កព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយ

កព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយ គឺជាបណ្តុំនៃផ្កាយដែលមានទំនាញ ហើយបង្កើតបានជាប្រព័ន្ធមួយដែលមានផ្កាយជាង១០.០០០កោដិ នៅក្នុងនោះព្រះអាទិត្យគឺជាតែផ្កាយមួយនៅពាក់កណ្តាលពាន់លាន។

កព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយ

ចំណុចកណ្ដាលនៃកញ្ចុំផ្កាយGalactic Center ដែលមើលឃើញដោយតេលេស្កុបនាាពេលយប់ ត្រូវបានមើលចេញពីទីតាំងផារ៉ាណល Paranal Observatory.
ទិន្នន័យនៃការសង្កេត
ប្រភេទ Type	Sb, Sbc, or SB(rs)bc barred spiral galaxy
អង្កត់ផ្ចិតDiameter	100–180 kly (31–55 kpc)
កម្រាស់ស្ដើងរបស់ផ្កាយរាងជាថាស(Thickness of thin stellar disk)	≈២ kly (០,៦១ kpc)
ចំនួនរបស់ផ្ដាយNumber of stars	100–400 billion (2.5 × 1011 ± 1.5 × 1011)
ផ្កាយដែលចាស់ជាងគេOldest Known Stars	≥13.7 Gyr
ម៉ាស	0.8–1.5×10១២ M☉
ចំងាយពីព្រះអាទីត្យទៅចំនុចកណ្ដាលកញ្ចុំផ្កាយGalactic Center	26.4 ± 1.0 kly (8.1 ± 0.31 kpc)
រង្វិលថេររបស់កញ្ចុំផ្កាយជុំវិញព្រះអាទិត្យGalactic rotation period	240 Myr

អ្នកស្រាវជ្រាវជនជាតិអ៊ីតាលីលោកកាលីលេហ្គាលីលេលី (កើតឆ្នាំ១៥៦៤ - បានស្លាប់ឆ្នាំ១៦៤២) គាត់គឺជាមនុស្សទីមួយដែលធ្វើការអង្កេតអំពីកព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយ តាមរយៈកែវយឹតដែលគាត់បានបង្កើតកាលពីឆ្នាំ១៦១០។

រហូតមកដល់អំឡុងឆ្នាំ១៩២០ តារាវិទូជាច្រើនបានគិតថាកព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយ គឺជាក្រុមផ្កាយទាំងអស់ដែលមាននៅក្នុងសាកល តែនៅឆ្នាំ១៩២០មានការជជែកពិភាក្សាគ្នាយ៉ាងខ្លាំងរវាង តារាវិទូនិងតារាវិទូត្រូវសង្កេតនិងបកស្រាយបង្ហាញដោយ លោក អេដូអីណហូបេល ថាកព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយគ្រាន់តែជាបណ្តុំមួយនៃបណ្តុំតារាជាច្រើនតែប៉ុណ្ណោះ។ កព្ចុំាផ្កាយ និមួយៗមានតារាប្រមាណជាពី២០០ពាន់លានទៅ៤០០ពាន់លាន និងមានភពយ៉ាងតិច១០០ពាន់លាន។ ជាក់ស្ដែងចំពោះផ្កាយដែលមានម៉ាសស្រាលបំផុតនោះយើងពិតជាពិបាកក្នុងការកំណត់ចំនួនរបស់វាណាស់ ជាពិសេសគឺស្ថិតនៅចំងាយឆ្ងាយពីព្រះអាទិត្យប្រហែលជា៣០០ឆ្នាំពន្លឺឬលើសពីនេះ។ កព្ចុំាផ្កាយជើងភ្នាយអាចនឹងមាន១០ពាន់លានផ្កាយពណ៌ខៀវស មួយពាន់លានផ្កាយណឺត្រុង និងមួយរយលាននៃរណ្ដៅព៌ណខ្មៅ។

រូបរាង

រូបភាពមីលគីវ៉េ ផ្កាយដែលស្ថិតនៅជ្រុងខាងក្រោមឆៀងខាងស្ដាំ និងមានពន្លឺខ្សោយនោះគឺជាភពព្រហស្បតិ៍.

មីលគីវ៉េ គឺយើងអាចមើលឃើញវាពីភពផែនដីបាន តាមរយៈនៃរលកពន្លឺពណ៌សដែលបានហ៊ុំព័ទ្ធជុំវិញផ្ទៃមេឃនៅពេលយប់ ដោយ​មាន អង្កត់ទ្រូងទទឹង 30ដឺក្រេ។សម្រាប់ផ្កាយដែលមិនបានស្ថិតនៅកក្នុងចំណោម មីលគីវេ វាក៏ជាផ្នែកមួយនៃមីលគីវេដែរ, ពាក្យថា "មីលគីវ៉េ" ត្រូវបានកំណត់សម្គាល់ដោយក្រុមពន្លឺទាំងអស់នេះ។ពន្លឺទាំងនេះមានប្រភពមកពីការប្រមូលផ្តុំគ្នានៃផ្កាយ(ដែលមិនទាន់មានការបំបែកធាតុ)ដែលវាស្តិតនៅក្នុងគន្លងមួយនៃកញ្ចុំផ្កាយ។​ នៅក្នុងក្រុមមួយនៃតំបន់ងងឹតដែលបានបាំងដោយ មីលគីវេ​ដែលមានដូចជា Great Rift និង Coalsack គឺជាតំបន់មួយដែលជាកំទេចកំម្ទីរនៃអាចម៌ផ្កាយដែលបានរាំងស្ទះដើម្បីបិទមិនអោយមានពន្លឺពីផ្កាយឆ្ងាយ ៗចូលមកបានទេ ។ តំបន់នៃផ្ទៃមេឃដែលបានបាំងដោយមីលគីវ៉េហៅថា Zone of Avoidance (តំបន់ជៀសវាង) ។

វីដេអូtime-lapseនេះបង្ហាញពីចលនារបស់មីលគីវ៉េ.

ភាពច្បាស់នៃពន្លឺរបស់ មីលគីវ៉េ គឺខ្សោយ ដរាបណាមានពន្លីជះពីផ្ទៃខាងក្រោយមីលគីវ៉េ ដូចជា light pollution or moonlight .(ពន្លឺបំពុល និង ពន្លឺព្រះចន្ទ័) នោះពន្លឺនៃមីលគីវីចាប់ផ្តើមធ្លាក់យ៉ាងខ្លាំងដោយយើងមើលមិនសូវឃើញច្បាស់ឡើយ។ដូច្នេះមេឃត្រូវតែងងឹតជាង 20.2 រ៉ិចទ័រក្នុងមួយការ៉េ​​ទើបអាចមើលមីលគីវ៉េ។​​ ប្រសិនបើកំណត់ទំហំប្រហែល + 5,1 វាគួរតែមើលឃើញ និង​កាន់តែល្អជាងនេះទៀតដែលបានបង្ហាញយ៉ាងលម្អិតច្បាស់តែម្តងនៅទំហំ +6.1 ។

មីលគីវ៉េមានទំហំំធំ និងមានកំណោងខ្លាំងនៅលើមេឃពេលយប់.

ទំហំ និង មាស​

HST រូបភាពមួយនៃកាឡាក់ស៊ី UGC 12158

មីលគីវ៉េគឺជាកាឡាក់ស៊ីទីពីដ៏ធំបំផុតនៅក្នុងក្រុមនៃកាឡាក់ស៊ី ជាមួយនឹងប្រព័ន្ធតារាដែលមានរាងដូចថាសរបស់វាប្រមាណ ១០០,០០០ លី (៣០kpc) នៅក្នុងអង្កត់ផ្ចឹត និងជាមធ្យមមានកម្រាស់ប្រមាណ ១,០០០ លី (០.៣kpc)។ ដើម្បីប្រៀបធៀបទំហំរូបភាពជាក់លាក់នៃមីលគីវ៉េគឺ ប្រសិនបើប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យចេញទៅភពណិបទូនមានទំហំប៉ុនប្រាក់កាក់របស់អាមេរិច(24.3 mm (0.955 in)), នោះមីលគីវ៉េប្រហែលជាមានទំហំស្មើនឹងផ្ទៃក្រឡានៃសហរដ្ឋអាមេរិច។ សរសៃឆ្មាររាងរង្វង់នៃតារារុំព័ទ្ធជុំវិញមីលគីវ៉េដែលប្រហែលជារបស់មីលគីវ៉េខ្លួនវាផ្ទាល់តែម្ដង ធ្វើចលនាវិលនៅផ្នែកខាងលើនិងខាងក្រោមផ្ទៃស្មើរនៃgalactic plane។ ប្រសិនបើដូច្នោះ នោះគឺមានន័យថា មានអង្កត់ផ្ចឹតពី 150,000–180,000 ឆ្នាំនៃពន្លឺ(46–55 kpc)។

មីលគេវ៉េទម្រង់schematic

ការប៉ាន់ប្រមាណនៃបម្រែបម្រួលម៉ាស់របស់មីលគីវ៉េ គឺពឹងផ្អែកទៅលើទ្រឹស្ដីនិងការប្រើប្រាស់ទិន្នន័យ។ នៅក្នុងជួរនៃការប៉ាន់ប្រមាណកម្រិតទាបចុងក្រោយ ម៉ាស់របស់មីលគីវ៉េគឺមានទំហំ 5.8×1011រង្វាស់ខ្នាត នៃម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ ហើយតិចជាងនេះបន្តិចនៃ Andromeda Galaxy។ ការវាស់ស្ទង់ដោយប្រើ Very Long Baseline Array នៅក្នុងឆ្នាំ ២០០៩ បានរកឃើញល្បឿនលឿនខ្លាំងគឺ២៥៤គីឡូម៉ែតក្នុងមួយនាទី(570,000 mph) សម្រាប់ហ្វូងតារាដែលនៅគែមខាងក្រៅនៃមីលគីវ៉េ។ ដោយសារតែល្បឿននៃគន្លងផ្អែកទៅលើទំហំម៉ាស់សរុបនៅខាងក្នុងកាំរង្វង់ នេះហើយបង្ហាញថាមីលគីវ៉េគឺមានទំហំធំខ្លាំង ប្រហែលស្មើរនឹងម៉ាស់របស់ Andromeda Galaxy នៅ 7×1011រង្វាស់ខ្នាត ក្នុងចម្ងាយ 160,000 លី(49 kpc) នៃមជ្ឍមណ្ឌលរបស់វា។ នៅក្នុងឆ្នាំ២០១០ ការវាស់វែងល្បឿងកាំរស្មីនៃពន្លឺផ្កាយបានរកឃើញថា ម៉ាស់ដែលព័ទ្ធជុំវិញក្នុង80 kiloparsecs គឺស្មើនឹង 7×1011រង្វាស់ខ្នាត។ យោងទៅតាមការសិក្សាដែលបានចេញផ្សាយនៅក្នុងឆ្នាំ២០១៤ ម៉ាស់នៃមីលគីវ៉េទាំងមូលត្រូវបានគេប៉ាន់ប្រមាណត្រឹម8.5×1011រង្វាស់ខ្នាត ដែលប្រហែលពាក់កណ្ដាលនឹងទំហំម៉ាស់របស់Andromeda Galaxy។ ភាគច្រើននៃម៉ាស់មីលគីវ៉េគឺលេចឡើងបែបជារូបធាតុងងឹត និងជាទម្រង់រូបធាតុដែលគ្មានរូបរាងនិងមិនត្រូវបានគេស្គាល់ដែលវាធ្វើអន្តរកម្មទំនាញជាមួយនឹងរូបធាតុធម្មតា។ ពន្លឺនៃរូបធាតុងងឹងគឺជះរាលដាលយ៉ាងស្មើភាពគ្នាទៅចម្ងាយដែលលើសពី១០០ kiloparsecs (kpc) ពីចំនុចកណ្ដាលនៃកញ្ចុំផ្កាយ។ គំរូគណិតវិទ្យានៃមីលគីវ៉េបង្ហាញថាទំហំម៉ាស់នៃរូបធាតុងងឹតគឺ 1–1.5×1012 នៃរង្វាស់ខ្នាត។ ការសិក្សាថ្មីៗនេះបង្ហាញអោយឃើញពីមធ្យមភាគនៃម៉ាស់គឹធំទៅដល់4.5×1012 ហើយនិងតូចទៅដល់ 8×1011 ។ ម៉ាស់សរុបរបស់តារាទាំងអស់នៅក្នុងមីលគីវ៉េត្រូវបានប៉ាន់ប្រមាណថាមានចន្លោះពី 4.6×1010 និង 6.43×1010 រង្វាស់ខ្នាត។ ក្រៅពីផ្កាយ ក៏មានឧស្ម័នអន្តរកម្ម ដែលមានអ៊ីដ្រូសែន 90% និងអ៊ីលីយ៉ូម 10% គិតជាម៉ាស់ ជាមួយនិងពីរភាគបី(2/3)នៃឧស្ម័នអ៊ីដ្រូសែនដែលបានរកឃើញក្នុងទម្រង់អាតូមហើយនៅសល់មួយភាគបី(1/3) ជាម៉ូលេគុលអ៊ីដ្រូសែន។ បរិមាណនៃឧស្ម័ននេះគឺស្មើគ្នារវាង 10% និង 15% នៃម៉ាស់សរុបរបស់ផ្កាយកាឡាក់ស៊ី។ ធូលីផ្កាយមានចំនួន 1% បន្ថែមទៀតនៃម៉ាស់ឧស្ម័នសរុប។

មាតិការ

មីលគីវ៉េ និមួយៗមានតារាប្រមាណជាពី200ពាន់លានទៅ400ពាន់លាន និងមានភពយ៉ាងតិច100ពាន់លាន។ ជាក់ស្ដែងចំពោះផ្កាយដែលមានម៉ាសស្រាលបំផុតនោះយើងពិតជាពិបាកក្នុងការកំណត់ចំនួនរបស់វាណាស់ ជាពិសេសគឺស្ថិតនៅចំងាយឆ្ងាយពីព្រះអាទិត្យប្រហែលជា300ឆ្នាំពន្លឺឬលើសពីនេះ។ មីលគីវ៉េ មួយអាចនឹងមាន10ពាន់លាន White Dwarfs, មួយពាន់លានផ្កាយណឺត្រុង និងមួយរយលាននៃរណ្ដៅព៌ណខ្មៅ។ ទម្រង់ផ្កាយដែលមានរាងជាថាសនៅក្នុងមីលគីវ៉េ វាមិនមានរាងនៅគែមខាងក្រៅនោះទេព្រោះគ្មានហ្វូងតារានៅទីនោះ និយាយជារួមមកបណ្ដុំនៃតារាត្រូវបានថយចុះតាមរយៈចំងាយពីផ្ចិតរបស់វា។ នៅជុំវិញកញ្ចុំតារារាងថាសគឺជាកញ្ចុំតារា ពពួកហាឡូ Galactic halo ដែលមានរាងដូចស៊្វែ និងជាបណ្ដុំមូលដូចបាល់ដែលពង្រីកទំហំរបស់វាបន្ថែមទៀត ប៉ុន្តែវាមានដែនកំណត់នៃទំហំទៅតាមគន្លងពីររបស់ មីលគីវ៉េ។ តាមរយៈការសង្កេតពីហ្វូងតារាបានបង្ហាញថាមានផ្កាយជាច្រើនបានភ្ជាប់ទៅនឹងផ្កាយដ៏ទៃទៀតដូចនឹងផ្កាយនៅក្នុងមីលគីវ៉េ នេះដែរ។ មីលគីវ៉េ មានភពមួយយ៉ាងតិចក្នុងមួយផ្កាយ សរុបគឺមានប្រហែលជា100ពាន់លាន ដល់400ពាន់លាន នេះបើយោងតាមការសិក្សា Five-Planet Star Kepler32 និងKepler Space Observatory នៅខែមករាឆ្នាំ2013។ ការវិភាគផ្សេងៗកាលពីខែមករាឆ្នាំ 2013 ស្តីអំពីទិន្នន័យរបស់Keplerដែលបានប៉ាន់ស្មានថាប្រហែល 17 ពាន់លានតារាស្ថិតនៅលើមីលគីវវ៉េ។ Kepler បាននិយាយថាអាចមានចំនួន 40 ពាន់លានភពដែលវិលតាមគន្លងជុំវិញតំបន់ដែលអាចរស់នៅបានដូចជាផ្កាយនិងផ្កាយនៅក្នុងមីលគីវវ៉េ។

• 
  រូបភាព៣៦០ដឺក្រេនៃកាឡាក់ស៊ី by ESO. ចំនុចកណ្ដាលនៃកញ្ចុំផ្កាយស្ថិតនៅកណ្ដាលនៃរូបភាព។

រចនាសម្ព័ន្ធ

វីដេអូបង្ហាញអំពីរចនាសម្ព័ន្ធរបស់មីលគីវ៉េ

មីលគីវ៉េមានស្នូលជារង្វង់ព័ទ្ធជុំវិញដោយថាសឧស្ម័នធូលី និងផ្កាយ។ ម៉ាសមីលគីវ៉េត្រូវបានចែកចាយជាមួយមីលគីវ៉េក្បែរៗនោះដែលមានលក្ខណៈប្រហាក់ប្រហែលនឹងប្រភេទSbcក្នុងចំណាត់ថ្នាក់Hubble Classification។ នៅក្នុងអំឡុងឆ្នាំ១៩៦០ក្រុមតារាវិទូបានចាប់ផ្ដើមសង្ស័យថាមីលគីវ៉េគឺជាកាឡាក់ស៊ីគូថខ្យងព័ទ្ធbarred spiral galaxy ជាជាងកាឡាក់ស៊ីគូថខ្យងធម្មតា។

បរិស្ថាន

ដ្យាក្រាមនៃកាឡាក់ស៊ីក្នុងក្រុមនៃកាឡាក់ស៊ីLocal Group

ទីតាំងរបស់Local Group ជាមួយ Virgo Supercluster

មីលគីវ៉េ និង Andromeda Galaxyគឺជាប្រព័ន្ធគោលពីរនៃកាឡាក់ស៊ីរាងគូថខ្យងយក្សដែលមានទំនាក់ទំនងគ្នាជិត៥០ក្រុមហើយត្រូវបានគេស្គាល់ថាជាក្រុមនៃតារាដែលមានមីលគីវ៉េ Local Group ដែលហ៊ុមព័ទ្ធដោយតំបន់ខ្មៅមួយនៅក្នុងលំហ Void ហើយតំបន់មួយនោះគឺជាផ្នែកមួយនៃក្រុមផ្កាយ Virgo Supercluster។ នៅជុំវិញ Virgo Supercluster គឺមានចំនួននៃការផ្លាស់ប្ដូរ និងមិនផ្លាស់ប្ដូររបស់កាឡាក់ស៊ី ហើយការផ្លាស់ប្ដូរទាំងនេះបង្កើតអោយមានរចនាសម្ព័ន្ធនៃមីលគីវ៉េ។ នៅក្នុងឆ្នាំ 2014 ក្រុមអ្នកស្រាវជ្រាវបានអោយដឹងថាកាឡាក់ស៊ីផ្កាយរណបភាគច្រើននៃមីលគីវ៉េពិតជាស្ថិតនៅក្នុងរាងរង្វង់ដ៏ធំ និងគន្លងគោចរក្នុងទិសដៅដូចគ្នា។ នេះជាការភ្ញាក់ផ្អើលមួយដែលយោងទៅតាមស្តង់ដារcosmologyដែលផ្កាយរណប ផ្កាយដុះកន្ទុយត្រូវបង្កើតនៅក្នុងពពកងងឹតហើយវាត្រូវបានចែកចាយយ៉ាងទូលំទូលាយ និងផ្លាស់ទីតាមទិសចល័ត។ ភាពខុសគ្នានេះនៅតែមិនទាន់ពន្យល់បានពេញលេញនៅឡើយ។ នៅខែមករាឆ្នាំ 2006 ក្រុមអ្នកស្រាវជ្រាវបាននិយាយថាការមិនពន្យល់ពីទម្រង់រូបរាងជាថាសរបស់កាឡាក់ស៊ី ឥឡូវត្រូវបានគេគូសនៅលើផែនទីនិងបានរកឃើញថាជារលក ឬរំញ័រដែលបង្កើតឡើងដោយពពក Magellanic។

ឯកសារយោង

1. Gerhard, O. (2002). "Mass distribution in our Galaxy". Space Science Reviews. 100 (1/4): 129–138. arXiv:astro-ph/0203110. Bibcode:2002SSRv..100..129G. doi:10.1023/A:1015818111633.

2. Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 26, 2005). "Classification of the Milky Way Galaxy". SEDS. Archived from the original on May 31, 2015. Retrieved May 30, 2015.

3. Hall, Shannon (May 4, 2015). "Size of the Milky Way Upgraded, Solving Galaxy Puzzle". Space.com. Archived from the original on June 7, 2015. Retrieved June 9, 2015.

4. Coffey, Jeffrey. "How big is the Milky Way?". Universe Today. Archived from the original on September 24, 2013. Retrieved November 28, 2007.