหึมา ในการยุบตัวทำให้เกิดการการหมุนวน จึงทำให้ดาวฤกษ์กลายเป็นทรงกลม และหมุนรอบตัวเอง แหล่งพลังงานของดาวฤกษ์อยู่ภายในใจกลางของดวงดาวอันเกิดจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์
วิวัฒนาการของดาวฤกษ์

  ดาวฤกษ์ทั้งหลายเกิดจากการยุบรวมตัวของ เนบิวลา หรือกล่าวได้อีกอย่างว่าเนบิวลาเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ทุกประเภท แต่จุดจบของดาวฤกษ์จะต่างกัน ขึ้นอยู่กับมวลสาร

            วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลสารต่างๆกัน วาระสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มากๆจะเป็นหลุมดำมวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มาก จะกลายเป็นดาวนิวตรอน และวาระสุดท้ายดาวฤกษ์มวลสารน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ จะกลายเป็นดาวแคระ

            ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย เช่น ดวงอาทิตย์มีแสงสว่างไม่มากจะใช้เชื้อเพลิงในอัตราที่น้อย จึงมีชีวิตยาว และจบลงด้วยการไม่ระเบิด แต่จะกลายเป็นดาวแคระขาว สำหรับดาวฤกษ์ ที่มีมวลพอๆกับดวงอาทิตย์ จะมีช่วงชีวิตและการเปลี่ยนแปลงแบบเดียวกับดวงอาทิตย์

            ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ มีมวลมาก สว่างมากจะใช้เชื้อเพลิงอย่างสิ้นเปลืองในอัตราสูงมากจึงมีช่วงชีวิตสั้นกว่า และจบชีวิตด้วยการระเบิดอย่างรุนแรง

            จุดจบของดาวฤกษ์ที่มวลมาก คือการระเบิดอย่างรุนแรง ที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา (supernova) แรงโน้มถ่วง จะทำให้ดาวยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ในขณะเดียวกันก็มีแรงสะท้อนที่ทำให้ส่วนภายนอกของดาวระเบิดเกิดธาตุหนักต่างๆ เช่น ยูเรนียม ทองคำ ฯลฯ ซึ่งถูกสาด กระจายออกสู่อวกาศกลายเป็นส่วนประกอบของเนบิวลารุ่นใหม่ และเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์รุ่นต่อไป เช่นระบบสุริยะก็เกิดจากเนบิวลารุ่นหลัง ดวงอาทิตย์และบริวารจึงมีธาตุต่างๆทุกชนิด เป็นองค์ประกอบ ดังนั้น เนบิวลา ดาวฤกษ์ การระเบิดของดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ โลกของเรา สารต่างๆและชีวิตบนโลก จึงมีความสัมพันธ์กันอย่างลึกซึ้ง

จุดจบของดาวฤกษ์
ดาวฤกษ์ไม่อาจดำรงอยู่ได้ชั่วนิรันดร์ เช่นเดียวกับมนุษย์ที่มีการเกิด แก่ เจ็บ ตาย จะมีข้อแตกต่างก็เพียงแต่ดาวฤกษ์นั้นมีชีวิตที่ลิขิตตายไว้ตั้งแต่กำเนิด เมื่อถึงวันก็ต้องพบการเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่อีกระลอกหนึ่ง ธรรมชาติจะพยายามทุวิถีทางในการตอบสนองการเปลี่ยนแปลงที่เข้ามาอย่างต่อเนื่องเพื่อช่วงชิงความสมดุลภายในกลับมา แต่ในที่สุดแล้วการเปลี่ยนแปลงจะนำไปสู่การสิ้นอายุขัยที่เลี่ยงไม่ได้
ในดาวฤกษ์ทุกดวง จะมีความสมดุลกันระหว่างแรงโน้มถ่วงที่พยายามทำให้ดาวแตกสลายและยุบตัวลงเข้าสู่ใจกลางของตัวเองกับผลของความร้อนที่พยายามทำให้มันแยกเป็นเสี่ยงๆ ความสมดุลนี้จะอยู่ได้นานตราบเท่าที่ยังมีไฮโดรเจนหลงเหลืออยู่ เมื่อขาดเชื้อเพลิงความสมดุลจะหมดไปและดาวจะเริ่มดับลง แรงโน้มถ่วงจะเริ่มมีพลังเหนือผลของความร้อนและดวงดาวก็จะเริ่มแตกสลาย อย่างไรก็ตามไม่ใช่ว่าดาวฤกษ์ทุกดวงจะมีจุดจบแบบนี้ อนาคตของมันขึ้นอยู่กับมวลสารในตัวมันเอง

การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลน้อย
ดาวฤกษ์มวลน้อย ขนาดเล็ก เช่น ดวงอาทิตย์ มีแสงสว่างไม่มากจะใช้เชื้อเพลิงในอัตราที่น้อย จึงมีช่วงชีวิตยาวจะถึงจุดจบเมื่อเชื่อเพลิงของมันหมดลง ก่อนอื่นมันจะพ่นควันไฟออกมาจนกลายเป็น “ดาวยักษ์สีแดง” (Red Giant) จากนั้นก็กลืนดาวพุธและดาวศุกร์เข้าไปแล้วระเบิดส่วนเปลือกนอกออกสู่อวกาศแล้วยุบตัวลงเป็นวัตถุขนาดเล็กที่เรียกว่า “{ดาวเคราะห์แคระ” (White Dwarf) เต็มไปด้วยธาตุคาร์บอนและมีเนบิวลาคาวเคราะห์ (Planetary Nebula) ซึ่งเป็นซากของส่วนที่เคยเป็นพื้นผิวดาวห้อมล้อมอยู่ ดาเคราะห์แคระขาวมีขนาดใหญ่กว่าโลกขอเรา และในที่สุกสีของมันจะจางลงและกลายเป็น “ดาวเคราะห์ดำ” (Black Dwarf) ในที่สุด

การสิ้นอายุขัยดาวฤกษ์มวลปานกลาง

(มวลมากกว่า 2 เท่า แต่น้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จะมีจุดจบในลักษณะเดียวกับมวลน้อย คือ จบชีวิตลงอย่างสงบเป็นดาวแคระขาวที่ห้อมล้อมไปด้วยเนบิวลาดาวเคราะห์ สิ่งที่แตกต่างเป็นเพียงผลเนื่องมาจากมวลที่มากกว่าเท่านั้น กล่าวคือ 1 กิจกรรมในทุกช่วงของชีวิตและทุกขั้นตอนของการสิ้นอายุขัยจะดำเนินไปอย่างรวดเร็วกว่าดาวมวลปกติมาก และ 2 มวลที่มากขึ้นส่งผลให้ความร้อนและความดันที่แกนกลางมากขึ้นไปด้วย ดาวฤกษ์มวลปานกลางจึงมีมวลพอที่จะกดดันให้แกนกลางมีอุณหภูมิ 600 ล้านเคลวิน เพียงพอสำหรับจุดฟิวชันหลอมรวมคาร์บอนให้เป็นออกซิเจนและนีออนได้ ดาวแคระขาวที่เกิดจากดาวมวลปานกลางจึงเป็นดาวแคระขาวที่เต็มไปด้วยธาตุออกซิเจน ซึ่งต่อมาก็คือแก๊สออกซิเจนที่เราใช้นั่นเอง

การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลมาก 
ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ มีมวลมาก สว่างมาก จะใช้เชื้อเพลิงอย่างสิ้นเปลืองในอัตราที่สูงมาก จึงมีช่วงชีวิตที่สั้นกว่า ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะขยายตัวเป็นยักษ์สีแดง เมื่อเชื้อเพลิงหมดใจกลลางของมันจะยุบลง ส่วนเปลือกนอกจะระเบิดออกกลายเป็น supernova ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานอย่างมากมายมหาศาล แสงสว่างจากการระเบิดจะพอๆกับกาแล็กซี ตรงใจกลางของมันมักจะเกิดวัตถุที่มีความหนาแน่น และมืด แรงโน้มถ่วงจะทำให้ดาวยุบตกลายเป็น ดาวนิวตรอน หรือบริเวณแปลกประหลาดที่เรียกว่า หลุมดำ ซึ่งมีแรงโน้มถ่วงมหาศาลขนาดที่แสงยังไม่สามารถเล็ดลอดออกไปได้

ดาวแคระขาว (White Dwarf) 
ดาวแคระขาว คือ ซากของส่วนที่เคยเป็นแกนกลางของดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จึงประกอบด้วยธาตุคาร์บอนหรือออกซิเจนเป็นส่วนใหญ่ ดาวแคระขาวมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1 0,000 กิโลเมตร ซึ่งไม่ต่างจากโลกของเรามากนัก แต่ก็มีมวลไม่ถึง 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิดาวนิวตรอน
ดาวนิวตรอน คือ ซากแกนของดวงดาวที่มีมวลเริ่มต้นระหว่าง 8-18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่ยังหลงเหลืออยู่ จากการเกิดซูเปอร์โนวา ดาวนิวตรอนเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงยิ่งยวด เพราะเนื้อสารที่มีมวลอาจมากถึง 3 เท่าของธาตุต่างๆ ประกอบด้วยอนุภาคสองชนิด คือ โปรตอนและนิวตรอน ที่น่าสนใจคือ อนุภาคทั้งสองมีนิสัยไม่ชอบอยู่ใกล้กัน เหมือนอิเล็กตรอน ดังนั้นเมื่อถูกอัดให้ใกล้กันมากๆ มันจะเกิดแรงผลักกันเป็น degeneracy pressure แต่ที่น่าสงสัย คือ อนุภาคของโปรตอนหายไปไหน โดยธรรมชาตินิวตรอนสามารถสลายตัวให้โปรตอน อิเล็กตรอนกับนิวทริโน ในปรากฏการณ์ที่เรียกว่า Beta-Decay process ซึ่งเป็นการสลายตัวของธาตุกัมมันตรังสี ซึ่งให้อนุภาคเบต้า แต่ในดาวนิวตรอนนั้นมีความดันสูงมากทำใหเกิดปฏิกิริยาย้อนกลับที่เรียกกันว่า Inverse Beta-Decay คือ อิเล็กตรอนรวมกับโปรตอน เกิดเป็นนิวตรอนและนิวทริโนในสภาพปกตินิวตรอนและนิวทริโนที่เกิดขึ้นจะรวมตัวกลับไปเป็นโปรตอนดังเดิมแต่เนื่องจากนิวทริโนมีพลังงานสูง และเคลื่อนที่ด้วย อัตราเร็วเกือบๆเท่าแสง มันจึงหนีออกจากดาวหมด ปฏิกิริยาย้อนกลับจึงเกิดไม่สมบูรณ์ เป็นสาเหตุให้โปรตอนถูกใช้หมดไป ดาวมั้งดวงจึงเหลือแต่นิวตรอนในที่สุดตย์ ทำให้ดาวแคระขาวมีความหนาแน่นถึง 100-1,000 กิโลกรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร เป็นดาวที่หนาวเย็นและมีขนาดเล็ก
จากการคำนวณโดยอาศัยหลักการกลศาสตร์ควอนตัม(Quantum mechanis) พบว่า ในขณะที่ดาวยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง อะตอมของธาตุต่างๆจะถูกอัดให้ใกล้กันมากจนอิเล็กตรอนของแต่ละอะตอมมาอยู่ใกล้กัน ปัญหามีอยู่ว่าอิเล็กตรอนนั้นมีนิสัยประหลาด คือ มันไม่ชอบอยู่ใกล้กัน เมื่อมันถูกจับให้มาใกล้กันมากเกินไปมันจะผลักกันทำให้เกิดแรงดันขึ้น เรียกว่า Electron degeneracy pressure แรงดันนี้เป็นคุณสมบัติทางควอนตัมฟิสิกส์ของอิเล็กตรอน ไม่ใช่เกิดจากแรงผลักของประจุไฟฟ้า

ดาวนิวตรอน 
ดาวนิวตรอน คือ ซากแกนของดวงดาวที่มีมวลเริ่มต้นระหว่าง 8-18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่ยังหลงเหลืออยู่ จากการเกิดซูเปอร์โนวา ดาวนิวตรอนเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงยิ่งยวด เพราะเนื้อสารที่มีมวลอาจมากถึง 3 เท่าของธาตุต่างๆ ประกอบด้วยอนุภาคสองชนิด คือ โปรตอนและนิวตรอน ที่น่าสนใจคือ อนุภาคทั้งสองมีนิสัยไม่ชอบอยู่ใกล้กัน เหมือนอิเล็กตรอน ดังนั้นเมื่อถูกอัดให้ใกล้กันมากๆ มันจะเกิดแรงผลักกันเป็น degeneracy pressure แต่ที่น่าสงสัย คือ อนุภาคของโปรตอนหายไปไหน โดยธรรมชาตินิวตรอนสามารถสลายตัวให้โปรตอน อิเล็กตรอนกับนิวทริโน ในปรากฏการณ์ที่เรียกว่า Beta-Decay process ซึ่งเป็นการสลายตัวของธาตุกัมมันตรังสี ซึ่งให้อนุภาคเบต้า แต่ในดาวนิวตรอนนั้นมีความดันสูงมากทำใหเกิดปฏิกิริยาย้อนกลับที่เรียกกันว่า Inverse Beta-Decay คือ อิเล็กตรอนรวมกับโปรตอน เกิดเป็นนิวตรอนและนิวทริโนในสภาพปกตินิวตรอนและนิวทริโนที่เกิดขึ้นจะรวมตัวกลับไปเป็นโปรตอนดังเดิมแต่เนื่องจากนิวทริโนมีพลังงานสูง และเคลื่อนที่ด้วย อัตราเร็วเกือบๆเท่าแสง มันจึงหนีออกจากดาวหมด ปฏิกิริยาย้อนกลับจึงเกิดไม่สมบูรณ์ เป็นสาเหตุให้โปรตอนถูกใช้หมดไป ดาวมั้งดวงจึงเหลือแต่นิวตรอนในที่สุด

หลุมดำ(Black Hole)
หลุมดำ มีชื่อเรียกเช่นนี้เพราะหลุมดำมีแรงโน้มถ่วงสูงมากจนแม้แต่แสงซึ่งเดินทางด้วยความเร็วสูงสุดก็ไม่สามารถออกจากหลุมดำได้ ดังนั้นจึงไม่มีวัตถุใดๆ หลุดออกจากหลุมดำได้เลย
ตามทฤษฎีฟิสิกส์ หลุมดำ นั้นก็เปรียบได้กับดาวฤกษ์ที่ตายแล้ว ซึ่งดาวที่กลายเป็นกลายเป็นหลุมดำได้นั้นคือ “ดาวฤกษ์” หรือดาวที่มีสงสว่างในตัวเอง พลังงานที่ได้จากดวงอาทิตย์นั้นเกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ในแกนกลางของดาว จะให้แสงสว่าง และทำให้เกิดแรงมหาศาลจากภายในดาวซึ่งทำหน้าที่พยุงไม่ให้ดาวทั้งดวงเกิดการยุบตัวลง เหตุที่ดาวยุบตัวลงเพราะว่าตามธรรมชาติแล้ววัตถุทุกชนิดจะมีแรงดึงดูดนี้ขึ้นอยู่กับมวลสารนั้นๆ ยิ่งมีมวลมากแรงก็จะยิ่งมาก

หลุมดำเป็นหลุมจริงหรือ
หลุมดำประกอบด้วยสสารที่มีความหนาแน่นสูงมาก มันไม่ใช่ที่ว่างหรือหลุม ซึ่งสมการของไอน์สไตน์ บอกว่าหลุมดำไม่ได้เป็นทางผ่านสู่อาณาบริเวณอื่นในอวกาศเหมือนรูหนอน หลุมดำเป็นสถานที่ที่นอกเหนือเอกภพปกติ มันสามารถติดต่อกับเอกภพภายนอกได้ผ่าน 3 ทาง คือ
1 มวลหลุมดำจะสร้างแรงดึงดูดโน้มถ่วงต่อวัตถุรอบข้างก่อนที่จะกลายเป็นหลุมดำ
2 โมเมนตัมเชิงมุมของหลุมดำก็เหมือนกับก่อนที่สสารจะกลายเป็นหลุมดำ
3 ประจุสุทธิของสสารทั้งหมดในหลุมดำจะเท่ากับประจุก่อนเข้าสู่หลุมดำ
ดังนั้น หลุมดำจึงไม่ได้เป็นหลุม นานมาแล้วเชื่อกันว่า หลุมดำเป็นเครื่องดูดฝุ่น แต่ด้วยสองเหตุผล ที่ทำให้หลุมดำไม่ได้มีประสิทธิภาพเหมือนเครื่องดูดฝุ่น
ประการแรก หลุมดำไม่ได้เป็นดวงดาว มีขนาดเล็กมากและมันจะสูบมวลสารเพียงเล็กน้อย แม้ว่าหลุมดำจะมีแรงดึงดูดโน้มถ่วงที่จะดึงดูดเอาแก๊สปริมาณมาก แต่หลุมดำก็มีขนาดเล็ก ดังนั้นแก๊สจะต้องหมุนวนรอบๆ อาจเป็นเวลาหลายปี ก่อนที่จะตกสู่หลุมดำ
ประการที่สอง ทางเดียวที่หลุมดำจะดึงสสารได้คือ แรงดึงดูดโน้มถ่วง ดาวฤกษ์ที่มีมวลเท่ากันยังสามารถใช้ผลทางกายภาพอื่นๆ เพื่อดึงสสารได้อีก
ปัจจุบันเรายังไม่สามารถสังเกตหลุมดำได้โดยตรง เพราะหลุมดำจะไม่ส่องสว่างในช่วงคลื่นใดๆเลย การศึกษาหลุมดำจึงยังคงอยู่ในระดับทฤษฎีทางคณิตศาสตร์ และการหาหลักฐานจากการสังเกตการณ์ในระดับเบื้องต้นเท่านั้น
วิธีที่นักดาราศาสตร์มักใช้พิจารณาหาหลุมดำ คือ การตรวจสอบโคจรเพื่อหามวลของดาวในระบบดาวคู่ หรือวดการแผ่รังสีเอกซ์จากจานรวมมวลที่อาจเกิดขึ้นรอบๆ หลุมดำที่ดูดมวลจากดาวดวงอื่นเข้ามา

กาแล็กซี

กาแล็กซี (Galaxy)
คือ อาณาจักรหรือระบบของดาวฤกษ์จำนวนนับแสนล้านดวง อยู่รวมกันด้วยแรงโน้มถ่วงระหว่างดวงดาวกับ หลุมดำ ที่มีมวลมหาศาล ซึ่งอยู่ ณ ศูนย์กลางของกาแล็กซี่ โดยมีเนบิวลาซึ่งเป็นกลุ่มแก๊สและฝุ่นละอองที่เกาะกลุ่มอยู่ในที่ว่างบางแห่งระหว่างดาวฤกษ์ (หลุมดำ คือ บริเวณในอวกาศที่มีแรงโน้มถ่วงสูง ไม่มีอะไรออกจากบริเวณนี้ได้แม้แต่แสงสว่างที่เคลื่อนที่เร็ว 300,000 กิโลเมตรต่อวินาที ก็ออกจากหลุมดำไม่ได้ เมื่อไม่มีแสงออกมาหลุมดำจึงมืด)

กาแล็กซีต่างๆไม่ได้กระจายอยู่อย่างสม่ำเสมอในเอกภพ แต่ส่วนใหญ่จะอยู่เป็นแผ่นกว้าง หรือเรียงเป็นเส้นสายหรือเป็นกลุ่มๆ แต่ละกลุ่มก่อกำเนิดเป็นดาวฤกษ์จำนวนมาก แต่ละกาแล็กซีจะอยู่ห่างกันมาก อวกาศหรือความว่างเปล่าซึ่งคั่นอยู่ระหว่างแต่ละกาแล็กซีมีเพียงแก๊สบางๆที่มองไม่เห็น
จุดกำเนิดของกาแล็กซี
ทฤษฎีของนักดาราศาสตร์เรื่องจุดกำเนิดของกาแล็กซีกล่าวว่า กลุ่มแก๊สไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งถูกเหวี่ยงออกมาจากการระเบิดครั้งใหญ่ (Big Bang) เมื่อครั้งเริ่มต้นของการเกิดเอกภพ จะแตกออกมาเป็นกลุ่มๆภายหลังที่กลุ่มแก๊สเหล่านี้ถูกเหวี่ยงออกมาจากการระเบิดครั้งใหญ่แล้ว กลุ่มแก๊สเหล่านี้แต่ละกลุ่มจึงรวมตัวกัน เพราะแรงดึงดูดระหว่างละอองแก๊สด้วยกัน การรวมตัวกันของกลุ่มแก๊สจึงทำให้เกิดดวงดาวดวงแรกขึ้นมาในกลุ่มแก๊ส แก๊สและฝุ่นละอองที่ยังมิได้รวมตัวกันเป็นดวงดาวจะแผ่คลุมอยู่รอบๆเป็นวงแขนโค้งอยู่ห่างออกมาจากใจกลางของกาแล็กซี ต่อมาสสารของกลุ่มฝุ่นละอองแก๊สเหล่านี้จึงได้รวมตัวกันเป็นดวงดาวมีอายุน้อยกว่าดวงดาวที่อยู่ในบริเวณศูนย์กลางของกาแล็กซีดวงอาทิตย์ของเราเป็นดวงดาวที่มีอายุน้อยกว่าดวงดาวที่อยู่ในบริเวณจุดศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือก

กลุ่มของกาแล็กซี (Cluster of Galaxy) กาแล็กซีแม้จะอยู่ห่างกันเป็นระยะไกลมากก็ตาม แต่ความจริงนั้นกาแล็กซีจะรวมตัวเป็นสมาชิกเดียวกันในกลุ่มใดกลุ่มหนึ่ง และในแต่ละกลุ่มจะมี4.2 กาแล็กซี (Galaxy)
กาแล็กซี คือ อาณาจักรหรือระบบของดาวฤกษ์จำนวนนับแสนล้านดวง อยู่รวมกันด้วยแรงโน้มถ่วงระหว่างดวงดาวกับ หลุมดำ ที่มีมวลมหาศาล ซึ่งอยู่ ณ ศูนย์กลางของกาแล็กซี่ โดยมีเนบิวลาซึ่งเป็นกลุ่มแก๊สและฝุ่นละอองที่เกาะกลุ่มอยู่ในที่ว่างบางแห่งระหว่างดาวฤกษ์ (หลุมดำ คือ บริเวณในอวกาศที่มีแรงโน้มถ่วงสูง ไม่มีอะไรออกจากบริเวณนี้ได้แม้แต่แสงสว่างที่เคลื่อนที่เร็ว 300,000 กิโลเมตรต่อวินาที ก็ออกจากหลุมดำไม่ได้ เมื่อไม่มีแสงออกมาหลุมดำจึงมืด)
กาแล็กซีต่างๆไม่ได้กระจายอยู่อย่างสม่ำเสมอในเอกภพ แต่ส่วนใหญ่จะอยู่เป็นแผ่นกว้าง หรือเรียงเป็นเส้นสายหรือเป็นกลุ่มๆ แต่ละกลุ่มก่อกำเนิดเป็นดาวฤกษ์จำนวนมาก แต่ละกาแล็กซีจะอยู่ห่างกันมาก อวกาศหรือความว่างเปล่าซึ่งคั่นอยู่ระหว่างแต่ละกาแล็กซีมีเพียงแก๊สบางๆที่มองไม่เห็น
จุดกำเนิดของกาแล็กซี
ทฤษฎีของนักดาราศาสตร์เรื่องจุดกำเนิดของกาแล็กซีกล่าวว่า กลุ่มแก๊สไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งถูกเหวี่ยงออกมาจากการระเบิดครั้งใหญ่ (Big Bang) เมื่อครั้งเริ่มต้นของการเกิดเอกภพ จะแตกออกมาเป็นกลุ่มๆภายหลังที่กลุ่มแก๊สเหล่านี้ถูกเหวี่ยงออกมาจากการระเบิดครั้งใหญ่แล้ว กลุ่มแก๊สเหล่านี้แต่ละกลุ่มจึงรวมตัวกัน เพราะแรงดึงดูดระหว่างละอองแก๊สด้วยกัน การรวมตัวกันของกลุ่มแก๊สจึงทำให้เกิดดวงดาวดวงแรกขึ้นมาในกลุ่มแก๊ส แก๊สและฝุ่นละอองที่ยังมิได้รวมตัวกันเป็นดวงดาวจะแผ่คลุมอยู่รอบๆเป็นวงแขนโค้งอยู่ห่างออกมาจากใจกลางของกาแล็กซี ต่อมาสสารของกลุ่มฝุ่นละอองแก๊สเหล่านี้จึงได้รวมตัวกันเป็นดวงดาวมีอายุน้อยกว่าดวงดาวที่อยู่ในบริเวณศูนย์กลางของกาแล็กซีดวงอาทิตย์ของเราเป็นดวงดาวที่มีอายุน้อยกว่าดวงดาวที่อยู่ในบริเวณจุดศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือก
กลุ่มของกาแล็กซี (Cluster of Galaxy) กาแล็กซีแม้จะอยู่ห่างกันเป็นระยะไกลมากก็ตาม แต่ความจริงนั้นกาแล็กซีจะรวมตัวเป็นสมาชิกเดียวกันในกลุ่มใดกลุ่มหนึ่ง และในแต่ละกลุ่มจะมีกาแล็กซีไม่เท่ากัน จากการวิจัยเรื่องกลุ่มของกาแล็กซีของนักดาราศาสตร์บางคนสรุปได้ว่า กาแล็กซีที่สว่างมากที่สุดในกลุ่มกาแล็กซีกลุ่มใดก็ตามถือว่ากาแล็กซีนั้น เป็น “เทียนมาตรฐาน” กล่าวคือ ช่วยให้นักดาราศาสตร์ใช้ความสว่างของกาแล็กซีนั้นๆทำการศึกษาเรื่องกฎของฮับเบิล จากการศึกษากลุ่มของกาแล็กซีนี่เอง ทำให้ทราบว่า การขยายตัวของเอกภพเกิดจากการเคลื่อนที่ของกลุ่มกาแล็กซีแต่ละกลุ่มมากกว่า แต่ละกาแล็กซีต่างก็เคลื่อนที่ไปจากกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา

ทางช้างเผือก
ในคืนที่ท้องฟ้าปลอดโปร่งแจ่มใส ไม่มีแสงจันทร์สว่างหรือแสงไฟรบกวน จะสังเกตเห็นทางช้างเผือกปรากฏเป็นแถบฝ้าสีขาวจางพาดผ่านท้องฟ้า ขนากกว้างประมาณ 15˚ พาดผ่านเป็นทางยาวรอบท้องฟ้า โดยมากจะพาดจากขอบฟ้าหนึ่งไปยังอีกขอบฟ้าหนึ่ง โดยเฉพาะท้องฟ้าในทิศทางของกลุ่มดาวแมงป่อง (ขณะขึ้นไปสูงสุดจะอยู่ทางทิศใต้ที่มุมเงยประมาณ 50˚) กลุ่มดาวคนยิงธนู กลุ่มดาวนกอินทรีย์และกลุ่มดาวหงส์ ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของทางช้างเผือกที่มองเห็นได้ง่าย ชัดเจนและสวยงามมากกาแล็กซีไม่เท่ากัน จากการวิจัยเรื่องกลุ่มของกาแล็กซีของนักดาราศาสตร์บางคนสรุปได้ว่า กาแล็กซีที่สว่างมากที่สุดในกลุ่มกาแล็กซีกลุ่มใดก็ตามถือว่ากาแล็กซีนั้น เป็น “เทียนมาตรฐาน” กล่าวคือ ช่วยให้นักดาราศาสตร์ใช้ความสว่างของกาแล็กซีนั้นๆทำการศึกษาเรื่องกฎของฮับเบิล จากการศึกษากลุ่มของกาแล็กซีนี่เอง ทำให้ทราบว่า การขยายตัวของเอกภพเกิดจากการเคลื่อนที่ของกลุ่มกาแล็กซีแต่ละกลุ่มมากกว่า แต่ละกาแล็กซีต่างก็เคลื่อนที่ไปจากกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา

 

การสังเกตทางช้างเผือก
การสังเกตทางช้างเผือกควรจะสังเกตในบริเวณที่มืดสนิทและมีมลภาวะทางอากาศน้อย เช่น พื้นที่ในชนบทหรือตามป่าเขา ในคืนเดือนมืด (หรือช่วงที่ไม่มีแสงจันทร์รบกวน)หากไม่แน่ใจว่าทางทางเผือกอยู่ ณ ตำแหน่งในบนท้องฟ้าควรใช้แผนที่ดาวประกอบการสังเกต ช่วงเวลาที่สังเกตทางช้างเผือกได้ดีที่สุดจะอยู่ในช่วงปลายเมษายน(ช่วงใกล้รุ่งสาง) ถึงเดือนมิถุนายน เพราะช่วงหลังจากจากนี้จะเข้าสู่ฤดูฝน ทำให้โอกาสที่ฟ้าจะเปิดมีน้อยลงแต่หากโชคดีฟ้าเปิดไม่มีเมฆ และได้มีโอกาสสังเกตทางช้างเผือกในช่วงฤดูฝน(กรกฎาคม – สิงหาคม) เพราะในช่วงสองเดือนนี้ทางช้างเผือกส่วนที่สว่างที่สุดจะปรากฏพาดจากทิศใต้ผ่านกลางท้องฟ้าขึ้นไปยังทิศเหนือ คล้ายกับจะแบ่งท้องฟ้าออกเป็นสองส่วน แต่ในช่วงปลายเดือนเมษายน – ต้นเดือนตุลาคม เราจะสามารถเห็นทางช้างเผือกบริเวณดวงดาวแมงป่องและคนยิงธนูได้ง่ายทางช้างเผือกบริเวณนี้สว่างและสวยงามกว่าบริเวณอื่นๆเนื่องจากเป็นมุมมองที่เรามองเข้าไปยังศูนย์กลางของกาแล็กซี

1 กาแล็กซีทางเผือก (The Milky Way Galaxy)
โลกของเราอยู่ในกาแล็กซีทางเผือก ซึ่งจะประกอบไปด้วยดาวฤกษ์ 2 แสนล้านดวง ระหว่างดาวฤกษ์เป็นอวกาศ บางแห่งมีฝุ่นแก๊สรวมกันอยู่ว่า เนบิวลา ถ้าเรามองดูกาแล็กซีทางช้างเผือกทางด้านข้างจะเห็นเป็นรูปจานข้าว 2 จานประกบกัน แต่เมื่อดูจากด้านบนจะเห็นเป็นรูปกังหันหรือ สไปรัล Sb ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง ดวงอาทิตย์อยู่ที่แขนห่างจากจุดศูนย์กลาง 30,000 ปีแสง เคลื่อนรอบศูนย์กลาง 200 ล้านปีหนึ่งรอบโดยกำลังพาเหล่าบริวารมุ่งหน้าไปทางกลุ่มดาวพิณ ใจกลางของกาแล็กซีทางช้างเผือกอยู่ทางกลุ่มดาวคนยิงธนู กาแล็กซีทางช้างเผือก มีความหนาเฉลี่ย 1,000 ปีแสง ซึ่งถือว่าค่อนข้างบางเมื่อเทียบกับเส้นผ่านศูนย์กลาง มีมวลรวมทั้งกาแล็กซีประมาณ 750,000 – 1,000, 000 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ดาวและวัตถุในท้าองฟ้าในกาแล็กซีส่วนใหญ่จะอยู่ในบริเวณระนาบของจานที่หนา 1,000 ปีแสงนี่เอง ที่เรียกว่า ระนาบกาแล็กซี

 

 

 

การศึกษากาแล็กซีทางช้างเผือก 
การศึกษากาแล็กซีทางช้างเผือกทำได้ค่อนข้างยากเพราะเราภายในจานของทางช้างเผือก การศึกษานี้จึงอุปมาได้กับการทำแผนที่ของหมู่บ้านทั้งหมู่บ้าน โดยไม่ออกมาจากห้องนอนเลย อย่างไรก็ตามเราสามารถมองดุหมู่บ้านอื่นๆที่อยู่ห่างไกลออกไปเพื่อที่จะใช้ประกอบการศึกษาหมู่บ้านของเราได้ การศึกษากาแล็กซีทางช้างเผือกก็ทำในลักษณะเดียวกันโดยนักดาราศาสตร์ถ่ายภาพกาแล็กซีอื่นๆ ที่อยู่ไกลอกไปเพื่อศึกษาลักษณะของกาแล็กซีของเราเอง
ในช่วงแรกๆนักดาราศาสตร์เชื่อว่าดวงอาทิตย์อยู่ที่บริเวณศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือก แต่ในปี ค.ศ.1920 ฮาร์โลว์ แชพลีย์ (Harlow Shapley)นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน ได้ศึกษาวงโคจรของกระจุกดาวทรงกลมในเขตเฮโลและค้นพบว่ากระจุกดาวเหล่านั้นไม่ได้โคจรรอบบริเวณที่อยู่ของระบบสุริยะหากแต่เป็นบริเวณที่อยู่ห่างออกไปประมาณ 28,000 ปีแสงในทิศทางของส่วนที่สว่างที่สุดของแถบทางช้างเผือกที่เราสังเกตได้
ระบบพิกัดทางช้างเผือกมีทั้งละจิจูดและลองจิจูดเช่นเดียวกับระบบพิกัดที่ใช้บนโลก โดยนักดาราศาสตร์ใช้แนวระนาบจานของกาแล็กซีเป็นละจิจูด 0 องศา หรือเส้นศูนย์สูตรกาแล็กซีทางทางเผือก วัตถุที่อยู่ด้านบนของระนาบทางช้างเผือกจะมีละจิจูดทางช้างเผือก(Galaxy Latitude)เป็นบวก (ด้านเหนือ)และวัตถุที่อยู่ด้านล่างจะมีละติจูดเป็นลบ(ด้านใต้)ระบบพิกัดนี้สมมติขึ้นเพื่อให้ง่ายต่อการอ้างถึงวัตถุในทางช้างเผือกเท่านั้น เพราะในความเป็นจริงแล้ว ในทางช้างเผือก ไม่มี”ด้านบน” หรือ “ด้านล่าง” ระบุอยู่เลย
หากเรามองออกไปนอกระนาบทางช้างเผือก (ละจิจูดทางช้างเผือกมากกว่า 30 องศา ทั้งทางเหนือและใต้)เราจะเห็นภาพของอวกาศภายนอกทางช้างเผือกได้ดีกว่าการมองในระนาบมาก ในการศึกษากาแล็กซีอื่นๆที่อยู่ไกลออกไปนักดาราศาสตร์จึงมักหลีกเลี่ยงการส่องกล้องไปในแนวระนาบทางช้างเผือก
อุปสรรคสำคัญของการศึกษาลักษณะทางช้างเผือกจากภายใน คือ ฝุ่นระหว่างดวงดาว (Interstellar Dust) ที่มีอยู่มากในระนาบจาน แม้ว่าฝุ่นเหล่านี้จะเบาบางมาก แต่เมื่อมองผ่านฝุ่นเหล่านี้เป็นระยะทางนับหมื่นปีแสงก็ทำให้ภาพของทางช้างเผือกมืดลงอย่างเห็นได้ชัด หากมองทางช้างเผือกด้วยตาเปล่าจึงดูคล้ายทางช้างเผือกแบ่งออกเป็นสองส่วนปัญหาฝุ่นในอวกาศนี้สามารถแก้ได้โดยสังเกตทางช้างเผือกที่ความยาวคลื่นอื่นที่ถูกบดบังไป เช่น ช่วงคลื่นอินฟราเรด ช่วงคลื่นวิทยุ หรือรังสีเอกซ์

กาแล็กซีเพื่อนบ้าน
วัตถุที่เรามองเห็นอยู่บนฟากฟ้าโดยไม่ต้องใช้กล้องดูดาวขนาดใหญ่ส่องดู ส่วนใหญ่ได้แก่ ดวงดาว ดาวฤกษ์เนบิวลา และทางช้างเผือก ซึ่งรวมอยู่ในกาแล็กซีทางช้างเผือก (The Milky Way Galaxy) ของเราแล้วยังมีกาแล็กซีอื่นที่มองเห็นด้วนตาเปล่า จึงเรียกว่า กาแล็กซีเพื่อนบ้าน ได้แก่ กาแล็กซีแมกเจลแลนใหญ่ และกาแล็กซีแมกเจลแลนเล็ก ซึ่งโคจรรอบทางช้างเผือกที่ระยะห่างประมาณ 200,000 ปีแสง ทั้งสองกาแล็กซีเป็นกาแล็กซีไร้รูปทรง กาแล็กซีทั้งสองมีความสว่างมากจนสามารถเห็นได้คล้ายกับก้อนเมฆในยามค่ำคืน แต่เนื่องจากอยู่ไกลออกไปทางขอบฟ้าทางทิศใต้ จึงไม่ค่อยโผล่พ้นจากขอบฟ้าของผู้สังเกตที่ละจิจูดสูงกว่า 20 องศาเหนือเลย กาแล็กซีไร้รูปทรงทั้งสองได้รับการค้นพบโดยชาวตะวันตกเป็นครั้งแรกโดย เฟอร์ดินานด์ แมกเจลแลน (Ferdinand Magellan)นักสำรวจชาวโปรตุเกสในปี ค.ศ. 1519 ขณะที่แมกเจลแลนกำลังล่องเรือลงไป
สำรวจซีกโลกใต้เพื่อหาทางท่องไปยังมหาสมุทรแปซิฟิก (โดยการอ้อมทวีปอเมริกาใต้) ในขณะนั้นความเข้าใจเรื่องดาราศาสตร์และวัตถุท้องฟ้ายังไม่เจริญก้าวหน้านัก (กาลิเลโอเริ่มใช้กล้องโทรทรรศน์สังเกตท้องฟ้าเป็นครั้งแรก หลังจากแมกเจลแลนค้นพบกาแล็กซีทั้งสองถึง 90 ปี) แมกเจลแลนจึงเรียกกาแล็กซีทั้งสองว่า “เมฆ” ตามลักษณะที่เห็น

กาแล็กซีแอนโดรเมดา

เป็นอีกกาแล็กซีหนึ่งที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า จะมองเห็นอยู่ในบริเวณท้องฟ้าทางเหนือกาแล็กซีแอนโดรเมดานั้นมีรูปร่างแบบกังหันบาร์เหมือนกาแล็กซีทางช้างเผือก แต่มีขนาดใหญ่กว่า อยู่ในทิศทางของกลุ่มดาวแอนโดรเมตา ความคล้ายคลึงกันระหว่างกาแล็กซีแอนโดรเมดากับกาแล็กซีทางช้างเผือก ทำให้ระบบดวงดาวของทั้งสองกลุ่มนี้เหมือนว่าเป็นกาแล็กซีฝาแฝด กาแล็กซีแอนโดรเมดาอยู่ห่างเมื่อนักจากกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราไปไกลประมาณ 2 ล้านปีแสง เมื่อนักดาราศาสตร์ถ่ายภาพแอนโดรเมดากาแล็กซี พบว่าบริเวณใกล้ๆ แอนโดรเมดา ยังมีกาแล็กซีขนาดเล็กๆ2กาแล็กซีอยู่ใกล้ๆเรียกว่า เมฆแมกเจลแลน

 

 

 

ภาพกาแล็กซี
กาแล็กซีมีหลายรูปแบบ แตกต่างกันในเรื่องขนาด รูปร่างและมวลสาร บางกาแล็กซีปรากฏแสงริบหรี่โดยธรรมชาติ บางแห่งสว่างและให้ความร้อนสูง ทุกกาแล็กซีเป็นที่อยู่ของดาวฤกษ์ หลายแห่งมีเมฆฝุ่นและแก๊ส กาเล็กซีที่เล็กที่สุดประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายล้านล้านดวง และมีขนาดหลายแสนปีแสง มีเพียง 3 แห่งที่มองเห็นด้วยตาเปล่าจากโลกซึ่งปรากฏเป็นฝ้าจางๆ แต่มีอีกหลายพันล้านแห่งที่มองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ กาแล็กซีหลายพันแห่งปรากฏอยู่ในบริเวณแคบๆบนฟ้าขนาดเท่าดวงจันทร์

รูปทรงต่างๆของกาแล็กซี

หากใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ส่องสังเกตกาแล็กซีจำนวนมากเราจะพบว่าไม่มีกาแล็กซีใดที่มีลักษณะเหมือนกันเลย แต่ละกาแล็กซีจะมีลักษณะ รูปทรง หรือพฤติกรรมที่แตกต่างกันออกไปเสมอ
ในปี ค.ศ. 1925 เอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) ดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน ได้ใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 2.5 เมตร ที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน ส่องสังเกตกาแล็กซีจำนวนมาก ได้แยกประเภทกาแล็กซีออกเป็น 3 ประเภทตามลักษณะที่เห็นเด่นชัด คือ แบบกังหัน (Spiral Galaxy) แบบทรงรี(Elliptical Galaxy) และแบบไร้รูปทรง(Irrgular Galaxy)

1. กาแล็กซีแบบกังหัน (Spiral Galaxy)
กาแล็กซีแบบกังหัน (Spiral Galaxyหรือใช้อักษรย่อ S ) เป็นกาแล็กซีที่พบได้เป็นส่วนใหญ่ในการส่องสำรวจกาแล็กซีของนักดาราศาสตร์ โดยพบได้ประมาณ 75 – 85% กาแล็กซีแบบกังหันมีลักษณะสำคัญ คือ มีรูปทรงเป็นจานแบน ตรงกลางมีส่วนโป่ง (Bulge) ซึ่งมีดาวอยู่เป็นจำนวนมาก และโดยรอบของกาแล็กซีจะประกอบด้วยแขนกังหัน(Spiral Arms) หลายแขนกระจายออกตามแนวระนาบ บริเวณโดยรอบจานในด้านบนและด้านล่างของระนาบ คือ บริเวณเฮโล (Halo)ซึ่งมีดาวอยู่น้อยมากและเป็นที่อยุ่ของกระจุกดาวทรงกลมเกือบทั้งหมด
โดยรวมแล้วกาแล็กซีแบบกังหันประปอบด้วยดาวที่มีอายุค่อนข้างน้อยซึ่งทราบได้จากสีของกาแล็กซีที่มีสีออกไปทางสีฟ้าอ่อน นอกจากนี้สสารระหว่างดวงดาว (Interstellar Medium) ภายในกาแล็กซีแบบกังหันยังประกอบด้วยแก๊สที่เย็นและแผ่รังสีอินฟราเรด เป็นส่วนใหญ่ อันแสดง ให้เห็นว่าภายในกาแล็กซีแบบกังหันยังมีการรวมตัวของดาวอยู่อย่างต่อเนื่อง

1.1 กาแล็กซีกังหันธรรมดา( Spiral Galaxy หรือ ใช้อักษรย่อ S) กาแล็กซีแบบนี้จะมีแกนกลางเป็นบริเวณที่มีลักษณะสมมาตร คือ มีขนาดเท่ากัน เนื่องจากมีการเหวี่ยงเอาสารที่อยู่ในบริเวณตอนกลางออกมาเป็นวงแขนอยู่รอบๆโค้งออกจากใจกลางการแบ่งแยกกาแล็กซีประเภทนี้ นักดาราศาสตร์ใช้อักษร a’b และ c ตามหลังอักษรSทั้งนี้แล้วแต่ว่าวงแขนที่เหวี่ยงออกมาอยู่ห่างจากทรงกลมตอนกลางไม่มากนัก ถ้าเขียนไว้ว่า Sb แสดงว่า วงแขน ที่เหวี่ยงออกมาจากทรงกลมบริเวณแกนกลางมากน้อยแค่ไหน เช่น เขียนไว้ว่า Sa แสดงว่า วงแขนที่เหวี่ยงออกมาอยู่ห่างจากทรงกลมตอนกลางไม่มากนัก ถ้าเขียนไว้ว่า Sb แสดงว่า วงแขนที่เหวี่ยงออกมาจากแกนกลางทรงกลมมีความยาวมากกว่า Sa ถ้าเขียน Sc แสดงว่า วงแขนที่เหวี่ยงออกมาอยู่ห่างจากแกนกลางทรงกลมมากที่สุด

 

 

1.2 กาแลกซีแบบกังหันบาร์(Barred Spiral Galaxy หรือใช้อักษรย่อ SB) 
มีลักษณะของแกนกลางต่างจากกาแล็กซีแบบกังหันธรรมดา กล่าวคือ จะมีศูนย์กลางลักษณะเป็นแท่ง (Bar)ในขณะที่กาแล็กซีแบบกังหันธรรมดาจะมีแกนกลางเป็นบริเวณที่แขนสองข้างโค้งออกใจกลาง รูปร่างของกาแล็กซีแบบกังหันบาร์ที่ปรากฏให้เห็นขึ้นอยู่กับด้านที่กาแล็กซีหันมาทางโลก เพราะมันมรลักษณะแบนถ้าด้านบน หันมาทางโลกจะเห็นรูปร่างของแขนชัดเจนถ้าด้านข้างหันมาทางโลกจะเห็นส่วนกลางนูนขึ้น และมีรอยสีดำพาดผ่านกลางซึ่งเป็นชั้นของฝุ่น

กาแล็กซีประเภทนี้ นักดาราศาสตร์ใช้อักษรย่อ SB นำหน้าอักษร a,b และ c โดยปกติกาแล็กซีประเภทนี้จะมีเพียงสองวงแขนที่เหวี่ยงออกมาจากเส้นตรงกลางซึ่งมีรูปร่างเป้นทรงกลม นักดาราศาสตร์มีความเห็นว่ากาแล็กซีประเภทนี้มีอัตราการหมุนรอบตัวเองเร็วกว่ากาแล็กซีทุกประเภท

 

 

2.กาแล็กซีแบบทรงรี(Ellipical Galaxy) 
ใช้อักษรย่อ E มีหลายรูปทรงตั้งแต่ทรงกลม (มีความรีน้อยมากจนปรากฏคล้ายทรงกลม)ไปจนถึงทรงรีคล้ายลูกรักบี้ ลักษณะที่สำคัญที่สุดที่นักดาราศาสตร์ใช้แยกกาแล็กซีแบบทรงรีออกจากกาแล็กซีแบบกังหัน คือ กาแล็กซีแบบทรงรีจะไม่มีลักษณะของจานหรือกังหันปรากฏให้เห็นโดยรอบส่วนโป่งเลย
กาแล็กซีแบบทรงรีมีสีออกแดง ซึ่งแสดงให้เห็นว่าดาวส่วนใหญ่ในกาแล็กซีเป็นดาวที่มีอายุมาก และนอกจากนี้นักดาราศาสตร์ยังสังเกตพบการแผ่รังสีเอ็กซ์ ซึ่งแสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีแบบทรงรีมีสสารระหว่างดวงดาวที่ร้อนและเบาบางกว่ากาแล็กซีแบบกังหัน หลักฐานทั้งสองชี้ให้เห็นว่าแทบไม่มีดาวเกิดใหม่ในกาแล็กซีแบบทรงรีเลย ซึ่งต่างจากกาแล็กซีแบบกังหันที่ยังมีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่อง
กาแล็กซีแบบทรงรี แบ่งออกได้เป็น 7 ลักษณะย่อยตามความรีของกาแล็กซี โดยจะเรียกกาแล็กซีแบบทรงรีที่มีความรีน้อยมาก (จนเกิดเป็นวงกลม) ว่า “ Eo ” และมีความรีเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ ไปจนถึง “ E7 ” ซึ่งเป็นกาแล็กซีแบบทรงรีที่มีความรีมากที่สุด ( เลข 0-7 นี้ ได้จากการคำนวณอัตราส่วนระหว่างความยาวและความกว้างของกาแล็กซี โดยกาแล็กซีทรงรีมักมีความรีไม่เกินระดับ 7 เพราะเกินกว่านี้มักจะมีลักษณะแขนของกังหัน เข้าอยู่ในลักษณะของกาแล็กซีแบบกังหัน )

 

3. กาแล็กซีแบบไร้รูปทรง ( irregular Galaxy )
นอกจากนี้กาแล็กซีที่สามารถจักเข้าพวกกับสองลักษณะที่กล่าวไปแล้ว ยังมีกาแล็กซีส่วนน้อยซึ่งไม่มีรูปทรงชัดเจน ไม่สามารถเข้ากลุ่มกับกาแล็กซีแบบกังหันหรือกาแล็กซีแบบทรงรีได้ นักดาราศาสตร์จัดกาแล็กซีเหล่านี้อยู่ในกลุ่มกาแล็กซีแบบไร้รูปทรง
กาแล็กซีแบบไร้รูปทรงมักมีขนาดเล็กจึงไม่สว่างนักและสังเกตพบได้น้อยกว่ากาแล็กซีทั้งสองประเภทที่กล่าวมาอย่างไรก็ตาม นักดาราศาสตร์พบว่ากาแล็กซีที่อยู่ไม่ไกลออกไปมากๆ(มีความสว่างน้อย)จำนวนมากเป็นกาแล็กซีแบบไร้รูปทรง

 

ต้นกำเนิดของกาแล็กซีแบบไร้รูปทรงอาจเป็นได้หลายประการ ตั้งแต่การรวมตัวเป็นกาแล็กซีที่ไม่มีรูปร่างโดยกำเนิดไปจนถึงการที่กาแล็กซีที่มีรูปร่างสองดวงชน และรวมกัน เกิดเป็นกาแล็กซีใหม่ที่มีรูปร่างไม่ชัดเจน
กาแล็กซีทางช้างเผือกของเรามีกาแล็กซีแบบไร้รูปทรงเป็นบริวารอยู่ 2 ดวงคือ เมฆแมกเจลแลนใหญ่ (The Large Magellanic Cloud) และเมฆแมกเจลแลนเล็ก ( The Small Magellanic Cloud ) ซึ่งโคจรรอบทางช้างเผือกที่ระยะห่างประมาณ 200,000 ปีแสง

การวิวัฒนาการของกาแล็กซี

การแบ่งประเภทกาแล็กซีของฮับเบิลนำไปสู่ความเชื่อว่ากาแล็กซีรูปไข่ ( Ellipti Galaxies ) ค่อยๆวิวัฒนาการกลายเป็นกาแล็กซีรูปวงกลม ( Spiral Galaxies ) ที่มีวงแขนโค้งยื่นออกมา นอนจากนั้นรูปร่างของกาแล็กซีรูปร่างชนิดแปลกๆได้มีวิวัฒนาการกลายมาเป็นกาแล็กซีรูปทรงกลมเช่นกัน และเมื่อฝุ่นละอองและแก๊สในกาแล็กซีประเภทนี้ได้เปลี่ยนเป็นดวงดาวก็จะกลายเป็นกาแล็กซีรูปไข่ไป แต่ปัจจุบันแนวความคิดเช่นนี้ได้เปลี่ยนแปลงไปเพราะหลักฐานจากการค้นพบแบบใหม่เช่น นักดาราศาสตร์พบว่าดวงดาวที่มีอายุมากที่สุดในกาแล็กซีต่างๆในกลุ่มท้องถิ่นอายุเท่ากัน จากหลักฐานดังกล่าวนี้ แสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีเกือบทั้งหมดเกิดขึ้นมาในเวลาเดียวกัน นอกจากนั้น การที่กาแล็กซีรูปทรงกลมมีอัตราการหมุนเร็วกว่ากาแล็กซีรูปไข่ก็เป็นหลักฐานอีกประการหนึ่งว่า ระบบกาแล็กซีซึ่งประกอบด้วยดวงดาวจำนวนมหาศาลเช่นนี้ จะเปลี่ยนแปลงความเร็วในการหมุนได้อย่างไร ด้วยเหตุนี้ นักดาราศาสตร์ส่วนมากในปัจจุบันจึงมีความเห็นว่า รูปร่างลักษณะของกาแล็กซีเท่าที่ปรากฏให้เห็นอยู่ในปัจจุบัน มีรูปร่างอย่างเดียวกับที่มันเป็นอยู่อย่างเดิมไม่ได้มีวิวัฒนาการจากรูปแบบหนึ่งไปเป็นอีกรูปแบบหนึ่งแต่อย่างใด เพราะมีหลักฐานมากพอทำให้เกิดความเชื่อว่า กาแล็กซีทั้งหมดในจักรวาลของเราเกิดขึ้นมาในขณะเดียวกัน คือ เกิดจากการระเบิดครั้งใหญ่ ( Big Bang ) ของจักรวาลเมื่อ 1,000 ล้านปีมาแล้ว

โครงสร้างของกาแล็กซี นักดาราศาสตร์ให้ความสนใจในเรื่องราวของกาแล็กซี เพราะสาเหตุต่างๆดังนี้
1. เพื่อนำเอามาอธิบายเรื่องราวของเอกภพ
2. ความเข้าใจเรื่องประเภทของกาแล็กซี ช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถคำนวณหาระยะทางของกาแล็กซี
3. ความรู้ในเรื่องโครงสร้างและวิวัฒนาการของกาแล็กซีช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถแปรความของการสำรวจจักวาลในระดับใหญ่ เช่น การนับจำนวนกาแล็กซีที่ส่งคลื่นวิทยุออกมา เป็นต้น
4. กาแล็กซีเป็นแหล่งเปล่งแสงสว่างอยู่ในจักรวาล นักวิทยาศาสตร์จึงให้ความสนใจในเรื่องแสงทุกชนิดที่เปล่งออกมาจากกาแล็กซี เพื่อค้นหาความจริงในเรื่องราวของเอกภพ

เอกภพ

เอกภพ (Universe)

มีขนาดมหึมา รวมทุกสิ่งทุกอย่างเอาไว้ ทั้งโลกและสิ่งที่อยู่ในอวกาศ ไม่ว่าจะเป็น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ ดาวเคราะห์อื่นๆ ดาวฤกษ์ และกาแลกซี่ ซึ่งต้องอาศัยความรู้ด้านดาราศาสตร์ในการที่จะศึกษาสิ่งต่างๆ เหล่านี้ดาราศาสตร์เป็นเรื่องที่ว่าด้วย การสำรวจและความเข้าใจเกี่ยวกับเอกภพ ความรู้เรื่องจุดกำเนิดและวิวัฒนาการของดาวเคราะห์ ดวงดาว ระบบกาแลกซี่และเอกภพทั้งหมด ถึงแม้ความรู้จะก้าวหน้ามากในปัจจุบันแต่ความจริงยังคงมีความเร้นลับรอการเปิดเผย จากการวิจัยของนักค้นความอยู่อีกมาก

กำเนิดเอกภพ
ปัญาหาที่ได้รับการค้นหาคำตอบอยู่ตลอดมานับตั้งแต่มนุษย์เริ่มสงสัยต่อสภาพแวลล้อมที่มีอยู่รอบตัวเองมนุษย์เองได้แก่ ปัญหาที่ว่า เอกภพเกขึ้นมาได้อย่างไร? ปัจจุบันคำตอบต่อปัญหานี้นักดาราศาสตร์มีทฤษฎีด้วยกัน 3 ทฤษฎี มีดังนี้

1 ทฤษฎีการระเบิดครั้งใหญ่ (The Big Bang Theory )

ผู้ริเริ่มแนวคิดตามทฤษฎีนี้คือ เลอแมทร์ (Lemaitre) ตามทฤษฎีนี้ เอกภพของเรามีจุดเริ่มต้นจากการระเบิดครั้งใหญ่ เมื่อประมาณ 15,000 ล้านปีมาเเล้ว กลุ่มมวลสารที่เกิดจากการระเบิดครั้งรุนเเรงมหาศาล ครั้งนี้ถูกเหวี่ยงตัวออกไปแล้วรวมตัวเป็นกลุ่มดาว เรียกว่า กาแล็กซี จากการระเบิดในครั้งนั้น ทำให้กาแล็กซี ยังคงเคลื่อนที่ออกไปอยู่ตลอดเวลา เมื่อเอกภพมีอายุมาขึ้นสสารในกาแล็กซี ก็จะมีน้อยลงไป การขยายตัวของเอกภพ คงดำเนิน เรื่อยไปไม่มีสิ้นสุด

2 ทฤษฎีการออสซิลเวลของเอกภพ (The Oscillating Universe Theory)

ทฤษฎีนีเป็นทฤษฎีดัดแปลงไปจากทฤษฎีการระเบิดครั้งใหญ่ ทฤษฎีนี้กล่าวว่า การขยายตัวของเอกภพนั้นกาแลกซีที่กำลังวิ่งหนีเราออกไปด้วยความเร็วสูงอย่างที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน ก็จะมีความเร็วช้าลง และหยุดการเคลื่อนที่ในที่สุด หลังจากนั้นกาแล็กซีก็จะกลับมายังจุดเริ่มต้นทำให้การระเบิดครั้งใหญ่ขึ้นมาอีกครั้งหนี่ง ดังนั้นเอกภพจึงมีวัฏจักรของการเกิดเอกภพที่มีความแตกต่างกันไป

3 ทฤษฎีสภาวะคงที่ (The Steady State Theory)

เป็นทฤษฎีที่ตั้งขึ้นมาโดยคณะนักวิทยาศาสตร์ชาวอังกฤษ 3 คน คือ เฟรด ฮอย์ล (Fred Hoyle) เฮอร์แมน บอนได (Herman Bondi) และโธมัส โกลด์ (Thomas Gold) เมื่อ ค.ศ.1948 ทฤษฎีนี้กล่าวว่า เอกภพมิได้เกิดมาในขณะใดขณะหนึ่ง และเอกภพก็ไม่มีวันจุดอวสานตามทฤษฎีนี้เมื่อเอกภพขยายตัวออกไปก็จะมีสสาใหม่ถูกสร้างขึ้นมาแทนที่ในอวกาศในบริเวรที่กาแล็กซีเคลื่อนตัวออกไป ดังนั้นปรากฎการณ์ของ เอกภพจึงมีอยู่อย่างคงที่ตลอดไป

นักดาราศาสตร์ได้นำเอาการคาดคะเนของแต่ละทฤษฎีมาเปรียบเทียบกลับหลักฐานที่นักดาราศาสตร์ค้นพบ ทำให้นักดาราศาสตร์ตัดสินใจว่า ทฤษฎีใดเป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง ในบรรดาทั้ง 3 ทฤษฎีการระเบิดครั้งใหญ่ซึ่งเป็นทฤษฎีที่ง่ายที่สุด เป็นทฤษฎีที่นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่เชื่อว่าถูกต้องมากที่สุด อย่างไรก็ดีความรู้ทีจะได้รับเพิ่มเข้ามาอีกในอนาคตทำให้ทฤษฎีนี้หมดความหมายไปก็ได้ สำหรับคนรุ่นหลังในรุ่นต่อๆไป อาจจะมองเห็นว่าแนวความคิดในเรื่องเอกภพของมนุษย์รุ่นปัจจุบันช่างไร้สาระ เหมือนอย่างที่เราในปัจจุบันมีความคิดเช่นนี้อยู่ เมื่อมองดูเเนวความคิดในเรื่องโครงสร้างของเอกภพของชาวกรีซในสมัยโบราณ
สรรพสิ่งทั้งปวงเกิดจากสาเหตุเริ่มต้นเดียวกันว่า บิกแบง หรือการระเบิดครั้งใหญ่ เราคิดว่า ณ จุดระเบิดใหญ่เอกภพมีขนาดเป็นศูนย์และอุณหภูมิเป็นอนันต์ แต่เมื่อเอกภพขยายตัวอุณหภูมิของการแผ่รังสีลดลง ณ จุดเริ่มต้นเอกภพแต่มี พลังงานภายหลังการระเบิดครั้งใหญ่จึงสสาร
ขณะเกบิกแบง มีเนื้อสารเกิดขึ้นในรูปของอนุภาคพื้นฐาน ชื่อ ควาร์ก (Quark) อิเล็กตรอน (Electron)นิวทริโน (Neutrino)และโฟตอน (Photon)ซึ่งเป็นพลังงาน เมื่อเกิดอนุภาคก็จะเกิดปฏิอนุภาค ที่มีประจุไฟฟ้าตรงข้าม ทำให้ประจุไฟฟ้ารวมของเอกภพเป็นศูนย์ เมื่อเกิดปฏิอนุภาคพบกับอนุภาคชนิดเดียวกันจะหลอมรวมกัน เนื้อสารหายไปเป็นพลังงานจนหมดสิ้น ถ้าเอกภพมีจำนวนอนุภาคเท่ากับปฏิอนุภาคพอดี เมื่อพบกัรจะกลายเป็นพลังงานทั้งหมด ก็จะไม่เกิดกาแล็กซี ดาวฤกษ์ และระบบสุริยะ แต่ในธรรมชาติมีอนุภาคมากกว่าปฏิอนุภาค ดังนั้นเมื่อปฏิอนุภาคพบกับอนุภาคนอกจากจะได้รับพลังงานเกิดขึ้นเเล้ว ยังมีอนุภาคเหลืออยู่ และนี่คือ อนุภาคที่ก่อกำเนิดเป็นสสารของเอกภพในปัจจุบัน

หลังบิกแบง เพียง 0.0000001วินาที อุณหภูมิของเอกภพลดลงเป็น สิบล้านเคลวิน ทำให้ควาร์กเกิดการรวมตัวกันกลายเป็นโปรตอน และนิวตรอน

1 วินาที หลังบิกแบง อุณหภูมิ จะลดลงประมาณหนึ่งหมื่นล้าน องศาสเซลเซียส หรือพันเท่า ของอุณหภูมิใจกลางดวงอาทิตย์สถานที่ซึ่งมีอุณหภูมิสูงขนาดนี้ คือ ใจกลางของระเบิดไฮโดรเจน วินาทีหลังการระเบิดใหญ่ เอกภพมีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นโฟตอน อิเล็กตรอนเเละนิวทริโน รวมทั้งปฏิอนุภาคทั้งสามและโปรตอน กับนิวตรอนอีกจำนวนหนึ่ง
หลังบิกแบง 3 นาที อุณภูมิของเอกภพลดลงเป็นร้อยล้านเคลวินมีผลให้โปรตอนและนิวครอนเกิดการรวมตัวเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม ในช่วงแรกๆนี้ เอกภพขยายตัวอย่าง รวดเร็วมาก

ขณะที่เอกภพขยายตัวต่อไปอุณหภูมิลดต่ำลง อัตราการผลิตคู่ของอิเล็กตรอน-แอนติ้อิเล็กตรอน จากการชนกันจะลดต่ำกว่าอัตาการทำลายโดยการรวมตัว ดังนั้นอิเล็กตรอนและแอนติ้อิเล็กตรอนส่วนมากจะรวมตัวได้โพตอนออกมามากขึ้น เหนืออิเล็กตรอนไว้จำนวนน้อยเท่านั้น เเต่นิวทิรโน จะไม่รวมกัน เพราะอนุภาคทั้งสองมีปฏิกิริยาต่อกันและต่ออนุภาคอื่นๆอย่างอ่อนมาก ดังนั้นจึงยังคงเหลืออยู่จนถึงทุกวันนี้
ประมาณ 100 วินาที หลังบิกแบง อุณหภูมิจะลดลงเป็นหนึ่งพันล้านองศาหรือเท่ากับอุณหภูมิภายในดาวฤกษ์ ที่ร้อนที่สุด ณ อุณหภูมินี้โปรตอนและนิวตรอนจะไม่มีพลังงานมากพอที่จะหลุกพ้นจากเเรงดึงดูดแบบนิวเคลียร์ที่รุนแรงได้จึงเพริ่มยึดกันกลายเป็นนิวเคลียสดิวทีเรียม ซึ่งประกอบด้วยไนโตรเจน 1 อนุภาค นอกจากนี้ยังเกิดธาตุหนักอีก สอง ธาตุ คือ ลิเทียมและเบริเลียม
หละงบิกแบง 300000 ปี อุณหภูมิลดลงเหลือ 10000 เคลวิน นิวเคลียสของไฮโดรเจนและฮีเลียมดึง อิเล็กตรอนเข้ามาอยู่ในวงโคจร เกิดเป็นอะตอมไฮโดรเจน และฮีเลียมตามลำดับ
เอกภพจะขยายตังต่อไปอีกและเย็นตัวลงด้วย แต่ในบริเวณที่มีความหนาแน่นมากกว่าความหนาแน่นเฉลี่ย การขยายตัวจะช้าลงโดยเเรงโน้มถ่วงจากภายนอกจะทำให้ส่วนที่กำลังยุบหมุนตัวเล้กน้อย เมื่อบริเวณที่ยุบมีขนาดเล็กลงการหมุนจะเร็วขึ้น เหมือนกับนักเล่นสเก็ตน้ำแข็งจุหมุนตัวเร็วขึ้นถ้าหดแขนขดขาเข้ากาตัว ในที่สุดจะหมุนเร็วจนทำให้เกิดความสมดุลย์กับเเรงโน้มถ่วง นี่คือ กำเนิดของกาแล็กซี่ที่มีรุปร่างเหมือนจานที่กำลังหมุน บริเวณอื่นที่ไม่หมุนจะกลายเป็นกาแล็กซี่รูปไข่
เมื่อเวลาผ่านไปหลังลิกแบง 1000 ล้านปี แก๊สไฮโดรเจนและฮีเลียมภายในกาแล็กซีจะแยกกันเป็นกลุ่ม แต่ละกลุ่มจะหดตัวเพราะแรงโน้มถ่วง ขณะหดตัวอะตอมของแก๊สจะชนกันทำให้อุณหภูมิสูงขึ้น จนสูงมากพอที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ซึ่งเปลี่ยนไฮโดรเจรเป็นฮีเลียม และแผ่รังสีในรูปของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า คือ ความร้อนและแสงสว่าง
ดังนั้นปฐมสสาร ซึ่งเป็นส่วนประกอบของกาแล็กซี และดวงดาวดวงแรกๆ ของเอกภพ จึกประกอบด้วยแก๊สฮีเลียม ร้อยละ 25 แก๊สไฮโดรเจนหนักน้อยละ 75 โดยน้ำหนัก เมื่อธาตุอื่นๆ มีอยู่ ซึ่งมีอยู่เล็กน้อยออกไป

หลักฐานที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง

1 การขยายตัวของเอกภพ

ในปีค.ศ.1920 เอ็นวิน พีฮับเบิล นักดาราศาสตร์ชามอเมริกัน ได้ตีพิมพ์รายงานการค้นพบเรื่อง แสง สเปกตรัมของกาแล็กซี่ที่อยู่ไกลออกไปว่า ลำแสงเปลียนความถี่ หมายความว่า ความถี่ของแสงจากกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไปเปลี่ยนเป็นคลื่อน มีความยาวคลื่นมากยิ่งขึ้น จากการวัดความยาวคลื่นที่เปลี่ยนแปลงไปแสดงให้เห็นว่า กาแล็กซีกำลังเคลื่อนตัวออกไปจากกาแล็กซีทางช้างเผือก ด้วยความเร็วเป็นสัดส่วนกัยระยะทางที่อยู่ไกลออกไป คือ ความเร็วของการเคลื่อนตัวออกไปเท่ากับ ระยะทางหารด้วยปริมาณเวลา เป็นอย่างเดียวกันหมดทุกกาแล็กซี กฏนี้เรียกว่า กฏของฮับเบิล และ T ซึ่งเป็นมิติของเวลาเรียกว่า “เวลาฮับเบิล” หากกฏนี้ใช้ได้กับทุกกาแล็กซี ก็หมายความว่า กาแล็กซีทั้งหมดที่มี อยู่ใน เอกภพ จะอยู่ในตำแหน่งเดียวกันหมดเมื่อเวลาผ่านไปหลายปีมาเเล้ว

กฏของฮับเบิล
เอ็ดเว็ด พี ฮับเบิล (ค.ศ. 1889 – 1953 )นักดาราศาสตร์ผู้ยิ่งใหญ่ที่สุดคนหนึ่งในศตวรรษ ที่20 ศึกษารายละเอียดของดาวฤกษ์แต่ละดวงในกาแล็กซี M33 ซึ่งเป็นกาแล็กซีเพื่อน บ้าน พบว่าดาวฤกษ์หล่าวนี้ อยู่นอกกาแล็กซีของเราออกไป หลังจากที่ฮับเบิลได้พิสูจน์ว่า มีกาแล็กซีอีกเป็นจำนวนมากเขายังได้พิสูจน์อีกว่า กาแล็กซีเหล่านี้กำลังเคลื่อนที่ออกไป
เมื่อกาแล็กซีอื่นเคลื่อนที่ห่างออกไปหรือเคลื่อนที่เข้าหากาแล็กซีของเรา แสงที่สังเกตเห็นจากกาแบ็กซีเหล่านี้จะเป็นสีอื่นที่แตกต่างไปจากตอนที่ยังไม่ได้เคลื่อนที่ ถ้ากาแล็กซีเคลื่อนที่ออกไปจะปรากฏมีสีแดงขึ้นเรียกว่า กาแล็กซีมีการเขยื้อนไปทางสีแดง หรือ เรดชิพต์ ถ้าเคลื่อนที่เข้าหาเรา กาแล็กซีเคลื่อนเข้าหาเรา กาแล็กซีจะปรากฏมีสีน้ำเงิน เรียกว่า เขยื้อนไปทางสีน้ำเงิน หรือ บลูชิฟต์ ปรากฏการณ์เปลี่ยนสีนี้เรียกว่า ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์
ฮับเบิลได้ใช้ปรากฏการาดอปเปลอร์วัดความเร็วของกาแล็กซีต่างๆ และค้นพบความสัมพัทธ์เหลือเชื่อที่ว่ากาแล็กซีที่อยู่ไกลยิ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูง นั้นคือเขาค้นพบว่า อัตราเร็วของกาแล็กซีเป็นปฏิภาคโดยตรงกับระยะห่าง และได้พบว่ากราฟมีความสัมพันธ์เชิงเส้นตรง ปัจจุบันเรียกว่า กฎของฮับเบิล กฎนี้แสดงว่าเอกภพทั้งหมดกำลังมีขนาดโตขึ้น
ก่อนการค้นพบกฎของฮับเบิล การวักระยะห่างของกาแล็กซีจำกัดอยู่ที่ระยะห่างมากที่สุด ประมาณ 10 ล้านปีแสง เท่านั้นเพราะ การหาระยะห่างจำเป็นต้องจับเวลาหาคาบของดาว แปรแสงแบบเซฟิด และที่ระยะ 10 ล้านปีแสง เป็นระยะห่างไกลเกิน กว่า ที่กล้องที่ดีที่สุด จะสามารถแยกภาพดาวแปร แสงในกาแล็กซี ออกเป็นดวงๆ ได้
กฎของ ฮับเบิล ได้ ขยายขอบเขตการวัดระยะห่าง ของกาแล็กซี ออกไปจนถึง สุดขีดความสามารถของกล้องโทรทรรศน์ที่ดีที่สุดในปัจจุบัน เพราะเพียงกล้องโทรทรรศน์สามารถส่องเห็นกาแล็กซีและถ่ายภาพสเปกตรัมได้ นักดาราศาสตร์ก็สามารถคำนวณหาระยะห่างของกาแล็กซี ได้ทันที
ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ ค้นพบใน ปี ค.ศ. 1866 โดยคริสเตียน ดอปเปลอร์ นักฟิสิกส์ชาวเนเธอร์แลนด์ ที่ได้ ศึกษา การเพิ่มและลดความถี่ของเสียงจากแหล่งกำเนิด ที่กำลังเคลื่อนที่
นอกจากคลื่นเสียง ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ยังพบได้ในคลื่นอื่นๆ ทุกชนิด อาทิเช่น คลื่นน้ำ และคลื่อนแสง โดยความถี่ จะสูงขึ้น หรือ ลดลงมากน้อยเพียงใดจะขึ้นอยู่กับความเร็วที่แหล่งกำเนิดคลื่นเคลื่อนที่เข้าหาหรือออก ห่างจากผู้สังเกต ตัวอย่างที่สังเกตได้ง่าย คือ หากเรายืนอยู่บนชานชาลาสถานีรถไฟเสียงหวูดของรถไฟขณะกำลังแล่นเข้าสู่สถานีจะเป็นเสียงที่แหลมกว่าเสียงที่จะได้ยินหากรถจอดอยู่เฉยๆ เนื่องจากความถี่ของเสียงเพิ่มขึ้น โดยยิ่งรถไฟแล่นเข้าหา สถานีด้วยความเร็วสูงเสียงก็จะยิ่งแหลมกว่าปกติมากในทางตรงกันข้าม หากรถไปกำลังแล่นออกจากสถานี ผู้ที่ยืนรออยู่บนชานชาลา ก็จะได้ยินเสียงทุ้มกว่าปกติ เนื่องจากความถี่ของเสียงลดลง หากรถไฟแล่นจากไปด้วยความเร็วสูงเสียงก็จะทุ้มลงมากเช่นกัน

                      

2 การค้นพบอุณหภูมิหรือพลังงานพื้นหลังของเอกภพ

ในปี พ.ศ.2491 นักฟิสิกส์ 3 คน คือ ราฟ แอลเฟอร์ จอร์จ กาโมว์และโรเบิร์ต เฮอร์แมน ได้พยากรณ์ว่า มีพลังงานเบื้อหลังในอวกาศ โดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ผลการคำนวณของพวกเขาชี้ให้เห็นว่า ถ้าเอกภพเริ่มด้วย บิกเเบง เมื่อหลายพันล้านปีมาแล้ว ปัจจุบันจะต้องมีพลังงานความร้อนหลงเหลืออยู่จากการระเบิด และพลังงานส่วนนี้วัดได้ในช่วงคลื่นวิทยุ ตัวเลขชี้ให้เห็นว่าอุณหภูมิพื้นหลังเท่ากับอุณหภูมิ 2-3 องศาเหนือ 0 เคลวิน หรือ 2 – 3 องศา สูงกว่า -273.15 องศาเซลเซียส อุณหภูมิพื้นหลังของอวกาศตรวจพบครั้งเเรกอย่างบังเอิญ โดยนักฟิสิกส์ด้านโซลิดสเตท 2 คน คือ อาร์โน เพนเซียสและโรเบิร์ต วิลสัน ที่นิวเจอร์ซี ในปีพ.ศ. 2508 พวกเขาได้ยินเสียงรบกวน ซึ่งรับได้โดยเสาอากาศของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ สำหรับรับคลื่นไมโครเวฟ ไม่ว่าเสาอากาศซึ่งมีลักษณะรูปเขาวัวมีนกพิราบเข้าไปทำรังอยู่ แม้ว่าจะเอารังนกออกแล้วทำความสะอาดเสาอากาศอย่างดีก็ยังได้ยินเสียงในเครื่องรับวิทยุเช่นเดิม
เพนเซียสและวิลสันได้นำเรื่องนี้ไปพูดคุยกับนักเอกภพวิทยาของมหาลัยปรินซ์ตัน จึงได้รู้ว่าตัวเองได้ค้นพบเสียงที่เกิดจากอุณหภูมิพื้นหลังของอวกาศที่เกิดจากระเบิดครั้งใหญ่ซึ่งเป็นสัญญาณที่เหลืออยู่ในอวกาศ เทียบได้กับพลังงานของการแผ่รังสีของวัตถุมีอุณภูมิ 3 เคลวิน หรือ ประมาณ -270 องศาเซลเซียส
จากหลักฐานสนับสนุนดังกล่าวพอสรุปได้ว่า เอกภพ เกิด จากปรากฎการณ์บิกแบง ตอนแรกมีขนาดเล็กและร้อนมาก แต่ขยายตัวอย่างรวดเร็ว ขณะที่เอกภพ โตขึ้น อุณหภูมิจะต่ำลง พลังงานกลายเป็นสสาร หลังจากนั้นระยะหนึ่งสสารส่วนใหญ่รวมตัวกันเป็นแก๊สไฮโดรเจน และฮีเลียม เกิดเมฆแก๊สเป็นก้อนๆ ที่ถูกดังเข้าหากันโดยแรงโน้มถ่วงดาวฤกษ์กลุ่มแรกในเอกภพ เกิดภายในก้อนแก๊สซึ่งรวมตัวกันเป็นกาแล็กซี กาแล็กซีบางแห่งยุบตัวจนกลายเป็นกาแล็กซีที่มีรูปร่างเนแบบสไปรัล จุดบิกแบงจึงเป็นจุดที่พลังงานเริ่มเปลี่ยนเป็นสสารครั้งแรก เป็นจุดเริ่มต้นของเวลาและเอกภพ
ภายหลังการค้นพบพลังงานเบื้องหลังของอวกาศ เมื่อปี พ.ศ.2508 นักดาราศาสตร์วิทยุก็ได้ติดตั้งเครื่องมือในเครื่องบิน จรวด และบอนลูน เพื่อวัดพลังงานพื้นหลังของอวกาศหลายครั้ง นักเอกภพวิทยา สามารถตรวจสอบความถูกต้องของทฤษฎีบิกแบงโดยเปรียบเทียบอุณหภูมิพิ้นหลังของอวกาศที่วัดไว้กับค่า ที่ควรจะเป็นไปตามทฤษฎี ถ้าทั้งสองอย่างตรงกัน แสดงว่า ผลการสังเกตสนับสนุนหรือเป็นไปตามทฤษฎี

ความหมาย “ดาราศาสตร์”

ดาราศาสตร์ คือวิชาวิทยาศาสตร์ที่ศึกษาวัตถุท้องฟ้า (อาทิ ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ ดาวหาง และดาราจักร) รวมทั้งปรากฏการณ์ทางธรรมชาติต่างๆ ที่เกิดขึ้นจากนอกชั้นบรรยากาศของโลก โดยศึกษาเกี่ยวกับวิวัฒนาการ ลักษณะทางกายภาพ ทางเคมี ทางอุตุนิยมวิทยา และการเคลื่อนไหวของวัตถุท้องฟ้า ดาราศาสตร์เป็นหนึ่งในสาขาของวิทยาศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุด นักดาราศาสตร์ในวัฒนธรรมโบราณสังเกตการณ์ดวงดาวบนท้องฟ้าในเวลากลางคืน และวัตถุทางดาราศาสตร์หลายอย่างก็ได้ถูกค้นพบเรื่อยมาตามยุคสมัย อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์เป็นสิ่งประดิษฐ์ที่จำเป็นก่อนที่จะมีการพัฒนามาเป็นวิทยาศาสตร์สมัยใหม่

ตั้งแต่อดีตกาล ดาราศาสตร์ประกอบไปด้วยสาขาที่หลากหลายเช่น การวัดตำแหน่งดาว (astrometry) การเดินเรือดาราศาสตร์ (celestial navigation) ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ การสร้างปฏิทิน และรวมทั้งโหราศาสตร์ (astrology) แต่ดาราศาสตร์ทุกวันนี้ถูกจัดว่ามีความหมายเหมือนกับฟิสิกส์ดาราศาสตร์ (astrophysics)

ตั้งแต่คริสต์ศตวรรษที่ 20 เป็นต้นมา ดาราศาสตร์ได้แบ่งออกเป็นสองสาขาได้แก่ ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ และดาราศาสตร์เชิงทฤษฎี ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์จะให้ความสำคัญไปที่การเก็บและการวิเคราะห์ข้อมูล โดยการใช้ความรู้ทางกายภาพเบื้องต้นเป็นหลัก ส่วนดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีให้ความสำคัญไปที่การพัฒนาคอมพิวเตอร์หรือแบบจำลองเชิงวิเคราะห์ เพื่ออธิบายวัตถุท้องฟ้าและปรากฏการณ์ต่างๆ ทั้งสองสาขานี้เป็นองค์ประกอบซึ่งกันและกัน กล่าวคือ ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีใช้อธิบายผลจากการสังเกตการณ์ และดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ใช้ในการรับรองผลจากทางทฤษฎี

การค้นพบสิ่งต่างๆ ในเรื่องของดาราศาสตร์ที่เผยแพร่โดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นนั้นมีความสำคัญมาก และดาราศาสตร์ก็เป็นหนึ่งในวิทยาศาสตร์จำนวนน้อยสาขาที่นักดาราศาสตร์สมัครเล่นยังคงมีบทบาท โดยเฉพาะการค้นพบหรือการสังเกตการณ์ปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นเพียงชั่วคราว

เราไม่ควรสับสนระหว่างดาราศาสตร์โบราณ (ภาษาอาหรับ: علم الفلك อิลมฺ อัลฟะลัก) กับโหราศาสตร์ (ภาษาอาหรับ: علم التنجيم อิลมฺ อัตตันญีม) ซึ่งเป็นความเชื่อที่นำเอาเหตุการณ์และพฤติกรรมของมนุษย์ไปเกี่ยวโยงกับตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้า แม้ว่าทั้งดาราศาสตร์และโหราศาสตร์เกิดมาจากจุดร่วมเดียวกัน และมีส่วนหนึ่งของวิธีการศึกษาที่เหมือนกัน เช่นการบันทึกตำแหน่งดาว (ephemeris) แต่ทั้งสองอย่างก็แตกต่างกัน