כדי להכיר את השכונה של שביל החלב, נצא למסע סיור ונתאר את הגלקסיות הקרובות לפי סדר מרחקן. המסע שלנו ישתרע על פני 1,000 קילופרסק, או 3.26 מיליון שנות אור. הגלקסיות בנפח החלל הזה מרכיבות את הקבוצה המקומית. השכונה הקוסמית שלנו מלמדת אותנו תכונה חשובה מאוד של היקום: הגלקסיות אינן מפוזרות בחלל באקראי, אלא נוטות להתקבץ. רוב הגלקסיות בקבוצה המקומית מקובצות בשתי תת-קבוצות: אלה שסביב שביל החלב ואלה שסביב גלקסיית אנדרומדה. כדי לדמיין את המרחקים, נניח שהנפח שבו נמצאת הקבוצה המקומית הוא חדר בגודל בינוני. בקנה המידה הזה, שביל החלב יהיה בגודל של צלחת ארוחת ערב. ענני מגלן יהיו כמו כדורי צמר-גפן מקומטים בקוטר 8 עד 10 סנטימטרים, במרחק של פחות ממטר מהצלחת. תריסר גלקסיות בערך, בצורות שונות ובקוטר של 1 עד 15 סנטימטרים, יהיו פזורות בחדר. אנדרומדה (M31), הגלקסיה הקרובה ביותר שדומה לשביל החלב, תהיה צלחת נוספת במרחק של כ-7 מטרים.
עוד מימי קדם ודאי הכירו בני האדם שני כתמים זוהרים בשמים הדרומיים. אין כוכב קוטב דרומי בהיר, ולכן העננים עזרו לנווטים לסמן את הקוטב. האירופים שמעו עליהם במסע של מגלן סביב העולם בתחילת המאה ה-16, ולכן הם נקראו ענני מגלן. העננים הם למעשה גלקסיות קטנות שמקיפות את שביל החלב. ענן מגלן הגדול נמצא במרחק של 49.6 קילופרסק, וענן מגלן הקטן במרחק של 62.4 קילופרסק – פחות מפי שלושה מהמרחק לקצה הרחוק של הגלקסיה שלנו. האור שאנו רואים מהגלקסיות האלה יצא לדרכו כשעל כדור הארץ כבר חיו בני אדם מודרניים.
באדיבות NASA/ESA
איזה סוג של גלקסיות הם ענני מגלן, בני לוויה של הגלקסיה שלנו? הם קטנים פי כמה משביל החלב: ספירת כוכבים ומדידות של מימן ניטרלי מראות שמסתם הכוכבית היא רק אחוזים בודדים מזו של שביל החלב (עם החומר האפל, יש הערכות עדכניות שמייחסות לענן מגלן הגדול כעשירית ממסת שביל החלב). לעננים אין המבנה הספירלי היפה של שביל החלב. ענן מגלן הגדול הוא גלקסיה ספירלית קטנה עם מוט, וענן מגלן הקטן הוא גלקסיה לא-סדירה. בכל אחד מהם יש מבנה דמוי מוט של כוכבים, שזוהר באור רך. ליד קצה המוט של ענן מגלן הגדול נמצאת ערפילית הטרנטולה המרשימה, שנקראת גם 30 דוראדוס. אפשר לראות את הערפילית המאירה הזאת בעין בלתי מזוינת. למעשה, אילו הייתה במרחק של ערפילית אוריון, היא הייתה ממלאת את כל קבוצת הכוכבים אוריון, ובהירה מספיק כדי להטיל צללים על כדור הארץ! במרכזה יש צביר בקוטר של כ-5 פרסק, ובו מאות כוכבי ענק-על מסיביים כחלחלים.
את הגלקסיות האחרות ואת התפתחותן אפשר להבין בצורה הטובה ביותר דרך אוכלוסיות הכוכבים שלהן. בענן מגלן הגדול יש אוכלוסיית דיסקה, דומה לזו שבזרוע הספירלית שלנו בשביל החלב. פוטומטריה של כוכבים חיוורים זיהתה בו גם ענקים אדומים וכוכבים בסדרה הראשית. רוב יצירת הכוכבים בשני העננים התרחשה לפני מיליארד עד שלושה מיליארד שנים, אבל היא נמשכת עד היום. בשני העננים יש מעט אבק, פרט לערפיליות הצעירות הבולטות. אוכלוסיות הכוכבים בהם צעירות יותר מאשר בסביבת השמש, ודלות יותר ביסודות כבדים.
שני ענני מגלן מחוברים בגשר של גז מימן דליל, שנקרא גשר מגלן. אסטרונומי רדיו אוסטרלים הראו שסיב ארוך של מימן ניטרלי (HI), שנקרא זרם מגלן, משתרע מהענן הקטן בקשת אל מעבר לקוטב הגלקטי הדרומי, ובכיוון השני מגיע עד מישור שביל החלב. הסיב הזה דומה לגשר שבין שני העננים. ענני מגלן הם לוויינים של הגלקסיה שלנו, קשורים בכבידה לשביל החלב, וסביר שמסלוליהם יעבירו אותם דרך דיסקת שביל החלב. האסטרונומים משערים שגילו של זרם מגלן מיליארד עד שני מיליארד שנים, ושהוא נוצר מיחסי גומלין של כוחות גאות בין שני העננים.
ענני מגלן חשובים לאסטרונומים של היום, כי יש בהם שפע של סוגי כוכבים, כולם בעצם באותו מרחק. השימוש בענני מגלן כמעבדה כוכבית קיבל דחיפה מהתפוצצות הסופרנובה 1987A בענן מגלן הגדול. בטלסקופ החלל האבל חקרו את טבעת הגז החם שהשיל כוכב האב כ-20,000 שנה לפני שהתפוצץ, ושהבזק הסופרנובה האיר אחר כך. מדידות הטבעת נותנות, בשיקולים גאומטריים פשוטים, מרחק מדויק של 50 קילופרסק. כך נפתחה הדרך לכייל מדדי מרחק רבים, בעזרת ה"משתלה" העשירה של כוכבים בענן מגלן הגדול. ב-2024 זיהו תצפיות בטלסקופ החלל ג'יימס ווב את כוכב הנייטרונים שנשאר מהפיצוץ, שחיפשו אותו זמן רב.
בקבוצה המקומית יש כמה מערכות כוכבים קטנות. רובן אינן גלקסיות אליפטיות ננסיות אלא גלקסיות כדוריות ננסיות (dwarf spheroidal), דלות בגז ובעלות בהירות שטח נמוכה, ומעטות מהן הן גלקסיות לא-סדירות. הגלקסיות האליפטיות או הכדוריות דומות לצבירים כדוריים ענקיים. בגלקסיות האליפטיות הננסיות שולטים כוכבי הילה זקנים, ויש בהן מעט גז ואבק. מרוב הבחינות הן פחות מרשימות מהדיסקה הספירלית הענקית שלנו, עם ענני הגז והאבק הסוערים שלה ואזורי יצירת הכוכבים הפעילים. עם זאת, נראה שהן פעילות יותר מצבירים כדוריים, שכל כוכביהם בני 10 עד 13 מיליארד שנים: ניתוח דיאגרמות הרצשפרונג–ראסל של הכוכבים בגלקסיות אליפטיות ננסיות מראה שחלק מכוכביהן צעירים יחסית, בני 3 עד 9 מיליארד שנים בלבד. הגלקסיות האליפטיות הננסיות הן סוג הגלקסיות הנפוץ ביותר, אבל אורן הדליל מקשה לגלות אותן. גלקסיות הלוויין הננסיות של שביל החלב קטנות פי 5 עד 30, וחיוורות פי 1,000 עד 100,000, מגלקסיות ספירליות גדולות כמו M31 ושביל החלב.
במרחק של 765 קילופרסק אנחנו פוגשים את הגלקסיה הספירלית הראשונה שבאמת דומה לשביל החלב, עם כמה מגלקסיות הלוויין הקטנות שלה. את הגלקסיה הזאת ודאי הכירו כבר בימי קדם, כי בלילה בהיר וחשוך רואים אותה בעין בלתי מזוינת ככתם מעורפל. לראשונה היא תועדה בקטלוג כוכבים בידי האסטרונום הפרסי עבד א-רחמן א-סופי, בשנת 964 לספירה. אדווין האבל השתמש במשתנים קפאידים בגלקסיית אנדרומדה (M31) כדי להכריע סופית את הוויכוח על טבען של "הערפיליות הספירליות". גלקסיית אנדרומדה גדולה מעט משביל החלב ודומה לו בהרכב הכוכבים. המסה הכוללת של כל אחת מהן היא כטריליון מסות שמש. העין רואה אותה ככתם אור חיוור, אבל זהו רק האזור הפנימי והבהיר ביותר, שקוטרו כמה קילופרסקים. בצילומים בטלסקופים גדולים רואים שהזרועות הספירליות יוצרות דיסקה בקוטר של 30 קילופרסק לפחות. כמו בשביל החלב, יש בה צבירים כדוריים, וגם הילה של גז שמשתרעת עד מרחק עצום מהגלקסיה – כ-400 קילופרסק (1.3 מיליון שנות אור). לגלקסיית אנדרומדה היה תפקיד חשוב בגילוי שתי אוכלוסיות הכוכבים העיקריות. שביל החלב ואנדרומדה מתקרבים זה לזה במהירות של כ-100 ק"מ בשנייה. לפי הדמיות מחשב, הסיכוי שהן יתנגשו ויתמזגו ב-10 מיליארד השנים הבאות הוא כ-50%.
בקבוצה המקומית רואים בבירור שהגלקסיות בנויות מאורם של כוכבים בודדים רבים. נזכיר שהמרחק האופייני בין כוכבים בסביבת השמש הוא כפרסק אחד. זה מרחק בשלושה ממדים; כשמביטים בדיסקה של גלקסיה מלפנים, אפקטים של היטל מקטינים פי כמה את המרחק האופייני בין הכוכבים במישור השמים, לכ-0.2 עד 0.3 פרסק. אפשר לחזות עד איזה מרחק אפשר להפריד כוכבים בודדים בגלקסיה. הטלסקופ הקרקעי הטוב ביותר (בלי אופטיקה מסתגלת) מפריד כוכבים שהמרחק הזוויתי ביניהם כחצי שניית קשת. נוסחת הזווית הקטנה נותנת:
D = 206,265 d/a = 206,265 × 0.3/0.5 ≈ 1.2 × 105 pc
כלומר 120 קילופרסק. האבל הצליח להפריד קפאידים במרחק הגדול יותר של M31, כי עבד בשולי הגלקסיה וניצל את העובדה שהקפאידים בהירים בהרבה מהכוכבים שסביבם. לטלסקופ החלל האבל – שנקרא על שם אבי הקוסמולוגיה המודרנית – יש כושר הפרדה זוויתי טוב פי עשרה מזה של טלסקופים קרקעיים בלי אופטיקה מסתגלת. כך אפשר להפריד בו כוכבים בודדים בגלקסיות שרחוקות פי עשרה, כלומר בכל הקבוצה המקומית.
המסע הדמיוני בשכונה הגלקטית מזכיר את המרחקים העצומים שמפרידים בין הגלקסיות. כשאסטרונומים אוספים מידע על היקום, הם משתמשים בקרינה אלקטרומגנטית, שנעה במהירות של 300,000 ק"מ בשנייה. המספר העצום הזה – מהירות האור, וכל צורות הקרינה האלקטרומגנטית – הוא מגבלת המהירות העליונה של הטבע: שום דבר אינו נע מהר יותר. עד כה השתמשנו בפרסקים ובקילופרסקים כדי למדוד מרחקים מחוץ למערכת השמש. הפרסק הוא יחידה שמבוססת על הגאומטריה של הפרלקסה הכוכבית. באותה מידה אפשר להשתמש בזמן שלוקח לאור לעבור מרחק מסוים. היחידה הטבעית היא שנת אור – המרחק שהאור עובר בשנה. נזכיר ש-1 פרסק = 3.26 שנות אור (וזכרו ששנת אור היא יחידת מרחק, לא יחידת זמן). לכן המרחק לאנדרומדה הוא 765,000 × 3.26 ≈ 2.5 × 106 שנות אור. כשאתם יוצאים בלילה חשוך ומביטים באנדרומדה בטלסקופ קטן, האור שאתם רואים נדד 2.5 מיליון שנים עד שהגיע לכדור הארץ!
הזמן שלוקח לאור לחצות את המרחקים העצומים של היקום נקרא זמן מעבר האור. ככל שאנו חוקרים אזורים רחוקים יותר משביל החלב, זמן מעבר האור גדל. ככל שאנחנו מביטים רחוק יותר בחלל, אנחנו מביטים רחוק יותר אחורה בזמן. טלסקופים גדולים משמשים "מכונות זמן", שמאפשרות לראות חלקים של היקום שרחוקים מאיתנו גם במרחב וגם בזמן.
→ הסעיף הקודם: 15.21 סקירה של מבני הגלקסיות | הסעיף הבא: 15.23 זמן מעבר האור ←