לכו למקום חשוך והסתכלו בשמי הלילה: הם אינם זהים בכל הכיוונים. שביל החלב הוא פס של כוכבים (וגם גז ואבק) שמקיף את כל השמים שלנו. לכיוון קבוצת הכוכבים קשת, בדרום, הוא רחב בהרבה מאשר בכיוונים אחרים. גם בתוך שביל החלב יש הבדלים: צפיפות הכוכבים הגבוהה ביותר נמצאת בשמי הדרום. כדי למצוא את מקומנו בחלל המלא כוכבים הזה נדרשו כמה מאות שנים של השערות ושל עבודת בילוש תצפיתית יסודית.
ב-1750 הציע התאולוג האנגלי תומס רייט שהגלקסיה שלנו היא מערך של כוכבים בצורת לוח שטוח. הפילוסוף הגרמני עמנואל קאנט פיתח את הרעיון ב-1755, והציע שהערפיליות הקלושות בשמים הן מערכות כוכבים רחוקות כמו שלנו – רעיון שכונה מאוחר יותר "יקומים-איים" (island universes). בשנות ה-80 של המאה ה-18 השקיע הרשל מאמץ עצום בספירת כוכבים באזורים שונים בשמים. הוא הניח שמספר הכוכבים בכיוון מסוים משקף ישירות את העומק של שביל החלב בכיוון הזה (יותר כוכבים – דסקה עמוקה יותר). לפי התוצאות שלו השמש נמצאת במרכז שביל החלב, כי הוא ספר מספרים דומים בערך של כוכבים לכל אורך פס האור. לרוע המזל, הרשל לא ידע על ההשפעה המסתירה של האבק. רק ב-1930 הראה רוברט טרומפלר שהאבק מעמעם כוכבים רחוקים, וכך התברר מדוע ספירות הכוכבים הטעו: מתברר שהכוכבים של שביל החלב מרוכזים במיוחד לכיוון קבוצת הכוכבים קשת. אסטרונומים יכולים להיעזר באנאיזוטרופיה של הכוכבים בשמי הלילה כדי להסיק את הצורה של גלקסיית שביל החלב ואת מקומנו בה. (כשמשהו זהה בכל הכיוונים, הוא איזוטרופי; כשהוא משתנה מכיוון לכיוון, הוא אנאיזוטרופי).
את הצורה של שביל החלב קל יותר לגלות מהפיזור של צבירי הכוכבים מאשר מהפיזור של הכוכבים עצמם. הצבירים אינם מפוזרים באקראי: הצבירים הפתוחים נמצאים במישור של שביל החלב ומגדירים את דסקת הגלקסיה, ואילו הצבירים הכדוריים, המאוכלסים בהרבה, יוצרים ענן כדורי סביב הדסקה, שנקרא ההילה הגלקטית. האסטרונום הרלו שאפלי מהרווארד אמר שהצבירים חושפים את "השלד הגרמי של הגלקסיה שלנו". כבר ב-1918 הראה שאפלי שהצבירים הכדוריים מפוזרים בנחיל כדורי שמשתרע מעל הדסקה ומתחתיה, ושמרכז ההילה אינו השמש, אלא נקודה רחוקה בדסקה, לכיוון קבוצת הכוכבים קשת. הוא זיהה את הנקודה הזאת כמרכז הגלקסיה. אסטרונומים הבינו גם שלכיוון מרכז הגלקסיה יש ריכוז של כוכבים, בצורה כדורית בקירוב אבל קטן בהרבה מההילה, ושהכוכבים בו נראים ברובם זקנים ואדומים. הרכיב השלישי הזה של שביל החלב נקרא הבליטה הגלקטית (galactic bulge). גם האסטרונום ההולנדי יאן אורט עשה עבודה חשובה על מבנה הגלקסיה בשנות ה-20 וה-30, כשמיפה את תנועות הכוכבים. התוצאות שלו ושל שאפלי היו שונות בפרטים, אבל שתיהן תיארו תמונה דומה: הגלקסיה שלנו היא דסקה, והשמש רחוקה ממרכזה, שנמצא לכיוון קבוצת הכוכבים קשת.
באדיבות NASA/JPL-Caltech
אסטרונומים משתמשים במערכת קואורדינטות מיוחדת כדי לתאר מקומות בגלקסיה שלנו. קו המשווה הגלקטי עובר לאורך מרכז הדסקה של שביל החלב. האורך הגלקטי, שמסומן l, מודד את המרחק הזוויתי סביב שביל החלב, מנקודת אפס שנקבעה במרכז הגלקסיה, בקבוצת הכוכבים קשת. הכיוון l = 90° פונה לקבוצת הכוכבים ברבור, ליד ראש "הצלב הצפוני". מול מרכז הגלקסיה, באורך l = 180°, נמצא כיוון קבוצת השור, ליד הצבירים כימה וענבר. הכיוון l = 270° נמצא בקבוצת המפרשים, דרומית-מזרחית לקבוצת הכלב הגדול. הרוחב הגלקטי, שמסומן b, הוא אפס לאורך קו המשווה הגלקטי, והכיוון b = +90° פונה "ישר למעלה" מהדסקה, בשמי הצפון.
מפת הקואורדינטות הגלקטיות מאפשרת לנו להבין את המבט שלנו מתוך גלקסיית שביל החלב. כשמסתכלים לכיוון מרכז הדסקה, ב-l = 0°, רואים את הריכוז הגדול ביותר של כוכבים. כשמסתכלים לכיוון ההפוך, ב-l = 180° (שנקרא לפעמים האנטי-מרכז), רואים ריכוז קטן יותר של כוכבים במישור הגלקסיה. ברוחב גלקטי גבוה לכיוון המרכז רואים צבירים כדוריים רבים, וברוחב נמוך לכיוון המרכז – פחות צבירים כדוריים (כי האבק שבמישור מסתיר אותם). אם המבט שלנו מוגבל לכמה מאות פרסקים, אנחנו רואים בערך אותו מספר כוכבים בכל כיוון. רוב הכוכבים הבהירים בשמי הלילה קרובים יחסית, ומהמקום שלנו בתוך דסקת הגלקסיה אנחנו רואים את כוכבי הדסקה הקרובים פחות או יותר באופן שווה בכל הכיוונים.
אנחנו רואים את שביל החלב מתוך דסקת הכוכבים העצומה. קוטר הדסקה כ-30,000 פרסק, עובייה כ-400 פרסק, והיא מלאה בצבירים פתוחים, בכוכבים בודדים, באבק ובגז, שמסודרים בעיקר בזרועות ספירליות לא סדירות. הצבירים הכדוריים מקיפים את הדסקה בנחיל כדורי, שמרוכז לכיוון מרכז הדסקה. הנחיל הזה, שיש בו גם כוכבים בודדים מפוזרים בדלילות וגז, מגדיר את ההילה הגלקטית. לפי ההערכות העדכניות, השמש נמצאת כ-8,200 פרסק ממרכז הגלקסיה. האיגוד האסטרונומי הבין-לאומי (IAU) אימץ ב-1985 את הערך 8,500 פרסק, אבל מחקרים מאוחרים יותר, של הפיזור המרחבי של צבירים כדוריים ושל מתפרצי רנטגן, הראו שהמספר האמיתי נמוך במקצת. המדידה האמינה ביותר, כ-8,200 פרסק, באה מהמעקב של צוות GRAVITY אחר כוכבים שמקיפים את החור השחור המסיבי שבמרכז שביל החלב.
עצמים בחלקים רחוקים של הגלקסיה שלנו נמצאים במרחקים של אלפי פרסקים. לכן אסטרונומים משתמשים לעיתים קרובות ביחידת מרחק גדולה עוד יותר מיחידות אסטרונומיות, שנות אור ופרסקים: קילופרסק (בקיצור kpc). התחילית קילו, כמו בכל השיטה המטרית, פירושה אלף, כלומר 1 kpc = 1,000 pc. אסטרונומים אומרים, למשל, שאנחנו נמצאים 8.2 קילופרסק ממרכז הגלקסיה, ושקוטר הגלקסיה כ-30 קילופרסק. קשה לתפוס מרחקים כאלה. במודל של גלקסיית שביל החלב בגודל של צפון אמריקה (כ-5,000 קילומטר), כוכבים כמו השמש היו נקודות מיקרוסקופיות בקוטר של פחות מאלפית סנטימטר, והמרחק ביניהם היה כ-200 מטר. מערכת השמש כולה הייתה נכנסת בצלוחית. המסע למיפוי הגודל והצורה של גלקסיית שביל החלב הוא צעד חשוב במהפכה הקופרניקאית. אנחנו באמת זעירים לעומת הגלקסיה העצומה שסובבת אותנו.
→ הסעיף הקודם: 14.20 הגיל של קבוצות כוכבים | הסעיף הבא: 14.22 ויליאם הרשל ←