کهکشان گروه بزرگی متشکل از ستارگان، گاز و غبار است که توسط گرانش به یکدیگر متصل شده‌اند. این اجزا اشکال و اندازه‌های مختلفی دارند. کهکشان راه شیری، یک کهکشان مارپیچی میله‌ای بزرگ است. اگر به آسمان شب علاقه‌مند باشید، قطعا کمان نورانی که ستارگان در آن به صورت نامنظم پخش شده و با ابرهای گازی احاطه شده‌اند را دیده‌اید. این کمان – عرضی درحدود 30 درجه دارد - را می‌توان در مناطق بدون آلودگی نوری با افق دید مناسب مشاهده کرد.
از آنجا که این کمان به صورت نوار شیری رنگ در آسمان ظاهر می‌شود، کهکشان ما راه شیری نامیده می‌شود. قطر این کهکشان میله‌ای در حدود صد هزار تا دویست هزار سال نوری تخمین زده می‌شود. کهکشان راه شیری دو بار در شبانه روز از عرض‌های جغرافیایی 65 درجه شمالی تا 65 درجه جنوبی عبور می‌کند.
تا اوایل دهه 1920، اکثر ستاره‌شناسان فکر می‌کردند که راه شیری شامل تمام ستارگان کیهان است. پس از مناظره بزرگ سال 1920 میان ستاره‌شناسان «هارلو شپلی» و «هبر کورتیس» مشاهدات «ادوین هابل» ستاره‌شناس آمریکایی نشان داد که کهکشان راه شیری تنها یکی از بی‌شمار کهکشان‌های کیهان ماست.
شمارش تعداد ستاره‌های کهکشان راه شیری با توجه به موقعیتی که ما در آن هستیم، کار بسیار دشواری است. بهترین تخمین‌ها می‌گویند کهکشان ما حدود 100 تا 400 میلیارد ستاره دارد. این ستارگان یک قرص بزرگ را تشکیل می‌دهند که قطری در حدود صدهزار سال نوری دارد.
جالب است بدانید منظومه شمسی ما حدود بیست و پنج هزار سال نوری از مرکز کهکشان فاصله دارد. به عبارت دیگر، ما در حومه کهکشان و در یکی از بازوهای این کهکشان مارپیچی زندگی می‌کنیم.
همانطور که زمین به دور خورشید می‌چرخد، خورشید نیز به دور مرکز کهکشان راه شیری درحال چرخش است. روی این دیسک عظیم ستارگان و گازها – بسیار دورتر از مرکز کهکشان – با سرعت تقریبی 220 کیلومتر بر ثانیه در حال چرخش روی مدار هستند. بدین ترتیب، حدودا 250 سال طول می‌کشد تا خورشید و منظومه شمسی ما یک دور کامل به دور راه شیری بچرخد.
در مقیاس‌های بزرگتر، اخترشناسان تابش پس زمینه ریزموج کیهانی – تابش به جا مانده از انفجار بزرگ - را به عنوان مرجع برای محاسبه سرعت حرکت اشیا در فضا در نظر می‌گیرند و سرعت گروه محلی کهکشان ما را در حدود 500 کیلومتر بر ثانیه تخمین می‌زنند.
در مرکز کهکشان راه شیری، یک منبع جرمی با تابش رادیویی شدید وجود دارد که « Sagittarius A» نامیده می‌شود. این جرم کیهانی یک سیاهچاله بسیار پرجرم است که قطر آن در حدود 14 میلیون مایل تخمین زده می‌شود. این سیاهچاله تقریبا 4.1 میلیون برابر خورشید جرم دارد و رفتارهای عجیبی از خود بروز می‌دهد.
برای آنکه نوع یک کهکشان را – حداقل کهکشان خودمان – تشخیص دهیم، چندین سرنخ وجود دارد.
اولین سرنخ از شکل کهکشان، نوع توزیع ستارگان در سراسر آسمان است. این ستارگان را می‌توان با چشم غیرمسلح در آسمان تاریک شب مشاهده کرد. توزیع ستارگان بر روی یک قرص نواری شکل – همانطور که در بالا گفته شد – نشان می‌دهد کهکشان ما اساسا یک کهکشان مسطح است.
چندین تلسکوپ زمینی و فضایی مختلف نیز با گرفتن عکس‌هایی در جهت‌های مختلف نشان داده‌اند راه شیری یک دیسک تخت است – چیزی شبیه به عکس‌های پانوراما که با دوربین گوشی موبایل ثبت می‌کنیم.
غلظت بالای ستارگان در این کمان به شواهد اینکه کهکشان ما مارپیچی است، می‌افزاید. اگر ما در یک کهکشان بیضوی زندگی می‌کردیم، ستاره‌ها را می‌دیدیم که با توزیع یکنواخت در سراسر آسمان پخش شده‌اند، نه در یک نوار متمرکز.
سرنخ دیگر زمانی بدست می‌آید که ستاره‌شناسان از ستارگان جوان و درخشان ابرهای هیدروژن یونیزه شده در قرص کهکشان نقشه‌برداری می‌کنند. این ابرها که مناطق «H II» نامیده می‌شوند، توسط ستارگان جوان و داغ یونیزه می‌شوند و اساسا پروتون‌ها و الکترون‌های آزاد هستند. این ویژگی‌ها هردو متعلق به کهکشان‌های مارپیچی هستند.
در طول سال‌ها بحث‌هایی در مورد اینکه کهکشان ما دو بازوی مارپیچی دارد یا چهار بازو، وجود داشته است. آخرین داده‌ها نشان می‌دهد که کهکشان مارپیچی ما چهار بازو دارد – همانطور که در تصویر زیر مشاهده می‌کنید.
سرنخ‌های دیگر در مورد ماهیت مارپیچی کهکشان از انواع دیگر خواص بدست می‌آید. ستاره‌شناسان مقدار غبار موجود در کهکشان و رنگ‌های غالب آن را بررسی می‌کنند و با میزان غبار و رنگ‌های سایر کهکشان‌های مارپیچی که می‌شناسیم، مقایسه می‌کنند. تمام این شواهد در کنار هم نشان می‌دهند حتی اگر نتوانیم نگاهی از بیرون به کهکشان خود بیندازیم، می‌توانیم حداقل نوع آن را تعیین کنیم.
میلیاردها کهکشان دیگر در کیهان ما وجود دارد. ما قادر هستیم تنها سه کهکشان همسایه را بدون تلسکوپ و با چشم غیرمسلح به صورت تکه‌های مبهم در آسمان مشاهده کنیم. نزدیک‌ترین کهکشان‌هایی که می‌توانیم بدون تلسکوپ ببینیم، «ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک» هستند.
این کهکشان‌ها که به دور راه شیری می‌چرخند، از نیمکره جنوبی زمین قابل رصد هستند. آن‌ها حدود صد و شصت هزار سال نوری از ما فاصله دارند. کهکشان «آندرومدا» با فاصله تقریبی 2.5 میلیون سال نوری، یکی دیگر از همسایه‌های ماست که از نیمکره شمالی قابل رصد است. آندرومدا حدود دارای حدود یک تریلیون ستاره است.
دانشمندان تخمین می‌زنند راه شیری و آندرومدا تا 4 میلیارد سال آینده با یکدیگر ترکیب خواهند شد. کهکشان‌های دیگری نیز وجود دارند که رصد آن‌ها تنها با تلسکوپ امکان‌پذیر است.
راه شیری بخشی از ابرخوشه «سنبله» است که شامل گروهی از کهکشان‌ها با فاصله 150 میلیون سال نوری می‌شود. این ابرخوشه شامل حداقل 100 گروه و خوشه کهکشانی است و قطری در حدود 110 میلیون سال نوری دارد.
کهکشان ما دومین کهکشان بزرگ یکی از گروه‌های محلی این ابرخوشه است. رتبه اول به آندرومدا تعلق دارد. راه شیری حدود 890 میلیارد تا 1.54 تریلیون برابر خورشید جرم دارد و تخمین دقیق‌تر این جرم وابسته به روش‌ها و داده‌های متفاوتی است که از سمت تلسکوپ‌های زمینی و فضایی در اختیار اختر فیزیکدانان قرار می‌گیرد.
کهکشان راه شیری اندکی پس از انفجار بزرگ (بیگ بنگ) به صورت یک توده متراکم بود. برخی از این توده‌ها بذرهای اولیه خوشه‌های کروی شکل بودند که قدیمی‌ترین ستاره‌های راه شیری در آن‌ها شکل گرفتند. تقریبا نیمی از ماده موجود در راه شیری ممکن است از کهکشان‌های دور دست آمده باشد.
در طی چند میلیارد سال پس از تولد اولین ستارگان در عالم، جرم کهکشان راه شیری به اندازه‌ای زیاد بود که نسبتا سریع می‌چرخید – این نکته از اصل بقای تکانه زاویه‌ای ناشی می‌شود. همین امر سبب محیط گازی بین ستاره‌ای از شکل تقریبا کروی به شکل دیسک تبدیل شود. بنابراین نسل‌های بعدی ستارگان در این قرص مارپیچی تخت شکل گرفتند.
از زمانی که اولین ستارگان شروع به شکل‌گیری کردند، راه شیری از طریق ادغام کهکشان‌ها و تجمع گاز از هاله‌های کهکشانی رشد کرده است. شبیه‌سازی‌های کیهانی نشان می‌دهند که 11 میلیارد سال پیش، راه شیری با کهکشان دیگری با نام «کراکن» ادغام شده است. از سوی دیگر، ویژگی‌های راه شیری مانند جرم ستاره‌ای، تکانه زاویه‌ای و فلزی بودن آن در بیرونی‌ترین نواحی نشان می‌دهد در ده میلیارد سال گذشته هیچ نوع ادغامی صورت نگرفته است.
دیگر شبیه‌سازی‌های صورت گرفته نیز نشان می‌دهند راه شیری یکی از سرخ‌ترین و درخشان‌ترین کهکشان‌های مارپیچی است که هنوز ستارگان جوان در دل آن متولد می‌شوند. از سویی دیگر، این کهکشان خانه بسیاری از ستارگان قدیمی عالم نیز هست.
ستاره‌شناسان که به دنبال قدیمی‌ترین ستاره‌های جهان بودند، در نوامبر 2018 اعلام کردند ستاره « 2MASS J18082002-5104378 B » با حدود 13.5 میلیارد سال قدمت یک ستاره بسیار مسن است که تقریبا تماما از مواد آزاد شده از انفجار بزرگ ساخته شده است. از آنجا که کیهانشناسان عمر کیهان را در حدود 13.8 میلیارد سال تخمین می‌زنند، می‌توان با استناد به این داده‌ها ادعا کرد راه شیری تقریبا به اندازه خود کیهان قدمت دارد.
اما علاوه بر تمام آنچه گفته شد، چه اجرام دیگری در کهکشان ما وجود دارد؟ در بالا اشاره‌‌ای به نام برخی از آن‌ها کردیم. اما حالا وقت آن رسیده تا تمام این مولفه‌ها را با جزئیات بیشتر مطالعه کنیم.
اگرچه بیشتر ستارگان کهکشان ما یا به صورت تک ستاره – مانند خورشید – و یا به صورت ستاره‌های دوتایی وجود دارند، اما گروه‌ها و خوشه‌های ستارگانی نیز وجود دارند که شامل ده‌ها یا هزاران ستاره هستند. این اجرام را می‌توان به سه نوع تقسیم کرد: الف) خوشه‌های کروی، ب) خوشه‌های باز و ج) انجمن ستاره‌ای. این تقسیم‌بندی براساس سن خوشه و تعداد ستاره‌های آن انجام می‌شود.
بزرگترین و پرجرم‌ترین خوشه‌های ستاره‌ای، خوشه‌های کروی هستند که به دلیل ظاهر تقریبا کروی‌شان به این نام خوانده می‌شوند. کهکشان ما دارای بیش از 150 خوشه کروی است. تعداد دقیق این خوشه‌ها را نمی‌توان به درستی تعیین کرد زیرا گرد و غبار موجود در کمان راه شیری مانع دید ما است.
خوشه‌های کروی را می‌توان در هاله‌های کروی اطراف کهکشان پیدا کرد. این نوع از خوشه‌های ستاره‌ای اجرامی بسیار درخشان هستند. میانگین درخشندگی آن‌ها معادل درخشندگی 25000 خورشید است.
جرم خوشه‌های کروی که در اخترفیزیک به روش‌های مختلفی محاسبه می‌شود، از چند هزار تا یک میلیون برابر جرم خورشید متغیر است. به عبارت دیگر، این نوع خوشه‌ها بسیار بزرگ هستند و قطر آن‌ها از 10 تا 300 سال نوری متغیر است. بیشتر خوشه‌های کروی در مرکز هاله تجمع جرم دارند و به عبارت دیگر می‌توان توزیع ستاره‌ای آن‌ها را یک توزیع متقارن کروی در مرکز هاله دانست.
یکی از ویژگی‌های جالب خوشه‌های کروی در کهکشان راه شیری، توزیع سن آن‌هاست. تمام خوشه‌های کروی این مجموعه 11 تا 13 میلیارد سال سن دارند. بدین ترتیب آن‌ها را می‌توان قدیمی‌ترین اجرام کهکشان دانست.
علاوه بر خوشه‌های کروی، خوشه‌های کوچک‌تر و کم جرم‌تر نیز در کهکشان ما یافت می‌شوند که آن‌ها را خوشه‌های باز می‌نامیم. این خوشه‌ها از آنجا باز نامیده می‌شوند که همانند خوشه‌های کروی مقید به یک هاله با ظاهر مشخص نیستند.
خوشه‌های باز در کهکشان ما توزیع یکنواختی دارند و نمی‌توان آن‌ها را در نواحی خاصی – مانند مرکز – به صورت تجمعی پیدا کرد. با این‌حال، خوشه‌های باز جوان‌تر در بازوهای مارپیچی کهکشان ما متراکم‌تر هستند.
درخشان‌ترین خوشه‌های باز، به‌طور قابل توجهی کم نورتر از درخشان‌ترین خوشه‌های کروی هستند. اوج درخشندگی مطلق این خوشه تنها در حدود پنجاه هزار برابر درخشندگی مطلق خورشید است. جرم این نوع خوشه را می‌توان در حدود 50 برابر جرم خورشید دانست که رقم نسبتا کمی در ابعاد نجومی به حساب می‌آید. همچنین جمعیت کل ستارگان این خوشه‌ها نیز بسیار کم است و رقمی در حدود ده تا چند هزار ستاره را شامل می‌شود.
خوشه‌های باز دارای قطری بین 2 تا 20 سال نوری هستند. خوشه‌های باز به علت جرم کم نسبت به سایر اجرام نجومی از لحاظ گرانشی چندان مقید نیستند و به همین دلیل زودتر از سایر خوشه‌های دیگر فروپاشی می‌کنند. درنهایت می‌توان گفت خوشه‌های باز بسیار جوان هستند و در حدود 200 میلیون تا 1 میلیارد سال سن دارند.
جوان‌تر از خوشه‌های باز که در بالا بررسی کردیم، ستاره‌های جوان دیگری هستند که در کنار هم انجمن‌های ستاره‌ای را تشکیل می‌دهند. این ستاره‌ها عموما از نظر گرانشی چندان بهم متصل نیستند تا یک خوشه پایدار را بسازند اما چون مکان و زمان تولد آن‌ها یکسان است، به انجمن‌های ستاره‌ای معروف هستند.
این انجمن‌ها را می‌توان تنها در نواحی از کهکشان راه شیری پیدا کرد که تشکیل ستاره در آن رخ می‌دهد – به ویژه در بازوهای مارپیچی کهکشان ما. انجمن‌های ستاره‌ای بسیار درخشان هستند، به طوری که می‌توان آن‌ها را از خوشه‌های کروی نیز درخشان‌تر دانست. با این‌حال، بیشتر بودن میزان درخشش به معنای وجود ستاره‌های بیشتر نیست.
ستاره‌های تشکیل دهنده این انجمن‌ها درخششی درحدود یک میلیون برابر درخشش خورشید دارند. همین امر سبب می‌شود تا آن‌ها عمر بسیار کم – در حدود چند میلیون سال – داشته باشند. جرم این انجمن‌های ستاره‌ای تنها در حدود چند صد برابر جرم خورشید است و نمی‌توان آن‌ها را در گروه اجرام سنگین قرار داد.
اندازه انجمن‌های ستاره‌ای بزرگ است. قطر متوسط آن‌ها در حدود 250 میلیون سال نوری است. آن‌ها به قدری با فاصله از یکدیگر قرار دارند که اثرات گرانشی‌شان برای نگه داشتن انجمن به صورت پایدار کافی نیست. به همین دلیل در عرض چند میلیون سال، اعضای انجمن در فضا پراکنده شده و به ستاره‌های مجزا در کهکشان تبدیل می‌شوند.
گروه‌های متحرک به مجموعه‌ای از ستارگان گفته می‌شود که دارای حرکات قابل اندازه‌گیری مشخصی هستند. گاهی اوقات این اجرام یک خوشه قابل توجه را تشکیل نمی‌دهند. یکی از شناخته شده‌ترین گروه‌های متحرک، گروه متحرک «هیادس» در صورت فلکی «ثور» است. این سیستم که به عنوان « خوشه متحرک ثور» یا «جریان ثور» نیز شناخته می‌شود، شامل حدود 350 ستاره از جمله کوتوله سفید است و مرکز آن در حدود 150 سال نوری از ما فاصله دارد.
از دیگر گروه‌های متحرک می‌توان به گروه‌های «دب اکبر» و «خوشه پروین» اشاره کرد.
یکی از اجزای معروف هر کهکشان، مجموعه اجرام گازی بزرگ، درخشان و پراکنده است که «سحابی» نامیده می‌شود. مجموعه گاز بین‌ستاره‌ای و ستاره‌هایی که درآن‌ها گاز در حالت یونیزه و برانگیخته است، سحابی‌های انتشاری را تشکیل می‌دهد. از آنجایی که سحابی‌های انتشاری تقریبا به طور کامل از هیدروژن یونیزه شده تشکیل شده‌اند، معمولا به آن‌ها مناطق H II می‌گویند.
نواحی H II در بازوهای مارپیچی کهکشان راه شیری متمرکز شده‌اند – اگرچه برخی را می‌توان در فواصل میانی از مرکز کهکشان نیز پیدا کرد. این نواحی با اندازه قطر در حدود هزار سال نوری، تشعشعات رادیویی از یک نوع مشخص با طیف حرارتی منتشر می‌کنند که نشان می‌دهد دمای آن‌ها در حدود ده هزار کلوین است.
این تابش رادیویی اخترشناسان را قادر می‌سازد تا توزیع مناطق H II را در نقاط دور دست کهکشان تعیین کنند. سحابی «شکارچی» که یکی از معروف‌ترین سحابی‌های کهکشان ماست، در حدود 50 سال نوری وسعت دارد.
به‌طور معمول نواحی H II عمدتا از هیدروژن تشکیل شده‌اند، اما حاوی مقادیر قابل اندازه‌گیری گازهای دیگری نیز هستند. هلیوم از نظر فراوانی در رتبه دوم قرار دارد و می‌توان گازهای کربن، نیتروژن و اکسیژن را در نیز در این سحابی‌ها یافت.
ابرهای گازش که به عنوان سحابی‌های سیاره‌نما شناخته می‌شوند، فقط از نظر ظاهری شبیه سایر انواع سحابی‌ها هستند. این نوع از سحابی‌ها به این دلیل که تقریبا شبیه قرص‌های سیاره‌ای هستند، به این نام معروف شده‌اند. سحابی‌های سیاره‌نما در سراسر کهکشان یافت می‌شوند. تخمین زده می‌شود بیش از هزار سحابی سیاره‌نما در کهکشان ما وجود داشته باشد که تعدادی از آن‌ها به علت غبار کهکشانی تاکنون قابل شناسایی نبوده است.
نوع دیگری از جرم‌های سحابی که در کهکشان راه شیری یافت می‌شود، بقایای گاز منفجر شده از یک ستاره است که ابرنواختر نامیده می‌شود. گاهی اوقات این اجرام شبیه به سحابی‌های سیاره‌نما هستند – مانند سحابی «خرچنگ».
اما بقایای ابرنواختر را از سه جهت می‌توان از سحابی سیاره‌نما متمایز دانست: 1- ابرنواخترها جرم بیشتری دارند و اساسا از گاز تشکیل شده‌اند. 2- با سرعت بسیار زیادی منبسط می‌شوند. 3- طول عمر بسیار کوتاهی دارند. به عنوان مثال، می‌توان به بقایای ابرنواختر «1054» سحابی خرچنگ، «1572» با نام «Tycho» و «1604» با نام «Kepler» اشاره کرد که هر سه ویژگی مذکور را دربر دارند.
این اجرام نیز همانند بسیاری از اجرام دیگر، به وسیله تابش رادیویی در کهکشان شناسایی می‌شوند. آن‌ها انرژی رادیویی را در یک طیف تقریبا تخت آزاد می‌کنند.
علاوه بر تمام آنچه تاکنون درباره کهکشان راه شیری گفتیم، ابرهای گرد و غبار مولفه‌هایی دیگری هستند که حدود 10% الی 15% ماده مرئی این کهکشان را شکل می‌دهند. براساس توزیع ابرهای غبار در دیگر کهکشان‌ها، می‌توان نتیجه گرفت که آن‌ها اغلب در بازوهای مارپیچی کهکشان ما آشکار هستند.
هرچه از خورشید فاصله می‌گیریم، شناسایی ابرهای گرد و غبار و تشخیص ویژگی‌های آن‌ها دشوار می‌شود. بهترین ابرهای غبار که در نزدیکی خورشید می‌شناسیم دارای یک تا 200 سال نوری وسعت و 1 تا 20 برابر خورشید جرم دارند. کوچکترین ابرهای گرد و غبار به افتخار ستاره‌شناس هلندی-آمریکایی «بارت جی بوک» گلبول‌های بوک نامیده می‌شوند.
دانشمندان برای فهم این اطلاعات و مطالعه ابرهای گرد و غبار از تلسکوپ‌های مادون قرمز استفاده می‌کنند. یک بررسی کامل از آسمان که در طول موج‌های فروسرخ که در اوایل 1980 انجام شد، نشان داد تعداد زیادی ابر غبار متراکم در کهکشان راه شیری وجود دارد.
بیست سال بعد، تلسکوپ فضایی «اسپیتزر» با حساسیت بیشتر، پوشش طول موج بیشتر و وضوح بالاتر موفق شد تجمع ابرهای غبار را نقشه‌برداری کند. در این نقشه‌ها مشاهده شد برخی از این غبارها قادر هستند خوشه‌های ستاره‌ای عظیمی را در آینده شکل دهند.
ابرهای ماژلانی در اوایل قرن بیستم به عنوان اجرام همراه کهکشان شناخته می‌شدند. زمانی که هابل ماهیت کهکشان‌های دیگر را شناسایی کرد، مشخص شد که این ابرها منظومه‌های جداگانه‌ای هستند که حدود صد هزار سال نوری از ما فاصله دارند.
همراهان نزدیک دیگری نیز پیدا شدند که همگی اجرام کوچکی به صورت کهکشان کوتوله هستند. نزدیک‌ترین آن‌ها کوتوله «کمان» است – کهکشانی که در حال سقوط به درون راه شیری است. هسته این کهکشان حدود نود هزار سال نوری از ما فاصله دارد. کهکشان‌های همراه دیگر نیز حدود دویست هزار تا هشتصد هزار سال نوری از ما فاصله دارند.
جالب است بدانید راه شیری یک کهکشان مسطح کاملا تخت نیست. بلکه اثرات گرانشی همین کهکشان‌های همسایه سبب شده است تا دیسک کهکشانی ما اندکی تاب بخورد.
تمام آنچه در بالا گفته شد – ماده‌ای که ما قادر به دیدن آن با تلسکوپ هستیم - تنها 10% از ماده موجود در راه شیری را تشکیل می‌دهد. 90% باقیمانده از جرم راه شیری متلعق به «ماده تاریک» است. ماده تاریک نه تابش الکترومغناطیسی دارد و نه در اندرکنش‌های معمول شرکت می‌کند. ماده تاریک را تنها می‌توان به کمک اثرات گرانشی در محیط شناسایی کرد.
این مقدار بسیار زیاد از ماده تاریک سبب می‌شود تا هاله‌ای نامرئی در اطراف کهکشان ما وجود داشته باشد. اخترشناسان قادر هستند با شبیه‌سازی هاله کیهانی نحوه چرخش راه شیری را توجیه کنند. اگر ماده تاریک وجود نداشت – به سبب آن هاله کیهانی نیز کهکشان ما را احاطه نکرده بود – ستارگان راه شیری بسیار کندتر از آنچه مشاهده می‌شود، می‌چرخیدند.
کهکشان راه شیری با تمام پیچیدگی‌هایی که در این مقاله به بیان مختصری از آن پرداختیم، تنها یکی از میلیاردها کهکشان موجود در کیهان ماست. هنگامی که در اجزای تشکیل دهنده و ارقام بیان شده دقیق می‌شویم، درمی‌یابیم آسمان بالای سر ما مملو از رموز و شگفتی‌هایی است که برای همیشه بشریت را متعجب و شگفت‌زده خواهد کرد.
